Чем объясняется наблюдаемое свечение туманностей
Диффузные (светлые) космические туманности
Эдвин Хаббл и свечение космических туманностей
Один из самых красивых объектов на звездном небе, это хорошо видимая в телескоп туманность Ориона. Её мягкий, с зеленоватым оттенком цвет, постепенно тускнеющий к краям, блуждающие тени, местами мягкие, местами грубые и резкие, алмазное сияние четырёх близких друг к другу звёзд, трапеции — всё это создаёт картину непревзойдённой красоты.
Ни один телескоп ещё не смог разделить эту светящуюся массу на звёзды, а спектральные данные показывают, что и не разделит никогда, так как туманность Ориона это действительно лишь туманное облако газа, сверкающее в свете центральных звёзд. Но, что заставляет туманность светиться?
Диффузная туманность M 8 (NGC 6530)
Туманность в Орионе имеет яркий линейчатый спектр, в котором преобладают линии водорода, сильно ионизованного кислорода и гелия. Но, другие туманности имеющие подобный состав не светятся совсем! Так в чем же дело?
В свое время великий астроном Эдвин Хаббл показал, что в непосредственном соседстве с каждой диффузной туманностью находится очень горячая звезда со спектром, подобным спектру туманности в Орионе.
Так что, физическая теория, объясняющая, как и почему светят такие туманности, весьма проста. Плотности и давления в туманностях так малы, что по земным масштабам мы считали бы любую такую туманность абсолютным вакуумом. В наших физических лабораториях атом никогда не удаётся изолировать; он постоянно сталкивается либо с одним из своих сотоварищей, либо с атомами стенок сосуда.
Космические туманности светятся сами или отражают свет звезд?
Желая наблюдать атомные процессы в их величественной простоте, мы должны обратиться к диффузным туманностям или к межзвёздному газу, которые, очевидно, являются местами, где атомам предоставлена свобода действовать практически без всяких возмущений.
Атомы газа бомбардируются излучением окружающих звёзд. Возбудить их могут только световые кванты очень высокой частоты, в изобилии посылаемые белыми гигантами спектральных классов В и О. Большинство квантов низких частот просто пройдёт через газ, не взаимодействуя с ним заметным образом.
Высокочастотный квант, сталкиваясь с нейтральным атомом, может передать ему достаточно энергии, чтобы вызвать отрыв одного из электронов. Атом при этом не остаётся электрически нейтральным, а становится положительно заряженным или ионизованным.
Вас может заинтересовать
Электрон освобождается и отправляется в самостоятельное путешествие по межзвёздному пространству. Что может случиться с таким электроном? Со своим отрицательным зарядом он всегда готов объединиться с любым доступным положительным ионом, но таких ионов очень мало. Наш первоначальный ион встречает то же препятствие в поисках электрона, который бы вернул его в нейтральное состояние.
Однажды ионизованный атом может путешествовать в космическом вакууме в течение нескольких дней, прежде чем он столкнётся со свободным электроном, который нейтрализует его заряд, ведь в “межзвёздных лабораториях” физические процессы идут медленно. Атомы в недрах звёзд или в наших земных физических лабораториях постоянно сталкиваются друг с другом. Атомы же в диффузных туманностях находятся на огромных расстояниях друг от друга и сталкиваются очень редко.
Время от времени один из свободных электронов будет захватываться положительно заряженным ионом. Допустим, что электрон захватывается ионом водорода, т. е. протоном. Согласно современной атомной теории захваченный электрон может попасть на любую из стационарных орбит нейтрального атома водорода. Если электрон попадает на самую глубокую орбиту, соответствующую минимальной энергии, то на этом процесс прекращается. Как побочный продукт при захвате будет излучён единственный ультрафиолетовый квант.
Нередко свободный электрон будет попадать на орбиты большей энергии. Водородный атом не может находиться в возбуждённом состоянии дольше малой доли секунды, и захват немедленно сопровождается перестройкой вновь образованного нейтрального атома. Электрон каскадно падает с орбиты на орбиту, пока не достигнет самой глубокой. Там он остаётся до тех пор, пока атом не подвергнется воздействию нового ультрафиолетового кванта и не начнётся новая последовательность.
В честь Эдвина Хаббла назван астероид № 2069, открытый в 1955 году, а также космический телескоп «Хаббл», работающий с 1990 года.
