ЭСБЕ/Туманности
Туманности — Так называются видимые в достаточно сильные трубы в различных местностях небесного свода бесформенные скопления светящейся материи, похожие на легкие облачка или хлопья фосфоресцирующего тумана. Т. на первый взгляд легко смешать со слабыми телескопическими кометами, но Т. не изменяют своего положения среди соседних звезд, не имеют чувствительного  (см.) — не принадлежат к солнечной системе, а одинаково далеки от нас, как и звезды. К Т. близко подходят так назыв. звездные кучи; между этими типами светил нельзя даже провести резкой грани. Многие Т., имеющие вид в слабейшие трубы сплошной тускло светящей массы (всего лучше их определить словом «светлый налет»), в более сильные трубы оказываются разложенными на отдельные яркие точки. Вместе с улучшением оптических средств все большее число Т. переходит в разряд разложимых. С другой стороны, спектральный анализ доказал, что многие Т. никогда не могут быть разложены, что они представляют собой действительно скопление материи в газообразном состоянии и во всяком случае не состоят из отдельных твердых или жидких телец. Разнообразие видов Т. и звездных куч настолько велико, что если взять, с одной стороны, такую характерную кучу широко расставленных звезд, как Плеяда, а с другой стороны, бесформенные клубы космической материи, как Т. в созвездии Ориона, то можно подобрать ряд небесных объектов, которые составят непрерывный и постепенный переход между такими различными типами светил. Лишь несколько самых ярких Т. видимы невооруженным глазом и то как светлые точки, едва отличимые для самого острого зрения от обыкновенных звезд. Обратно, некоторые широко раскинутые звездные кучи (а для очень близоруких людей даже Плеяды) могут служить образцом того, как представляются в трубе настоящие Т.

Названия nebula, νεφέλιον употреблялись еще древними астрономами.  называл так известное звездное скопление  в созвездии Рака.  по непонятной теперь причине обозначал «туманными» некоторые яркие звезды. Эти  считались астрологами опасными — они приносили слепоту. По-видимому, уже Al Sufi, арабский астроном Х в., знал о существовании Т. в созвездии Андромеды. На голландских картах (около 1500 г.) это место неба обозначено группой точек. Первое описание знаменитой Т. Андромеды дал  в 1612 г. Затем Цизат в Люцерне, наблюдая комету в 1618 г., заметил Т. в созвездии Ориона. Эту Т. подробно описал Гюйгенс в 1656 г. В 1716 г. Галлей знал еще только шесть Т., но каталог Мессье (1771) содержит 103 Т. Около того же времени 42 Т. южного неба занес на карту Лакайль во время своего пребывания (1752) на мысе Доброй Надежды. Гигантский шаг вперед сделал В. Гершель. При своих многолетних «поисках» по всему небосводу он открыл до трех тысяч новых Т., иногда довольно значительных по величине и слабых, иногда еле отличимых от звезд. Гершель различал шесть классов: звездные кучи; разложимые Т.; Т. в тесном смысле слова (неправильный, правильный — овальные и кольцеобразные); планетарные Т.; звездные Т.; туманные звезды. Его первый «Catalogue of one Thousand new Nebulae and Clusters of Stars» появился в 1786 г. Затем (1789—1802) Гершель напечатал несколько добавочных каталогов. Сын его, Д. Гершель, продолжал ту же работу для южного полушария (1834—38). Общий каталог Т., изданный им в 1864 г., заключал 5079 предметов. Поисками за новыми Т. занимались затем Дёнлоп, , Лассель, Даррэ, Шмидт, в новейшее время Стефан, Бигурдан. В 1888 г. вышел «A New General Catalogue of nebulae and clusters of stars», обработанный Дрейером; он содержит 7840 предметов. Теперь принято обозначать Т. номерами этого каталога (в сокращении N. G. C.). Лорд Росс, пользуясь громадной оптической мощью своих рефлекторов, открыл чрезвычайно интересные детали многих Т. Он установил новый, весьма обширный класс спиральных Т. и доказал, что многие так называемые овальные Т. не имеют правильной фигуры. В 1880 г. Дрэпер получил первый фотографический снимок Т. (в Орионе). Фотография дала возможность путем увеличения времени экспозиции (иногда в течение нескольких ночей подряд) обнаруживать присутствие туманной материи: там, где глаз даже в лучшие рефракторы ничего не может распознать, обнаружены громадные, хотя крайне слабые Т. во многие десятки квадратных градусов. Описанная Гюйгенсом Т. в Орионе составляет ничтожную по площади часть всего скопления, занимающего своими разветвлениями половину созвездия. Фотография же открыла весьма сложные туманные полосы, окутывающие группу Плеяд. Из фотографических снимков Т. особенно известны работы Исаака Робертса и бр. Анри.

