Nebulosa

En nebulosa  är ett område av det interstellära mediet som sticker ut genom sin strålning eller absorption av strålning mot himlens allmänna bakgrund. Tidigare kallades alla utsträckta föremål som inte var orörliga på himlen nebulosor. På 1920-talet stod det klart att det fanns många galaxer bland nebulosorna (till exempel Andromeda-nebulosan ). Därefter började termen "nebulosa" att förstås snävare, i den mening som anges ovan [1] .

Nebulosor är sammansatta av damm , gas och plasma .

Historisk information

Ursprungligen kallade nebulosor inom astronomi alla orörliga utsträckta (diffusa) lysande astronomiska objekt , inklusive stjärnhopar eller galaxer utanför Vintergatan , som inte kunde lösas upp till stjärnor .

Några exempel på denna användning har överlevt till denna dag. Till exempel kallas Andromedagalaxen ofta till som "Andromeda-nebulosan".

Så Charles Messier , intensivt engagerad i sökandet efter kometer , sammanställde 1787 en katalog över orörliga diffusa föremål som liknar kometer. Både nebulosorna själva och andra objekt - galaxer (till exempel Andromeda-galaxen som nämns ovan - M 31 ) och klotformade stjärnhopar ( M 13  - Hercules -hopen) - kom in i Messier-katalogen .

Med utvecklingen av astronomi och upplösningen av teleskop blev begreppet "nebulosa" mer och mer exakt: några av "nebulosorna" identifierades som stjärnhopar, mörka (absorberande) gas- och stoftnebulosor upptäcktes, och slutligen, på 1920-talet lyckades först Lundmark , och sedan och Hubble , lösa upp de perifera områdena för ett antal galaxer på stjärnorna och därigenom fastställa deras natur. Sedan den tiden har termen "nebulosa" använts i ovanstående mening.

Typer av nebulosor

Den primära egenskapen som används i klassificeringen av nebulosor är absorption , eller emission eller spridning av ljus av dem , det vill säga enligt detta kriterium delas nebulosor in i mörker och ljus. De förra observeras på grund av absorptionen av strålning från källor som ligger bakom dem, de senare på grund av sin egen strålning eller reflektion (spridning) av ljus från närliggande stjärnor. Naturen hos strålningen från ljusa nebulosor, de energikällor som exciterar deras strålning, beror på deras ursprung och kan vara av olika karaktär; ofta verkar flera strålningsmekanismer i en nebulosa.

Uppdelningen av nebulosor i gasformiga och dammiga är i stort sett godtycklig: alla nebulosor innehåller både damm och gas. En sådan uppdelning beror historiskt på olika observationsmetoder och strålningsmekanismer: förekomsten av damm observeras tydligast när mörka nebulosor absorberar strålning från källor bakom dem och när reflektion eller spridning, eller återutsändning, som finns i nebulosan av damm , av strålning som ligger i närheten eller i själva nebulosan av stjärnor ; Den inneboende strålningen från den gasformiga komponenten i en nebulosa observeras när den joniseras av ultraviolett strålning från en het stjärna i nebulosan ( H II -emissionsregioner av joniserat väte runt stjärnföreningar eller planetariska nebulosor) eller när det interstellära mediet värms upp av en chockvåg på grund av en supernovaexplosion eller påverkan av en kraftfull stjärnvind av Wolf-Rayet-stjärnor .

Mörka nebulosor

Mörka nebulosor är täta (vanligtvis molekylära) moln av interstellär gas och interstellärt damm som är ogenomskinliga på grund av interstellärt stoftabsorption av ljus. De ses vanligtvis mot bakgrund av ljusnebulosor. Mer sällan är mörka nebulosor synliga direkt mot bakgrunden av Vintergatan . Dessa är kolsäcksnebulosan och många mindre som kallas jättekulor .

