Artikkelin sisältö

NEBELIÄ. Aikaisemmin tähtitieteilijät käyttivät tätä nimeä kaikista taivaankappaleista, jotka ovat liikkumattomia tähtiin nähden ja jotka toisin kuin ne ovat hajanaisia, epäselviä, kuten pieni pilvi (latinalainen termi, jota käytetään tähtitieteessä "sumulle" tähtisumu tarkoittaa "pilvi"). Ajan myötä kävi ilmi, että jotkut niistä, esimerkiksi Orionin sumu, koostuvat tähtienvälisestä kaasusta ja pölystä ja kuuluvat galaksiimme. Muut "valkoiset" sumut, kuten Andromeda ja Triangulum, osoittautuivat jättimäisiksi tähtijärjestelmiksi, jotka ovat samanlaisia ​​kuin galaksi. Täällä puhumme kaasusumuista.

1800-luvun puoliväliin asti. tähtitieteilijät uskoivat, että kaikki sumut olivat kaukaisia ​​tähtijoukkoja. Mutta vuonna 1860 W. Hoggins osoitti spektroskoopilla ensimmäistä kertaa, että jotkut sumut ovat kaasumaisia. Kun valo kulkee spektroskoopin läpi tavallinen tähti, on jatkuva spektri, jossa kaikki värit violetista punaiseen ovat edustettuina; joissakin osissa tähden spektriä on kapeita tummia absorptioviivoja, mutta niitä on melko vaikea havaita - ne näkyvät vain korkealaatuisissa valokuvissa spektristä. Siksi silmällä tarkasteltuna tähtijoukon spektri näyttää jatkuvalta väripalkki. Harvinaistetun kaasun emissiospektri päinvastoin koostuu yksittäisistä kirkkaista viivoista, joiden välissä valoa ei käytännössä ole. Juuri tämän Hoggins näki tarkkaillessaan tiettyjä sumuja spektroskoopin läpi. Uusimmat havainnot ovat vahvistaneet, että monet sumut ovat todellakin kuuman kaasun pilviä. Usein tähtitieteilijät kutsuvat "sumuiksi" ja tummia diffuusi esineitä - myös tähtienvälisiä kaasupilviä, mutta kylmiä.

sumutyyppejä.

Sumut jaetaan seuraaviin päätyyppeihin: hajasumut tai H II -alueet, kuten Orionin sumu; heijastussumut, kuten Plejadien Merope-sumu; tummat sumut, kuten hiilisäkki, jotka yleensä liittyvät molekyylipilviin; supernovajäännökset, kuten Cygnuksen Reticulum-sumu; planetaariset sumut, kuten Lyyran rengas.

diffuusia sumua.

Leveä huomattavia esimerkkejä hajasumut - tämä on Orionin sumu talvitaivaalla sekä laguuni ja kolmoissumu (Triple) - kesällä. Tummat viivat, jotka leikkaavat Kolmoissumun erilleen, ovat sen edessä olevat kylmät pölypilvet. Etäisyys tähän sumuun on n. 2200 St. vuotta, ja sen halkaisija on hieman alle 2 St. vuotta. Tämän sumun massa on 100 kertaa Auringon massa. Jotkut hajasumut, kuten Lagoon 30 Doradus ja Orionin sumu, ovat paljon suurempia ja massiivisempia.

Toisin kuin tähdet, kaasusumuissa ei ole oma lähde energia; ne hehkuvat vain, jos sisällä tai lähellä on kuumia tähtiä, joiden pintalämpötila on 20 000–40 000 ° C. Nämä tähdet säteilevät ultraviolettisäteily, joka imeytyy sumun kaasuun ja lähettää sen takaisin muodossa näkyvä valo. Spekroskoopin läpi kulkeva valo jakautuu tunnusomaisiksi emissiolinjoiksi erilaisia ​​elementtejä kaasua.

Heijastusumut.

Heijastusumu muodostuu, kun valoa sirottavien pölyhiukkasten pilven valaisee lähellä oleva tähti, joka ei ole tarpeeksi kuuma saamaan kaasun hehkumaan. Pieniä heijastussumuja nähdään joskus lähellä muodostuvia tähtiä.