Во время каскадного процесса электрон спускается с орбит, соответствующих высокому энергетическому уровню, на орбиты с низкими уровнями. Есть некоторая вероятность, что в ходе этого процесса будет испущен квант, соответствующий одному из бальмеровских переходов. То есть, в буквальном смысле “родится свет”, а если точнее, то не родится, а отражается.
Таким образом, Э. Хаббл установил, что туманности со “спектром испускания”, то есть “светящиеся” для стороннего наблюдателя, всегда находятся близко от очень горячих звёзд спектральных классов О, ВО и В1. Туманности же со “спектром поглощения” всегда связаны с более холодными звёздами.
Другими словами, светится не сама туманность – её спектр полностью совпадает со спектром “подсвечивающей” её звезды, стало быть, туманность служит своеобразной зеркальной антенной, “транслирующей” в пространство отраженный свет ближайшей крупной и горячей звезды. Именно поэтому, туманности этой группы стали называть отражающими.
Отсутствие же спектра испускания у этих туманностей объясняется тем, что более холодные звёзды испускают недостаточно ультрафиолетовых лучей. То есть для “подсветки” своей туманности, им просто не хватает сил.
Чем объясняется наблюдаемое свечение туманностей
Свечение и природа газовых туманностей
Спектр излучения газовых туманностей и то, что их яркость больше, чем яркость соседних звезд, которые можно было бы заподозрить как причину их свечения, отвергает возможность их свечения отраженным светом. Однако доказываемая спектром разреженность газа не допускает, чтобы он был раскаленным и вполне самосветящимся. Американцы Хаббл, Боуэн и Мензел, голландец Занстра и советский ученый В. А. Амбарцумян установили основные черты свечения и природы газовых туманностей.
Газовые туманности светятся до некоторой степени подобно тому, как светятся кометы или как газ в газосветной трубке. Их свечение вынужденное.
Как мы говорили, масса колоссального объема газа, образующего планетарную туманность благодаря ее разреженности, составляет всего лишь одну сотую массы Солнца. Массы больших диффузных туманностей могут быть в сотни раз больше этого. О. Д. Докучаева, пользуясь теорией В. А. Амбарцумяна, оценила, например), массу туманности Ориона в 500 масс Солнца.
Очень часто диффузные газовые туманности перемешаны с пылевыми туманностями, светящимися отраженным светом, и даже с темными пылевыми туманностями. Не происходит ли кое-где сгущение газа в метеоритную пыль? На эту мысль наводят нас и другие соображения.
Некоторые планетарные туманности наряду с яркими линиями излучают и слабый непрерывный спектр. Казалось неправдоподобным, чтобы при большой прозрачности этих туманностей в них присутствовала в заметном количестве пыль, отражающая свет ядра. Эта загадка была решена в 1950 г. эстонским физиком А. Я. Киппером.
Еще раньше знали, что некоторые атомы могут совершить запрещенный переход, излучив не один, а два кванта сразу, причем сумма энергий этих двух квантов равна разности энергий двух соответствующих уровней в атоме. Вероятность такого двухквантового перехода мала, но не слишком. В атоме водорода время жизни на одном из подуровней второго состояния составляет 0,12 сек. Переход с него в основное состояние дает двухквантовое излучение, но в разных случаях сумма энергий распределяется между двумя квантами неодинаково. Так, при наличии множества атомов излучаются подобным образом всевозможные кванты разных частот. В результате излучается непрерывный спектр. Его могут давать в меньшей мере и атомы гелия: нейтрального и ионизованного. Яркость свечения непрерывного спектра водорода пропорциональна населенности второго уровня, а последняя пропорциональна числу рекомбинаций протонов, следовательно, яркости водородных линий. Эта теория и количественно согласуется с наблюдениями, особенно, если учесть еще некоторые тонкости процесса и то, что при рекомбинациях водородных атомов излучается некоторый слабый непрерывный спектр (его излучают также электроны, тормозящиеся при пролете вблизи атомов, не способных, однако их захватить). Так загадка непрерывного спектра в газовых туманностях тоже была разрешена теорией.
Почему туманности светятся?
Источником светового излучения светлой туманности является межзвездный газ. … Таким образом можно объяснить природу свечения и газовых туманностей. Только для этого необходимо наличие рядом горячей звезды, сильное ультрафиолетовое излучение которой оказывает влияние на атомы межзвездного газа, в основном водорода.
Почему диффузные туманности светятся?
Диффузные туманности это яркие туманности, как правило, огромные концентрации газа и пыли, в которых звезды создались или в настоящее время формируются. … межзвездные облака водорода, которые светятся в связи с интенсивным излучением горячих звезд в них. Эмиссионные туманности, как правило, красного цвета.