Среди различных тесных звездных куч, которые в слабые инструменты имеют вид Т., особенно интересны «шарообразные» скопления мельчайших звездочек равных между собой по яркости (12—15 величины). Наиболее характерны такие кучи в созв. Тукана, Центавра. Звездочки расположены в них гораздо теснее около центра, чем у окраин. Громадное число звездочек в таких кучах оказались переменными. Они правильно меняют блеск на 1—2 величины в различные, иногда очень короткие промежутки времени. Громадное большинство неразложимых Т. (несколько тысяч) относится к классу овальных, размеры их обыкновенно весьма малы. Они расположены группами в различных частях неба, притом как раз в местностях, бедных звездами. Иные круглые Т. в противоположность шарообразным звездным кучам с центральным сгущением и с размытыми контурами кажутся совершенно равномерно сияющими, резко очерченными дисками; по виду напоминают диски планет, освещенных посторонним светом. Такие Т. названы Гершелем планетарными; он насчитывал до 80 таких Т.; цвет их голубоватый; типом может служить одна из Т. в Большой Медведице. Росс показал, впрочем, что многие планетарные Т. должны быть отнесены к спиральным. Среди этих последних наиболее известны Т. в созвездиях Гончих Собак и Девы. В спиральных Т. от центральных сгущений расходятся неправильными завитками ветви струйчатого строения, постепенно сходящие на нет. К этому классу, судя по фотографиям Робертса, относятся и Т. в Андромеде. Небольшое число Т. (по подсчету Гершеля — 12) имеет характерный вид кольца, иногда круглого, иногда элиптического, вероятно, в зависимости от угла, составленного их плоскостями с лучами зрения. Иногда, как в известной Т. в созв. Лиры, внутреннее пространство заполнено чрезвычайно редким туманом, чаще же оно вполне темно. В Т. Лиры фотография указала еще на звездообразное сгущение в центре кольца. В спиральных и кольцеобразных Т. хотели видеть иллюстрацию и доказательство справедливости различных космогонических гипотез (о них см. Системы мира). Большинство самых известных, ярких и значительных по размерам Т. имеет совершенно неправильную форму (около 100 Т.). Сюда относятся Т. в Орионе так наз. Омега-Туман в Щите Собесского; Dump-bell nebula в Лисице (напоминающая фигурой гирю атлетов); Т. в созв. Райской Птицы (целое собрание отдельных слившихся Т.); Т. около звезды η Корабля (по-видимому, связанная физически с этой звездой); Т., окутывающая Плеяды. Туманные звезды — не что иное, как небольшие Т. с резко определенными светлыми ядрами. Гершель видел в них последнюю стадию перехода Т. в звезды. Маггелановы облака — «богатейшие сокровищницы южного неба» — описаны впервые мореплавателями XVI стол.; подробно изучали их Лакайль и Д. Гершель. Невооруженному глазу они представляются бесформенными светящимися облачками, ясно видимыми в безлунные ночи. На самом деле они состоят из большого числа звездных куч, Т. и отдельных звезд. По подсчету Гершеля, в большом облаке — 284 Т., 66 звездных куч и 582 звезды; в малом облаке — 32 Т., 6 куч, 200 звезд. Т. в известном смысле слова можно назвать и Млечный Путь. Мелкие звезды в нем, сливающиеся для глаза и различимые отдельно в трубу, местами как бы запутаны в бесформенный светящий туман, который совершенно не разлагается на звезды. О распределении Т. см. Системы мира. Аналогично двойным звездам встречаются двойные и кратные Т. Си (See) указал, что вытянутые фигуры двойных Т. весьма похожи на фигуры, полученные путем теоретических соображений для близких масс, вызывающих взаимно громадные приливные явления. В некоторых двойных Т. замечено даже относительное орбитальное движение.