Tummat sumut.

Tummat sumut ovat pääasiassa kaasusta ja osittain pölystä koostuvia pilviä (massasuhteessa ~ 100:1). Optisella alueella ne peittävät galaksin keskustan meiltä ja näkyvät mustina täplinä koko Linnunradalla mm. Suuri epäonnistuminen Swanissa. Mutta infrapuna- ja radioalueella nämä sumut säteilevät melko aktiivisesti. Jotkut heistä muodostavat nyt tähtiä. Kaasutiheys niissä on paljon suurempi kuin pilvenvälisessä tilassa, ja lämpötila on alhaisempi, välillä -260 - -220 °C. Ne koostuvat pääasiassa molekyylivetyä, mutta niistä löytyy myös muita molekyylejä aminohappomolekyyleihin asti.

Supernova jäännökset.

Kun vanha tähti räjähtää, sen ulkokerrokset irtoavat noin nopeudella. 10 000 km/s. Tämä nopeasti liikkuva aine, kuten puskutraktori, kauhaa tähtienvälistä kaasua eteensä ja muodostaa yhdessä Cygnus-verkkosumun kaltaisen rakenteen. Törmäyksessä liikkuvat ja paikallaan olevat aineet kuumenevat voimakkaassa iskuaaltossa ja hehkuvat ilman lisälähteitä energiaa. Kaasun lämpötila saavuttaa tässä tapauksessa satoja tuhansia asteita, ja siitä tulee lähde röntgensäteilyä. Lisäksi tähtienvälinen magneettikenttä kasvaa shokkiaallossa, ja varautuneet hiukkaset - protonit ja elektronit - kiihtyvät energioihin, jotka ovat paljon suurempia kuin lämpöliikkeen energia. Näiden nopeasti varautuneiden hiukkasten liike magneettikentässä aiheuttaa säteilyä radioalueella, jota kutsutaan ei-termiseksi.

Mielenkiintoisin supernovajäännös on rapu-sumu. Siinä sinkoutunut supernovakaasu ei ole vielä sekoittunut tähtienväliseen aineeseen.

Vuonna 1054 Härän tähdistössä oli nähtävissä tähtipurkaus. Kiinalaisista kronikoista rekonstruoitu kuva epidemiasta osoittaa, että kyseessä oli supernovaräjähdys, joka saavutti maksimissaan 100 miljoonaa kertaa auringon valoa suuremman valovoiman. Rapusumu sijaitsee juuri epidemian puhkeamispaikalla. Mittaamalla sumun kulmakoon ja laajenemisnopeuden ja jakamalla ne toisilla he laskivat, milloin tämä laajeneminen alkoi - melkein täsmälleen 1054 osoittautui. Ei ole epäilystäkään: Rapusumu on supernovan jäännös.

Tämän sumun spektrissä jokainen viiva on kaksihaarainen. On selvää, että yksi siniselle puolelle siirtynyt linjan komponentti tulee meitä lähestyvästä kuoren osasta ja toinen, punaiselle puolelle siirtynyt, tulee kuoren poistuvasta osasta. Laskemme Doppler-kaavan avulla laajenemisnopeuden (1200 km/s) ja vertaamalla sitä kulmalaajenemisnopeuteen määritimme etäisyyden rapu sumu: OK. 3300 St. vuotta.

Rapusumulla on monimutkainen rakenne: sen ulompi kuituosa säteilee yksittäisiä kuumalle kaasulle ominaisia ​​päästölinjoja; tämän kuoren sisällä amorfinen ruumis, jonka säteilyllä on jatkuva spektri ja se on voimakkaasti polarisoitunut. Lisäksi sieltä tulee voimakas ei-terminen radiosäteily. Tämä voidaan selittää vain sillä, että sumun sisällä nopeat elektronit liikkuvat magneettikentässä samalla kun ne lähettävät synkrotronisäteilyä laaja valikoima spektri - radiosta röntgensäteeseen. Monien vuosien ajan rapu-sumun nopeiden elektronien lähde pysyi salaperäisenä, kunnes vuonna 1968 sen keskustasta oli mahdollista löytää nopeasti pyörivä neutronitähti - pulsari, noin 950 vuotta sitten räjähtäneen massiivisen tähden jäännös. Neutronitähti, joka tekee 30 kierrosta sekunnissa ja jolla on valtava magneettikenttä, heittää nopeita elektroneja, jotka ovat vastuussa havaitusta säteilystä, ympäröivään sumuun.