Den interstellära absorptionen av ljus Av i mörka nebulosor varierar över ett brett område, från 1-10 m till 10-100 m i de tätaste. Strukturen hos nebulosor med stort Av kan endast studeras med metoder för radioastronomi och submillimeterastronomi , huvudsakligen från observationer av molekylära radiolinjer och från infraröd utsändning av damm. Ofta inuti mörka nebulosor hittas individuella förtätningar från Av upp till 10 000 m , i vilka uppenbarligen stjärnor bildas .

I de delar av nebulosorna som är halvtransparenta i det optiska området är en fibrös struktur tydligt synlig. Filamenten och den allmänna förlängningen av nebulosor är förknippade med närvaron av magnetiska fält i dem , vilket hindrar materiens rörelse över kraftlinjerna och leder till utvecklingen av ett antal typer av magnetohydrodynamiska instabiliteter. Dammkomponenten i nebulär materia är associerad med magnetfält på grund av att rörliga dammpartiklar är elektriskt laddade.

Reflektionsnebulosor

Reflektionsnebulosor är moln av gas och damm som är upplysta av stjärnor . Om stjärnan/stjärnorna befinner sig i eller nära ett interstellärt moln, men inte är tillräckligt heta (heta) för att jonisera en betydande mängd interstellärt väte runt dem , är den huvudsakliga källan till optisk strålning från nebulosan stjärnljus som sprids av interstellärt stoft. . Ett exempel på sådana nebulosor är nebulosorna runt ljusa stjärnor i Plejadhopen .

De flesta reflektionsnebulosor finns nära Vintergatans plan . I ett antal fall observeras reflektionsnebulosor vid höga galaktiska breddgrader . Dessa är gasdamm (ofta molekylära) moln av olika storlekar, former, tätheter och massor, upplysta av den kombinerade strålningen från stjärnor i Vintergatans skiva. De är svåra att studera på grund av deras mycket låga ytljusstyrka (vanligtvis mycket svagare än himmelsbakgrunden). Ibland, projicerade på bilder av galaxer , leder de till uppkomsten i fotografier av galaxer av detaljer som inte finns i verkligheten - svansar, broar, etc.

Vissa reflektionsnebulosor har ett kometiskt utseende och kallas kometära. I "huvudet" på en sådan nebulosa finns vanligtvis en T Tauri variabel stjärna som lyser upp nebulosan. Sådana nebulosor har ofta variabel ljusstyrka och spårar (med en fördröjning vid tiden för ljusets utbredning) variationen i strålningen från stjärnorna som lyser upp dem. Storleken på kometnebulosor är vanligtvis små hundradelar av en parsek .

En sällsynt reflektionsnebulosa är det så kallade ljusekot som observerades efter novautbrottet 1901 i stjärnbilden Perseus . En ljus blixt av en ny stjärna lyste upp dammet och under flera år observerades en svag nebulosa som spred sig i alla riktningar med ljusets hastighet. Förutom ljusekot, efter utbrott av nya stjärnor, bildas gasnebulosor, liknande resterna av supernovor .

Många reflektionsnebulosor har en finfibrös struktur - ett system av nästan parallella filament som är några hundradelar eller tusendelar av en parsek tjocka . Ursprunget till filamenten är förknippat med räfflor eller permutationsinstabilitet i en nebulosa genomborrad av ett magnetfält . Fibrer av gas och damm trycker isär magnetfältslinjerna och tränger in mellan dem och bildar tunna filament.

Studiet av fördelningen av ljusstyrka och polarisering av ljus över ytan av reflektionsnebulosor, såväl som mätningen av beroendet av dessa parametrar på våglängden, gör det möjligt att fastställa sådana egenskaper hos interstellärt stoft som albedo , spridningsindikator , storlek , form och orientering av dammkorn.