Почему планетарная туманность светится?
При достижении обнажённой поверхностью (фотосферой звезды) температуры в 30 000 К энергия испускаемых ультрафиолетовых фотонов становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Таким образом, облако становится планетарной туманностью.
Откуда берутся Газопылевые туманности?
Свет от звезд рассеивается межзвездной пылью. Большинство отражательных туманностей расположено вблизи плоскости Галактики. … Если звезда, которая находится в туманности или рядом с ней достаточно горячая, то она ионизует газ в туманности.
Как отображаются отражательные туманности?
Отражательные туманности обычно имеют синий оттенок, поскольку рассеяние голубого цвета более эффективно, чем красного (именно этим, в частности, объясняется голубой цвет неба). Отражательные и эмиссионные туманности часто можно увидеть рядом (например, Туманность Ориона) и их обеих относят к диффузным туманностям.
Какие типы диффузных туманностей существуют?
Три типа диффузных туманностей — это отражательная туманность, эмиссионная туманность и остатки сверхновой.
Чем отличаются отражательные туманности от диффузных?
Внешне они отличаются просто — диффузные туманности светятся, а темные, соответственно названию, — нет и даже наоборот, затемняют расположенные за ними участки неба. … Отражательные туманности — это газопылевые облака, отражающие свет находящихся рядом с ними и подсвечивающих их звезд.
Какие Туманности бывают?
Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; …
Чем объясняется наблюдаемое свечение туманностей?
Типичный розоватый цвет, наблюдаемый у облаков ионизированного водорода (области H II) типа туманности Ориона, обусловлен преобладающим излучением водорода. … Ультрафиолетовое излучение горячих звезд скопления заставляет окружающую туманность светится. М16 (NGC 6611) — типичная область звездообразования.
Какие звёзды образуются туманности?
Наиболее яркие туманности, созданные ударными волнами, вызваны взрывами сверхновых звёзд и называются остатками вспышек сверхновых звёзд. Они играют очень важную роль в формировании структуры межзвёздного газа.
Как образуются туманности?
Туманность начинает формироваться, когда несколько атомов оказываются достаточно близко друг к другу, чтобы начать «кучковаться». Чем больше их собирается вместе, тем сильнее становится их гравитационное влияние; они начинают притягивать к себе больше частиц. Через миллионы лет вы получите большое газовое облако.
Какие из туманностей излучают радиацию?
Эмиссионные туманности — яркие, так как атомы возбуждаются под действием ультрафиолетового излучения близлежащих молодых звезд. Сами туманности также превращаются в источник радиации. Светлые туманности не излучают радиацию, а отражают свет ближайших звезд.
Как появляются туманности в космосе?
Очень тяжелые звезды (например, в несколько раз тяжелее Солнца) проживают короткую и яркую жизнь, и в конце взрываются как сверхновые. При этом они разбрасывают вокруг себя часть вещества, которое и становится туманностью. После взрыва сверхновой остается туманность и остаток звезды — нейтронная звезда или черная дыра.
Как называется облако газа?
Межзвёздное облако — общее название для скоплений газа, плазмы и пыли в нашей и других галактиках. Иными словами, межзвёздное облако имеет более высокую плотность, чем средняя плотность межзвёздной среды.
Какие существуют виды галактик?
По классификации, предложенной астрономом Эдвином Хабблом, в 1925 году существуют несколько видов галактик:
Как концентрируются газовые туманности в Галактике?
Газовые диффузные туманности, обычно весьма клочковатые, сильно концентрируются к галактическому экватору. Они бывают самых разнообразных размеров и неопределенных очертаний. … Но существуют и такие более ясно очерченные объекты с усилением яркости к периферии (периферические туманности), как Розетка.
ТУМАННОСТИ
ТУМАННОСТИ. Раньше астрономы называли так любые небесные объекты, неподвижные относительно звезд, имеющие, в отличие от них, диффузный, размытый вид, как у маленького облачка (употребляемый в астрономии для «туманности» латинский термин nebula означает «облако»). Со временем выяснилось, что некоторые из них, например, туманность в Орионе, состоят из межзвездного газа и пыли и принадлежат нашей Галактике. Другие, «белые» туманности, как в Андромеде и в Треугольнике, оказались гигантскими звездными системами, подобными Галактике. Здесь речь пойдет о газовых туманностях.