Kävi ilmi, että synkrotronisäteilyn mekanismi on hyvin yleinen aktiivisten tähtitieteellisten kohteiden keskuudessa. Galaksistamme voidaan tuoda esiin monia supernovajäänteitä, jotka säteilevät elektronien liikkeen seurauksena magneettikentässä, esimerkiksi voimakas radiolähde Cassiopeia A, johon liittyy optisella alueella laajeneva kuitukuori. Jättimäisen elliptisen galaksin M 87 ytimestä sinkoutuu ohut magneettikentän sisältävä kuuma plasmasuihku, joka säteilee spektrin kaikilla alueilla. Ei ole selvää, liittyvätkö radiogalaksien ja kvasaarien ytimien aktiiviset prosessit supernovaihin, mutta fyysisiä prosesseja Niiden säteily on hyvin samanlaista.

planetaariset sumut.

Yksinkertaisimmat galaktiset sumut ovat planetaarisia. Niitä on noin kaksituhatta, ja kaikkiaan n. 20 000. Ne ovat keskittyneet galaktiseen levyyn, mutta ne eivät gravitoidu, kuten hajasumut, kierrehaaroihin.

Pienen kaukoputken läpi katsottuna planetaariset sumut näyttävät sumeilta levyiltä ilman paljon yksityiskohtia ja muistuttavat siksi planeettoja. Monilla niistä on sininen väri lähellä keskustaa. kuuma tähti; tyypillinen esimerkki Rengassumu Lyrassa. Kuten hajasumut, niiden hehku tulee sisällä olevan tähden ultraviolettisäteilystä.

Spektrianalyysi.

Analysoimaan spektrinen koostumus sumusäteilyssä käytetään usein rakotonta spektrografia. Yksinkertaisimmassa tapauksessa kaukoputken fokuksen lähelle sijoitetaan kovera linssi, joka muuttaa lähentyvän valonsäteen yhdensuuntaiseksi. Se on suunnattu prismaan tai ritilä, jakaa säteen spektriksi ja sitten tarkentamalla valon valokuvalevylle kuperalla linssillä, samalla kun objektista ei saada yhtä kuvaa, vaan useita - sen spektrin emissioviivojen lukumäärän mukaan. Keskitähden kuva on kuitenkin venytetty viivaksi, koska sillä on jatkuva spektri.

Spekreissä kaasusumut rivit kaikista tarvittavat elementit: vety, helium, typpi, happi, neon, rikki ja argon. Lisäksi, kuten muualla maailmankaikkeudessa, vety ja helium ovat paljon enemmän kuin muut.

Vety- ja heliumatomien virittyminen sumussa ei tapahdu samalla tavalla kuin laboratorion kaasupurkausputkessa, jossa nopeiden elektronien virta pommittaa atomeja, siirtää ne korkeampaan energiatila, jonka jälkeen atomi palaa normaali kunto, säteilee valoa. Sumussa ei ole sellaisia ​​energeettisiä elektroneja, jotka voisivat iskullaan virittää atomin, ts. "heittää" elektroninsa korkeammalle kiertoradalle. Sumussa atomien "valoionisaatio" tapahtuu keskustähden ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta, ts. saapuvan kvantin energia riittää repimään elektronin kokonaan irti atomista ja antamaan sen "vapaan lennon". Keskimäärin 10 vuotta kuluu ennen kuin vapaa elektroni kohtaa ionin, ja ne yhdistyvät (rekombinoituvat) neutraaliksi atomiksi vapauttaen sitoutumisenergiaa valokvanttien muodossa. Rekombinaatioemissioviivoja havaitaan radio-, optisella ja infrapunaspektrialueella.