Для оценки яркости Т. употребляют следующие приемы. Помещают между чечевицами земного окуляра трубы зеркальце, на которое падает рассеянный свет от поставленной сбоку лампы. Тогда в поле зрения рядом с Т. видно небольшое светлое размытое пятно, яркость которого можно изменять передвигая лампу. При исследовании яркости отдельных частей больших Т. можно «проектировать» искусственное пятнышко на самое Т. и изменять положение лампы, пока пятно не сольется с Т., исчезнет на ее фоне. Иногда направляют вспомогательную трубу на какую-либо звезду, яркость которой известна, и, выводя окуляр из фокуса объектива, портят изображение звезды настолько, что она кажется светлым пятном; его-то яркость и сравнивают с Т. видимой в главную трубу. Подобным методом Пикеринг определил, напр., что планетарная Т. в Лебеде равна по сумме блеска звезде 8.6 величины. Некоторые Т. оказались неоспоримо переменными. Наиболее резкий пример составляет Т., открытая Хайндом в 1852 г. в созв. Тельца. Хайнд пометил ее очень слабой; в 1855 г., по наблюдениям Даррэ и других, Т. стала очень яркой, а в 1868 г. те же наблюдатели не находили и следов Т. В 1890 г. удалось заметить эту Т. в большой рефрактор Ликской обсерватории; в феврале 1895 г. она была снова довольно ярка, а в сентябре того же года снова исчезла совершенно. Подобные же резкие изменения яркости подмечены в Т., найденной О. Струве в 1868 г. в том же созв. Тельца. Перемены, заверенные различными астрономами в некоторых больших Т. (напр. в Орионе около η Корабля), вероятно, должны быть объяснены изменениями относительной яркости различных частей Т. Впрочем, иногда нужно допустить и действительные перемещения туманных масс. Напр. Гершель отметил, что в темном пространстве между лопастями так наз. trifîd-nebula (в созв. Стрельца) видна характерная тройная звезда, а теперь эта звезда уже приходится на самой Т.

Т. были исследованы спектрально впервые Хёггинсом в 1864 г. Он открыл, что спектр многих Т. состоит лишь из нескольких отдельных светлых линий, т. е. эти Т. состоят из раскаленного светящегося газа (см. Спектральный анализ). Такой «газовый» спектр дают все большие, неправильной формы Т. (Орион, η Корабль, омега, dumpbell), а также, по-видимому, все кольцеобразные и планетарные Т. Напротив того, спиральные Т. (в Андромеде, Гончих Собаках) дают непрерывный спектр, такой же как и спектр шарообразных звездных куч, т. е. эти миры состоят не из газа, а из отдельных твердых или жидких раскаленных частиц. В сплошном спектре Т. Андромеды заметны лишь широкие полосы поглощения около его красного конца. Замечательно, что «газовый» спектр всех Т. почти одинаков. В нем неизменно видны четыре главных линии: одна, наиболее яркая, в зеленом цвете с длиной волны в 500 μμ; три — с длинами волн в 496, 486 и 434 μμ — в голубом и фиолетовом. Последние две линии, быть может, совпадают с линиями F и Hγ водорода. Сначала принималось, что зеленая линия соответствует одной из линий спектра азота. Теперь это мнение всеми оставлено, и даже можно считать доказанным (Килер), что первым двум линиям спектра Т. не отвечает ни одна из линий солнечного спектра: вещество, производящее их, нам неизвестно. Спектры Т. различаются между собой лишь относительной яркостью основных линий, причем зеленая неизменно превосходит все остальные. Для Т. Ориона Фогель оценивает яркости как 10 : 5 : 8 : 1. В 1888 г. Копеланд открыл в спектре Т. Ориона слабую желтую линию, совпадающую с линией гелия D3 (см. Спектральный анализ). Та же линия оказалась в спектрах некоторых других Т. Фотография обнаружила присутствие еще нескольких линий в фиолетовом конце спектров. Для объяснения характерных спектров Т. приводились следующие соображения (Цёлльнер). При изменении плотности и температуры тела, дающего спектр, перемещается в спектре область его наибольшей яркости. Если плотность газа постепенно уменьшается при постоянной температуре, то число линий в спектре газа должно уменьшаться и спектр может быть сведен, наконец, к одной линии, положение которой в том или другом цвете и зависит от температуры и состава газа. Хёггинсу, напр., удалось свести спектр азота к одной зеленой линии. Подобные опыты повторяли Франкланд и Локайер. Эта теория объясняет также и отсутствие в спектре Т. линии С обыкновенно столь яркой в спектре водородной. Невозможно, однако, допустить, что в различных областях пространства вполне повторяются столь одинаковые условия давления и температуры, вызывающие один и тот же монохроматический спектр Т. Скорее нужно думать, что здесь мы видим особое специфическое состояние вещества, нам неизвестное. Подтверждением этому служит и то, что все исследованные спектрально «новые» звезды, в начале своего появления дававшие крайне сложные спектры с темными и яркими линиями, затем перерождались в планетарные Т. с их характерным спектром. Таковы были Nova Cygni (1876), Nova Aurigae (1892), к тому же спектру уже пришла и Nova Persei, вспыхнувшая в прошлом году. Здесь мы имеем даже фактическое опровержение пресловутой «небулярной» космогонической гипотезы — очевидно, нельзя рассматривать Т. как не сложившиеся еще звезды. В Т. и тесных «звездных» кучах нужно, напротив того, видеть особые типы миров, совершенно отличных от звезд (понимая под этим словом светила, аналогичные нашему солнцу); а строения и условия равновесия этих миров нам непонятны.

ЭСБЕ:Астрономия