До середины 19 в. астрономы считали, что все туманности – это далекие скопления звезд. Но в 1860, впервые использовав спектроскоп, У.Хёггинс показал, что некоторые туманности газовые. Когда сквозь спектроскоп проходит свет обычной звезды, наблюдается непрерывный спектр, в котором представлены все цвета от фиолетового до красного; в некоторых местах спектра звезды имеются узкие темные линии поглощения, но заметить их довольно трудно – они видны лишь на качественных фотографиях спектров. Поэтому при наблюдении глазом спектр звездного скопления выглядит как непрерывная цветная полоса. Спектр излучения разреженного газа, напротив, состоит из отдельных ярких линий, между которыми практически нет света. Как раз это и увидел Хёггинс при наблюдении некоторых туманностей через спектроскоп. Более поздние наблюдения подтвердили, что многие туманности действительно являются облаками горячего газа. Часто астрономы называют «туманностями» и темные диффузные объекты – тоже облака межзвездного газа, но холодные.
Типы туманностей.
Туманности разделяют на следующие основные типы: диффузные туманности, или области H II, такие, как Туманность Ориона; отражательные туманности, как туманность Меропы в Плеядах; темные туманности, как Угольный Мешок, которые обычно связаны с молекулярными облаками; остатки сверхновых, как туманность Сеть в Лебеде; планетарные туманности, как Кольцо в Лире.
Диффузные туманности.
Широко известные примеры диффузных туманностей – это Туманность Ориона на зимнем небе, а также Лагуна и Тройная (Трехраздельная) – на летнем. Темные линии, рассекающие Тройную туманность на части, – это холодные пылевые облака, лежащие перед ней. Расстояние до этой туманности ок. 2200 св. лет, а ее диаметр чуть менее 2 св. лет. Масса этой туманности в 100 раз больше солнечной. Некоторые диффузные туманности, например Лагуна 30 Золотой Рыбы и Туманность Ориона, значительно крупнее и массивнее.
В отличие от звезд газовые туманности не имеют собственного источника энергии; они светятся только в том случае, если внутри них или рядом находятся горячие звезды с температурой поверхности 20 000–40 000 ° С. Эти звезды испускают ультрафиолетовое излучение, которое поглощается газом туманности и переизлучается им в форме видимого света. Пропущенный через спектроскоп, этот свет расщепляется на характерные линии излучения различных элементов газа.
Отражательные туманности.
Отражательная туманность образуется, когда облако с рассеивающими свет пылинками освещается расположенной рядом звездой, температура которой не так высока, чтобы заставить светиться газ. Небольшие отражательные туманности иногда видны рядом с формирующимися звездами.
Темные туманности.
Темные туманности – это облака, состоящие в основном из газа и отчасти из пыли (в соотношении по массе
Остатки сверхновых.
Когда состарившаяся звезда взрывается, ее внешние слои сбрасываются со скоростью ок. 10 000 км/с. Это быстро летящее вещество, подобно бульдозеру, сгребает перед собой межзвездный газ, и вместе они образуют структуру, подобную туманности Сеть в Лебеде. При столкновении движущееся и неподвижное вещества нагреваются в мощной ударной волне и светятся без дополнительных источников энергии. Температура газа при этом достигает сотен тысяч градусов, и он становится источником рентгеновского излучения. Кроме того, в ударной волне усиливается межзвездное магнитное поле, а заряженные частицы – протоны и электроны – ускоряются до энергий гораздо выше энергии теплового движения. Движение этих быстрых заряженных частиц в магнитном поле вызывает излучение в радиодиапазоне, называемое нетепловым.
Самый интересный остаток сверхновой – это Крабовидная туманность. В ней выброшенный сверхновой газ еще не смешался с межзвездным веществом.
В спектре этой туманности каждая линия раздвоена. Ясно, что один компонент линии, сдвинутый в голубую сторону, приходит от приближающейся к нам части оболочки, а другой, сдвинутый в красную сторону, – от удаляющейся. По формуле Доплера вычислили скорость расширения (1200 км/с) и, сравнив ее со скоростью углового расширения, определили расстояние до Крабовидной туманности: ок. 3300 св. лет.