Vahvimmat emissioviivat planetaarisissa sumuissa kuuluvat happiatomeille, jotka ovat menettäneet yhden tai kaksi elektronia, sekä typelle, argonille, rikille ja neonille. Lisäksi ne lähettävät sellaisia ​​viivoja, joita ei koskaan havaita niiden laboratoriospektreissä, mutta jotka näkyvät vain sumuille ominaisissa olosuhteissa. Näitä rivejä kutsutaan "kielletyiksi". Tosiasia on, että atomi sijaitsee yleensä sisällä innostunut tila alle sekunnin miljoonasosan, ja palaa sitten normaaliksi lähettäen kvantin. Kuitenkin on joitain energiatasoja, joiden välillä atomi tekee siirtymiä erittäin "vastahakoisesti", pysyen kiihtyneessä tilassa sekunteja, minuutteja ja jopa tunteja. Tänä aikana suhteellisen tiheän laboratoriokaasun olosuhteissa atomi törmää välttämättä vapaaseen elektroniin, joka muuttaa sen energiaa, ja siirtymä on poissuljettu. Mutta erittäin harvinaisessa sumussa kiihtynyt atomi ei törmää muihin hiukkasiin pitkään aikaan, ja lopulta tapahtuu "kielletty" siirtymä. Tästä syystä fyysikot laboratorioissa eivät ensin löytäneet kiellettyjä linjoja, vaan tähtitieteilijät havainnoivat sumuja. Koska nämä viivat eivät olleet laboratoriospektreissä, jonkin aikaa jopa uskottiin niiden kuuluvan maapallolla tuntemattomaan alkuaineeseen. He halusivat kutsua häntä "nebuliumiksi", mutta väärinkäsitys selvisi pian. Nämä viivat näkyvät sekä planetaaristen että hajasumujen spektrissä. Tällaisten sumujen spektrit sisältävät myös heikon jatkuvan emission, joka johtuu elektronien rekombinaatiosta ionien kanssa.

Rakospektrografilla saaduissa sumujen spektrogrammeissa viivat näyttävät usein katkenneilta ja halkeilevilta. Tämä on Doppler-ilmiö, joka osoittaa sumun osien suhteellista liikettä. Planeetatsumut laajenevat yleensä säteittäisesti keskitähdestä nopeudella 20–40 km/s. Supernovien kuoret laajenevat paljon nopeammin, mikä herättää niiden edessä shokkiaallon. Hajasumuissa yleisen laajenemisen sijaan havaitaan yleensä yksittäisten osien turbulenttia (kaoottista) liikettä.

Joidenkin planetaaristen sumujen tärkeä piirre on niiden monokromaattisen säteilyn kerrostuminen. Esimerkiksi kerran ionisoituneen atomisen hapen emissio (joka on menettänyt yhden elektronin) havaitaan laajalla alueella, suurella etäisyydellä keskustähdestä, kun taas kaksinkertaisesti ionisoitunut (eli kaksi elektronia menettänyt) happi ja neon ovat näkyvissä vain sumun sisäosa, kun taas nelinkertaisesti ionisoitunut neon tai happi on havaittavissa vain sen keskiosassa. Tämä tosiasia selittyy sillä, että atomien voimakkaampaan ionisaatioon tarvittavat energiset fotonit eivät saavuta sumun ulkoalueita, vaan ne imeytyvät kaasuun, joka ei ole kaukana tähdestä.

Kemiallisen koostumuksen suhteen planetaariset sumut ovat hyvin erilaisia: elementit syntetisoituivat tähden sisätiloissa, joista osa osoittautui sekoittuneeksi sinkoutuneen kuoren aineen kanssa, kun taas toiset eivät. Supernovajäänteiden koostumus on vielä monimutkaisempi: tähden sinkoama aine on suurelta osin sekoittunut tähtienväliseen kaasuun, ja lisäksi saman jäännöksen eri fragmenteilla on joskus erilainen kemiallinen koostumus (kuten Cassiopeia A:ssa). Todennäköisesti tämä aine sinkoutuu tähden eri syvyyksistä, mikä mahdollistaa tähtien evoluution ja supernovaräjähdyksen teorian testaamisen.

