Отражательная туманность — туманность (газово-пылевое облако), подсвечиваемая звездой . Если звезда (звёзды) находится в межзвёздном облаке или рядом с ним, но недостаточно горяча (горячи), чтобы ионизовать вокруг себя значительное количество межзвёздного водорода , то основным источником оптического излучения туманности оказывается свет звёзд , рассеиваемый межзвёздной пылью .

Спектр отражательной туманности такой же, как и у подсвечивающей её звезды. Среди микроскопических частиц, ответственных за рассеивание света, можно выделить частички углерода (иногда их называют бриллиантовой пылью), а также частицы железа и никеля . Последние две взаимодействуют с галактическим магнитным полем, и поэтому отражённый свет слегка поляризован .

Открытие

Анализируя спектр туманности, связанной с звездой Меропа в Плеядах , Весто Слайфер заключил в 1912 году , что источником ее света, скорее всего, является сама звезда, и туманность отражает свет от звезды (и звезды Альционы ) . Вычисления Эйнара Герцшпрунга в 1913 году подтверждают эту гипотезу . Эдвин Хаббл определил разницу между эмиссионными и отражательными туманностями в 1922 году .

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 .

В настоящее время известно порядка 500 отражательных туманностей, самая известная из которых — вокруг Плеяд (звёздное скопление). Гигантская красная ( спектральный класс M1) звезда Антарес окружена большой красной отражательной туманностью. Отражательные туманности также часто встречаются в местах звёздообразования .

Закон светимости

В 1922 году Хаббл опубликовал результаты исследований некоторых ярких туманностей. В этой работе Хаббл отметил различия между отражательными и эмиссионными туманностями и вывел закон светимости для отражательной туманности, который устанавливает соотношение между угловым размером туманности ( R ) и видимой величиной подсвечивающей звезды ( m ):

${\displaystyle 5\log \left(R\right)=-m+k\,,}$

где ${\displaystyle k}$ — константа, зависящая от чувствительности измерения.

См. также

• Переменная туманность

Примечания