Крабовидная туманность имеет сложное строение: ее внешняя волокнистая часть излучает отдельные эмиссионные линии, характерные для горячего газа; внутри этой оболочки заключено аморфное тело, излучение которого имеет непрерывный спектр и сильно поляризовано. Кроме того, оттуда исходит мощное нетепловое радиоизлучение. Это можно объяснить только тем, что внутри туманности быстрые электроны движутся в магнитном поле, испуская при этом синхротронное излучение в широком диапазоне спектра – от радио до рентгеновского. Долгие годы загадочным оставался источник быстрых электронов в Крабовидной туманности, пока в 1968 не удалось обнаружить в ее центре быстро вращающуюся нейтронную звезду – пульсар, остаток взорвавшейся примерно 950 лет назад массивной звезды. Совершая 30 оборотов в секунду и обладая огромным магнитным полем, нейтронная звезда выбрасывает в окружающую туманность потоки быстрых электронов, ответственных за наблюдаемое излучение. См. также ПУЛЬСАР.
Оказалось, что механизм синхротронного излучения весьма распространен среди активных астрономических объектов. В нашей Галактике можно указать немало остатков сверхновых, излучающих в результате движения электронов в магнитном поле, например, мощный радиоисточник Кассиопея А, с которым в оптическом диапазоне связана расширяющаяся волокнистая оболочка. Из ядра гигантской эллиптической галактики М 87 выбрасывается тонкая струя горячей плазмы с магнитным полем, излучающая во всех диапазонах спектра. Неясно, связаны ли активные процессы в ядрах радиогалактик и квазаров со сверхновыми, но физические процессы излучения в них весьма схожи.
Планетарные туманности.
Простейшие галактические туманности – это планетарные. Их открыто около двух тысяч, а всего в Галактике их ок. 20 000. Они концентрируются в галактическом диске, но не тяготеют, как диффузные туманности, к спиральным рукавам.
При наблюдении в небольшой телескоп планетарные туманности выглядят размытыми дисками без особых деталей и поэтому напоминают планеты. У многих из них вблизи центра видна голубая горячая звезда; типичный пример – туманность Кольцо в Лире. Как и у диффузных туманностей, источником их свечения служит ультрафиолетовое излучение звезды, находящейся внутри.
Спектральный анализ.
Чтобы проанализировать спектральный состав излучения туманности, часто используют бесщелевой спектрограф. В простейшем случае вблизи фокуса телескопа помещают вогнутую линзу, превращающую сходящийся пучок света в параллельный. Его направляют на призму или дифракционную решетку, расщепляющую пучок в спектр, а затем выпуклой линзой фокусируют свет на фотопластинке, получая при этом не одно изображение объекта, а несколько – по числу линий излучения в его спектре. Однако изображение центральной звезды при этом растягивается в линию, поскольку у нее непрерывный спектр.
В спектрах газовых туманностей представлены линии всех важнейших элементов: водорода, гелия, азота, кислорода, неона, серы и аргона. Причем, как и везде во Вселенной, водорода и гелия оказывается гораздо больше остальных.
Возбуждение атомов водорода и гелия в туманности происходит не так, как в лабораторной газоразрядной трубке, где поток быстрых электронов, бомбардируя атомы, переводит их в более высокое энергетическое состояние, после чего атом возвращается в нормальное состояние, излучая свет (см. также ЭЛЕКТРОВАКУУМНЫЕ И ГАЗОРАЗРЯДНЫЕ ПРИБОРЫ). В туманности нет таких энергичных электронов, которые могли бы своим ударом возбудить атом, т.е. «забросить» его электроны на более высокие орбиты. В туманности происходит «фотоионизация» атомов ультрафиолетовым излучением центральной звезды, т.е. энергии пришедшего кванта достаточно, чтобы вообще оторвать электрон от атома и пустить его в «свободный полет» (см. также ФОТОЭЛЕКТРИЧЕСКИЙ ЭФФЕКТ). В среднем проходит 10 лет, пока свободный электрон встретится с ионом, и они вновь объединятся (рекомбинируют) в нейтральный атом, выделив энергию связи в виде квантов света. Рекомбинационные линии излучения наблюдаются в радио-, оптическом и инфракрасном диапазонах спектра.