Nebulosor joniserade av strålning

Nebulosor joniserade av strålning är områden av interstellär gas som är starkt joniserade av strålning från stjärnor eller andra källor till joniserande strålning. De ljusaste och vanligaste, såväl som de mest studerade representanterna för sådana nebulosor, är regioner av joniserat väte ( H II -zoner ). I H II -zonerna joniseras materialet nästan fullständigt och värms upp till en temperatur på cirka 10 000 K av den ultravioletta strålningen från stjärnorna inuti dem. Inuti H II -zonerna bearbetas all strålning från stjärnan i Lyman-kontinuumet till strålning i linjerna i underordnade serier , i enlighet med Rosselands sats . Därför, i spektrumet av diffusa nebulosor, finns det mycket ljusa linjer i Balmer-serien , såväl som Lyman-alfa-linjen. Endast sällsynta H II -zoner med låg densitet joniseras av strålningen från stjärnor, i den sk. koronal gas .

De nebulosor som joniseras av strålning omfattar även de så kallade zonerna av joniserat kol (zonerna C II ), i vilka kol nästan helt joniseras av ljuset från centralstjärnorna. C II -zonerna är vanligtvis belägna runt H II -zonerna i neutrala väte ( HI )-regioner och visar sig i rekombinationsradiolinjer av kol liknande de för väte och helium . C II -zoner observeras också i den infraröda C II -linjen ( λ = 156 µm ). C II -zonerna kännetecknas av en låg temperatur på 30–100 K och en låg joniseringsgrad av mediet som helhet: N e /N < 10 −3 , där N e och N  är koncentrationerna av elektroner och atomer. C II -zonerna uppstår eftersom joniseringspotentialen för kol ( 11,8 eV ) är mindre än för väte ( 13,6 eV ). Strålningen från stjärnor med fotonenergier från 11,8 eV till 13,6 eV ( λ = 1108...912 Å ) går bortom H II- zonen in i HI- regionen , komprimerad av joniseringsfronten av H II- zonen , och joniserar kol där. C II - zoner uppträder också runt stjärnor i spektralklass B1–B5 i täta områden i det interstellära mediet. Sådana stjärnor är praktiskt taget oförmögna att jonisera väte och skapar inte märkbara H II -zoner .

Nebulosor som joniserats av strålning förekommer också runt kraftfulla röntgenkällor i Vintergatan och i andra galaxer (inklusive aktiva galaktiska kärnor och kvasarer ). De kännetecknas ofta av högre temperaturer än i H II -zoner och en högre grad av jonisering av tunga grundämnen.

Planetariska nebulosor

En mängd olika emissionsnebulosor är planetariska nebulosor som bildas av de övre utströmmande lagren av stjärnatmosfärer ; vanligtvis är det ett skal som fälls av en jättestjärna. Nebulosan expanderar och lyser i det optiska området. De första planetariska nebulosorna upptäcktes av W. Herschel runt 1783 och fick namnet för deras likhet med planetskivor . Alla planetariska nebulosor är dock inte skivformade: många är ringformade eller symmetriskt långsträckta längs en viss riktning (bipolära nebulosor). Inuti dem märks en fin struktur i form av jetstrålar, spiraler, små kulor. Expansionshastigheten för planetariska nebulosor är 20–40 km/s , diametern är 0,01–0,1 pc , den typiska massan är cirka 0,1 M⊙ och livslängden är cirka 10 tusen år .

Nebulosor skapade av stötvågor

Mångfalden och mångfalden av källor till överljudsrörelse av materia i det interstellära mediet leder till ett stort antal och mångfald av nebulosor som skapas av chockvågor . Typiskt är sådana nebulosor kortlivade, eftersom de försvinner efter att den kinetiska energin hos den rörliga gasen är uttömd.

De huvudsakliga källorna till starka chockvågor i det interstellära mediet är stjärnexplosioner - utstötningar av skal under explosioner av supernovor och nya stjärnor , samt stjärnvinden (som ett resultat av den senares verkan, så kallade stjärnvindbubblor är bildas ). I alla dessa fall finns det en punktkälla för ämnesutstötning (stjärna). De nebulosor som skapas på detta sätt har formen av ett expanderande skal, nästan sfäriskt till formen.