Sumujen alkuperä.

Haja- ja planetaarisilla sumuilla on täysin eri alkuperä. Diffuuseja löytyy aina tähtien muodostusalueilta - yleensä galaksien spiraalihaaroista. Ne liittyvät yleensä suuriin ja kylmiin kaasu- ja pölypilviin, joissa tähdet muodostuvat. Kirkas diffuusi sumu on pieni pala tällaista pilvtä, jota lämmittää lähellä oleva kuuma massiivinen tähti. Koska tällaisia ​​tähtiä muodostuu harvoin, hajasumut eivät aina seuraa kylmiä pilviä. Esimerkiksi Orionissa on tällaisia ​​tähtiä, joten joitain hajasumuja on, mutta ne ovat pieniä verrattuna näkymättömään tummaan pilveen, joka peittää melkein koko Orionin tähdistön. Härän pienellä tähtienmuodostusalueella ei ole kirkkaita kuumia tähtiä, eikä myöskään havaittavissa olevia hajasumuja (aktiivisten nuorten T-Tauri-tähtien lähellä on vain muutamia heikkoja sumuja).

Planetaariset sumut ovat tähtien päälle pudotettuja kuoria viimeinen taso niiden evoluutiota. Normaali tähti loistaa ytimessä virtaavansa ansiosta lämpöydinreaktiot jotka muuttavat vedyn heliumiksi. Mutta kun tähden ytimen vetyvarastot ovat lopussa, siinä tapahtuu nopeita muutoksia: heliumin ydin supistuu, kuori laajenee ja tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi. Yleensä nämä ovat muuttuvia tähtiä, kuten Mira Ceti tai OH / IR valtavilla sykkivillä kuorilla. Lopulta he irrottivat kuorinsa ulkoosat. Tähden vaipattoman sisäosan lämpötila on erittäin korkea, joskus yli 100 000 °C. Se supistuu vähitellen ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, jossa ei ole ydinenergian lähdettä ja joka jäähtyy hitaasti. Siten niiden keskustähdet heittävät ulos planetaariset sumut, kun taas hajasumut, kuten Orion-sumu, ovat materiaalia, joka jäi käyttämättä tähtien muodostumisprosessissa.

- Tämä on sumutyyppejä. Ne ovat kauniita, majesteettisia, lumoavia, ja huolimatta siitä, että niitä on vaikea havaita kaukoputkella, tarkkailijat viettävät paljon aikaa niiden etsimiseen. Ne ovat ainutlaatuisia, kumpikaan ei ole samanlainen kuin toinen. Mitat avaruudessa ovat suhteellisen pieniä ja ne poistuvat meistä pienillä etäisyyksillä (tähtitieteellisten arvojen suhteen). Ne koostuvat pääasiassa vedystä - 90% ja heliumista - 9,9%. Emme harkitse kuulumista yhteen tai toiseen kustakin sumusta tämän artikkelin puitteissa, tehtävämme on erilainen. Enkä anna minun enää höpöttää, vaan mennään suoraan asiaan.

1. Hajasumu

Diffuusi laguunisumu

Diffundilla sumuilla, toisin kuin tähdillä, ei ole omaa energialähdettä. Niiden sisällä oleva hehku johtuu sen sisällä tai vieressä olevista kuumista tähdistä. Tällaiset sumut ovat yleisempiä galaksien "haaroilla", joissa tapahtuu aktiivista tähtien muodostumista, ja ne ovat aineita, joita ei ole sisällytetty tähden koostumukseen.

Hajasumut ovat väriltään pääasiassa punaisia ​​- tämä johtuu niiden sisällä olevan vedyn runsaudesta. Vihreä ja siniset värit kerro meille muista kemiallisista alkuaineista, kuten heliumista, typestä ja raskasmetalleista.