Наиболее сильные линии излучения у планетарных туманностей принадлежат атомам кислорода, потерявшим один или два электрона, а также азоту, аргону, сере и неону. Причем они излучают такие линии, которые никогда не наблюдаются в их лабораторных спектрах, а появляются только в условиях, характерных для туманностей. Эти линии называют «запрещенными». Дело в том, что атом обычно находится в возбужденном состоянии менее миллионной доли секунды, а затем переходит в нормальное состояние, излучая квант. Однако существуют некоторые уровни энергии, между которыми атом совершает переходы очень «неохотно», оставаясь в возбужденном состоянии секунды, минуты и даже часы. За это время в условиях относительно плотного лабораторного газа атом обязательно сталкивается со свободным электроном, который изменяет его энергию, и переход исключается. Но в крайне разреженной туманности возбужденный атом долго не сталкивается с другими частицами, и, наконец, совершается «запрещенный» переход. Именно поэтому впервые обнаружили запрещенные линии не физики в лабораториях, а астрономы, наблюдая туманности. Поскольку в лабораторных спектрах этих линий не было, некоторое время даже считалось, что они принадлежат неизвестному на Земле элементу. Его хотели назвать «небулий», но недоразумение вскоре прояснилось. Эти линии видны в спектрах как планетарных, так и диффузных туманностей. В спектрах таких туманностей есть и слабое непрерывное излучение, возникающее при рекомбинации электронов с ионами. См. также СПЕКТРОСКОПИЯ.
На спектрограммах туманностей, полученных со щелевым спектрографом, линии часто выглядят изломанными и расщепленными. Это – эффект Доплера, указывающий на относительное движение частей туманности. Планетарные туманности обычно расширяются радиально от центральной звезды со скоростью 20–40 км/с. Оболочки сверхновых расширяются гораздо быстрее, возбуждая перед собой ударную волну. У диффузных туманностей вместо общего расширения обычно наблюдается турбулентное (хаотическое) движение отдельных частей.
Важная особенность некоторых планетарных туманностей – стратификация их монохроматического излучения. Например, излучение однократно ионизованного атомарного кислорода (потерявшего один электрон) наблюдается в обширной области, на большом расстоянии от центральной звезды, а двукратно ионизованные (т.е. потерявшие два электрона) кислород и неон видны лишь во внутренней части туманности, тогда как четырехкратно ионизованный неон или кислород заметны лишь в центральной ее части. Этот факт объясняется тем, что необходимые для более сильной ионизации атомов энергичные фотоны не достигают внешних областей туманности, а поглощаются газом уже недалеко от звезды.
По химическому составу планетарные туманности весьма разнообразны: элементы, синтезированные в недрах звезды, у некоторых из них оказались подмешанными к веществу сброшенной оболочки, а у других – нет. Еще сложнее состав остатков сверхновых: сброшенное звездой вещество в значительной степени смешано с межзвездным газом и, кроме того, разные фрагменты одного остатка иногда имеют различный химический состав (как у Кассиопеи А). Вероятно, это вещество выбрасывается с различных глубин звезды, что дает возможность проверять теорию эволюции звезд и взрыва сверхновых.
Происхождение туманностей.
Диффузные и планетарные туманности имеют совершенно разное происхождение. Диффузные всегда находятся в областях звездообразования – как правило, в спиральных рукавах галактик. Обычно они связаны с крупными и холодными газопылевыми облаками, в которых формируются звезды. Яркая диффузная туманность – это небольшой кусочек такого облака, разогретый родившейся поблизости горячей массивной звездой. Поскольку такие звезды формируются нечасто, диффузные туманности далеко не всегда сопровождают холодные облака. Например, в Орионе есть такие звезды, поэтому есть несколько диффузных туманностей, но они крошечные по сравнению с невидимым для глаза темным облаком, занимающим почти все созвездие Ориона. В небольшой области звездообразования в Тельце нет ярких горячих звезд, и поэтому нет заметных диффузных туманностей (есть лишь несколько слабых туманностей вблизи активных молодых звезд типа Т Тельца).
Планетарные туманности – это оболочки, сброшенные звездами на заключительном этапе их эволюции. Нормальная звезда светит за счет протекающих в ее ядре термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Но когда запасы водорода в ядре звезды истощаются, с ней происходят быстрые перемены: гелиевое ядро сжимается, оболочка расширяется, и звезда превращается в красный гигант. Обычно это переменные звезды типа Миры Кита или OH/IR с огромными пульсирующими оболочками (см. также ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ). В конце концов они сбрасывают внешние части своих оболочек. Лишенная оболочки внутренняя часть звезды имеет очень высокую температуру, иногда выше 100 000 ° C. Она постепенно сжимается и превращается в белый карлик, лишенный ядерного источника энергии и медленно остывающий. Таким образом, планетарные туманности выбрасываются их центральными звездами, тогда как диффузные туманности типа Туманности Ориона – это вещество, которое осталось неиспользованным в процессе формирования звезд.