Det utsprutade materialet har hastigheter i storleksordningen hundratals och tusentals km/s, så temperaturen på gasen bakom stötvågens front kan nå många miljoner och till och med miljarder grader.

En gas som värms upp till en temperatur på flera miljoner grader avger huvudsakligen i röntgenområdet, både i det kontinuerliga spektrumet och i spektrallinjerna. Det lyser mycket svagt i optiska spektrallinjer. När stötvågen stöter på inhomogeniteter i det interstellära mediet böjer den sig runt sälarna. En långsammare stötvåg fortplantar sig inuti tätningarna och orsakar strålning i spektrallinjerna i det optiska området. Resultatet är ljusa fibrer som syns tydligt på fotografier. Den huvudsakliga chockfronten, som komprimerar klumpen av interstellär gas, sätter den i rörelse i riktningen för dess utbredning, men med en lägre hastighet än chockvågens.

Supernova och novarester

De ljusaste nebulosorna som skapas av stötvågor orsakas av supernovaexplosioner och kallas supernovarester. De spelar en mycket viktig roll för att forma strukturen hos interstellär gas. Tillsammans med de beskrivna egenskaperna kännetecknas de av icke-termisk radioemission med ett kraftlagsspektrum, orsakat av relativistiska elektroner som accelereras både under supernovaexplosionen och senare av pulsaren, som vanligtvis finns kvar efter explosionen. Nebulosorna i samband med novaexplosioner är små, svaga och kortlivade.

Nebulosor runt Wolf-Rayet stjärnor

En annan typ av nebulosor som skapas av chockvågor är associerad med stjärnvind från Wolf-Rayet-stjärnor . Dessa stjärnor kännetecknas av en mycket kraftig stjärnvind med ett massflöde per år och en utströmningshastighet på 1⋅10 3 -3⋅10 3 km/s. De skapar nebulosor som är några parsec stora med ljusa filament vid kanten av astrosfären hos en sådan stjärna. Till skillnad från resterna av supernovaexplosioner är radioemissionen från dessa nebulosor av termisk natur. Livslängden för sådana nebulosor är begränsad av varaktigheten av stjärnornas vistelse i Wolf-Rayet-stjärnans stadium och är nära 10 5 år.

Nebulosor runt O stjärnor

Liknande egenskaper som nebulosor runt Wolf-Rayet-stjärnor , men bildas runt de ljusaste heta stjärnorna av O-O-spektraltypen, som har en stark stjärnvind . Från nebulosorna som är förknippade med Wolf-Rayet-stjärnorna skiljer de sig i sin lägre ljusstyrka, större storlek och, tydligen, längre livslängd.

Nebulosor i stjärnbildande regioner

Chockvågor med lägre hastigheter uppstår i områden av det interstellära mediet där stjärnbildning sker. De leder till gasuppvärmning upp till hundratals och tusentals grader, excitation av molekylära nivåer, partiell förstörelse av molekyler, uppvärmning av damm. Sådana stötvågor ses som långsträckta nebulosor som lyser övervägande i det infraröda området. Ett antal sådana nebulosor har upptäckts, till exempel i det stjärnbildningscentrum som är associerat med Orionnebulosan.

Anteckningar

  1. ↑ Nebulosor // Space Physics: Little Encyclopedia / Ed. R.A. Sunyaeva . - 2:a uppl. - M . : Soviet Encyclopedia, 1986. - S. 661. - 783 sid. — ISBN 524(03). Arkiverad 27 juli 2021 på Wayback Machine  (tillgänglig 27 september 2011)

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 Nebulosor
Synliga nebulosor
prestellära nebulosor
stjärnnebulosor
Poststellära nebulosor
Moln
Morfologi
Listor
  • Kategori
  • Commons