Näihin sumuihin kuuluvat suosituimmat ja havainnoitavissa olevat laitteissa pienellä nousulla - Orionin sumu Orionin tähdistössä, jonka mainitsin artikkelissa.

Diffuusia sumua kutsutaan usein päästö.

2. Heijastusumu

Heijastusumu "Noidan pää"

Heijastusumu ei lähetä yhtään oma valo. Se on kaasu- ja pölypilvi, joka heijastaa valoa lähellä olevista tähdistä. Hajasumujen lisäksi heijastussumut sijaitsevat aktiivisen tähtienmuodostuksen alueilla. Suuremmassa määrin niillä on sinertävä sävy, koska. se leviää paremmin kuin muut.

Nykyään ei tunneta monia tämän tyyppisiä sumuja - noin 500.

Jotkut lähteet eivät erottele heijastussumua erikseen, vaan luokittelevat sen diffuusiosumuksi.

3. Tumma sumu

Tumma sumu "Hevosenpää"

Tällainen sumu syntyy sen takana olevien esineiden valon päällekkäisyyden vuoksi. Tämä on pilvi. Koostumus on lähes identtinen edellisen heijastavan sumun kanssa, eroaa vain valonlähteen sijainnista.

Tumma sumu havaitaan pääsääntöisesti yhdessä heijastavan tai diffuusisen sumun kanssa. Loistava esimerkki yllä olevassa kuvassa. "Hevosen pää"- Tässä tumma alue estää valon takanaan olevasta paljon suuremmasta hajasumusta. Amatööriteleskoopissa tällaisia ​​sumuja on erittäin vaikea tai melkein mahdoton nähdä. Kuitenkin radioalueella jopa tällaiset sumut säteilevät aktiivisesti sähkömagneettisia aaltoja.

4 Planetaarinen sumu

Planetaarinen sumu M 57

Ehkä kaunein sumutyyppi. Yleensä tällainen sumu on seurausta tähden eliniän päättymisestä, ts. sen räjähdys ja kaasun leviäminen ulkoavaruuteen. Huolimatta siitä, että tähti räjähtää, sitä kutsutaan planetaariseksi. Tämä johtuu siitä, että tarkasteltuna tällaiset sumut näyttävät planeetoilta. Suurin osa niistä on muodoltaan pyöreitä tai soikeita. Sisällä olevaa kaasukuorta valaisevat itse tähden jäännökset.

Kaiken kaikkiaan noin kaksituhatta planetaarista sumua on löydetty, vaikka niitä on yli 20 000 pelkästään Linnunradan galaksissamme.

5 Supernova jäännös

Rapusumu M 1

Supernova- tämä on tähden kirkkauden jyrkkä lisäys sen räjähdyksen ja sinkoutumisen seurauksena suuri määrä energiaa ulkoavaruusympäristöön.

Yllä oleva kuva näyttää loistava esimerkki tähden räjähdys, jossa sinkoutunut kaasu ei ole vielä sekoittunut tähtienväliseen aineeseen. Kiinalaisten kronikkojen perusteella tämä räjähdys vangittiin vuonna 1054. Mutta meidän on ymmärrettävä, että etäisyys Rapusumuun on noin 3300 valovuotta.

Siinä kaikki. On 5 tyyppiä sumuja, jotka sinun on tiedettävä ja osattava tunnistaa. Toivon, että onnistuin välittämään tiedot sinulle helposti saatavilla olevassa muodossa ja yksinkertaisella kielellä. Jos sinulla on kysyttävää - kysy, kirjoita kommentteihin. Kiitos.

Katsomassa avaruuden syvyyksistä salaperäisiä esineitä herätti kauan sitten taivasta katsovien ihmisten kiinnostuksen. Jopa antiikin kreikkalainen tiedemies Hipparkhos huomautti luettelossaan useiden sumuisten esineiden läsnäolon yötaivaalla. Hänen kollegansa Ptolemaios lisäsi luetteloon viisi muuta sumua. 1600-luvulla Galileo keksi kaukoputken ja pystyi sen avulla näkemään Orionin ja Andromedan sumut. Siitä lähtien, kun teleskoopit ja muut instrumentit ovat parantuneet, uusia löytöjä on alettu tehdä ulkoavaruus. Ja sumut luokiteltiin erilliseen tähtiobjektien luokkaan.

Ajan myötä tunnettuja sumuja oli paljon. He alkoivat häiritä tutkijoita ja tähtitieteilijöitä etsiessään uusia esineitä. AT myöhään XVIII luvulla tutkiessaan tiettyjä esineitä - komeettoja, Charles Messier kokosi "hajakuormituspaikkojen luettelon", joka näytti komeetoilta. Mutta riittävän teknisen tuen puutteen vuoksi tämä luettelo sisältää sekä sumut että galaksit sekä pallomaiset tähtijoukot.

Aivan kuten kaukoputket paranivat, samoin tähtitiede itse. "Nebulan" käsite sai uusia värejä ja sitä jalostettiin jatkuvasti. Jotkut sumutyypit tunnistettiin tähtiklusteiksi, jotkut luokiteltiin absorboiviksi, ja viime vuosisadan 20-luvulla Hubble pystyi määrittämään sumujen luonteen ja korostamaan galaksien alueita.

Portaalisivusto kertoo teorioista sumujen alkuperästä, niiden likimääräisestä lukumäärästä, tyypeistä ja etäisyydestä planeettamme. Portaali käyttää puhtaasti tieteellisesti todistettuja tosiasioita ja suosituimpia ideoita.

Sumujen luokittelu ja tyypit portaalin verkkosivuilla

Ensisijainen periaate, jonka mukaan sumut luokitellaan, on se, absorboivatko ne vai hajottavatko (säteilevät) valoa. Tämä kriteeri jakaa sumut vaaleisiin ja tummiin. Valon säteily riippuu niiden alkuperästä. Ja niiden säteilyä kiihottavat energialähteet riippuvat heidän omasta luonteestaan. Hyvin usein ei yksi, vaan kaksi säteilymekanismia voi toimia sumussa. Tummat näkyvät vain niiden takana olevien säteilylähteiden absorption kautta.

Mutta jos ensimmäinen luokitteluperiaate on tarkka, niin toinen (sumujen jako pölyisiin ja kaasumaisiin) on ehdollinen periaate. Jokainen sumu sisältää pölyä ja kaasua. Tämä jakautuminen johtuu erilaisista säteilymekanismeista ja havaintomenetelmistä. Pölyn esiintyminen havaitaan parhaiten, kun säteily imeytyy tummiin sumuihin, jotka sijaitsevat lähteiden takana. Sumun kaasumaisten komponenttien sisäinen säteily näkyy, kun se ionisoituu ultraviolettivalolla tai kun tähtienvälinen väliaine kuumennetaan. Jälkimmäinen prosessi on mahdollinen sen jälkeen, kun siihen osuu aalto, joka muodostui supernovan räjähdyksen jälkeen.

Tumma sumu esitetään tiheänä, useimmiten tähtienvälisen pölyn ja kaasun molekyylipilvenä. Absorboimalla valoa pilvestä tulee läpinäkymätön. Useimmiten tummia sumuja nähdään vaaleiden sumujen taustalla. On erittäin harvinaista, että tiedemiehet huomaavat ne Linnunradan taustalla. Niitä kutsutaan jättimäisiksi palloiksi.

Valon Av absorptio pimeässä vaihtelee laajoissa rajoissa. Se voi saavuttaa indikaattoreita: 1–10 metristä 10–100 metriin. Korkean absorption omaavien sumujen rakennetta voidaan tutkia vain submillimetritähtitieteen ja radioastronomian menetelmin, kun havainnoidaan. infrapunasäteily ja molekyyliradiolinjoja. Yksittäisiä hylkeitä löytyy usein itse sumusta, joiden Av-arvo on jopa 10 000 m. Edistyneiden astrofyysikkojen teorioiden mukaan tähdet muodostuvat siellä.

Sumujen läpikuultavissa osissa kuitumainen rakenne näkyy selvästi optisella alueella. Yleinen venymä ja kuidut liittyvät magneettikenttien läsnäoloon, jotka estävät aineen liikkumisen magnetohydrodynaamisten epävakauksien ja kenttälinjojen yli. Tämä yhteys johtuu siitä, että pölyhiukkaset latautuvat sähköllä.

Toinen kirkas tyyppi Sumut on heijastussumu. Nämä ovat tähtien valaisemia kaasu- ja pölypilviä. Jos tähdet sijaitsevat tähtienvälisessä pilvessä tai sen lähellä, mutta eivät ole kovin kuumia vähentääkseen vedyn määrää ympärillään, päälähde optinen säteily itse sumusta tulee tähtienvälisen pölyn hajottamien tähtien valo. Näyttävä esimerkki samanlainen ilmiö löytyy Plejadien tähtien ympäriltä.

Suurin osa heijastussumuista sijaitsee lähellä Linnunradan tasoa. Joissakin tapauksissa tällaisten sumujen esiintyminen havaitaan korkeilla galaktisilla leveysasteilla. Nämä molekyylipilvet ovat eri kokoja, muoto, tiheys ja massa, ja niitä valaisee Linnunradan tähtien yhdistetty säteily. Niitä on vaikea tutkia, koska pinnan kirkkaus on hyvin alhainen. Joskus galaksikuvissa esiintyy valokuvissa olemattomia yksityiskohtia - jumpperia, häntää jne.

Pienellä osalla heijastussumua on komeetan kaltainen ulkonäkö. Niitä kutsutaan komeetoiksi. Tällaisen sumun nimessä on yleensä härkätyyppinen muuttuva tähti. Se valaisee sumun. Niiden kirkkaus vaihtelee ja ne ovat kooltaan pieniä, noin parsekin sadasosia.

Valon kaiku on harvinaisin heijastussumu. Hämmästyttävä esimerkki on tuloksena oleva salama uusi tähti Perseuksen tähdistössä. Tämä salama valaisi pölyn, jolloin syntynyt sumu oli näkyvissä useita vuosia. Ja ollessaan avaruudessa hän liikkui valon nopeudella. Valon kaikujen lisäksi tällaisten tapahtumien jälkeen muodostuu kaasusumuja.

Useimmilla heijastussumuilla on hienokuituinen rakenne, eli lähes yhdensuuntaisten filamenttien järjestelmä. Niiden paksuus voi olla useita parsekin sadasosia. Nämä filamentit johtuvat magneettikentän tunkeutumisesta sumun huilun epävakauteen. Pölyn ja kaasun kuidut työntyvät erilleen voimalinjat magneettikentässä ja tihkua niiden väliin.

Pölyn ominaisuudet, kuten albedo, muoto, rakeiden suuntaus, sirontailmaisin ja koko, ovat antaneet tutkijoille ja astronautille mahdollisuuden tutkia valon polarisaation ja kirkkauden jakautumista heijastussumujen pinnalla.

Säteilyionisoidut sumut ovat tähtienvälistä kaasua, jotka tähtien säteily ionisoi voimakkaasti. Tämä säteily voi tulla myös muista lähteistä. Ennen kaikkea tällaisia ​​sumuja tutkitaan ionisoidun vedyn alueilla, yleensä tämä on H II -vyöhyke. Tällaisilla vyöhykkeillä aine on täysin ionisoitunut. Sen lämpötila on noin 104 K. Se lämpenee sisäisen ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta. H II -vyöhykkeiden sisällä tähtien säteily Lymanin jatkumossa muuttuu alisteiseksi sarjasäteilyksi (vastaa Rosselandin lausetta). Tästä johtuen sumuspektri sisältää kirkkaita Belmer-sarjan viivoja ja Lyman-alfa-viivoja.

Nämä sumut sisältävät myös ionisoidun hiilen vyöhykkeitä - C II. Niissä oleva hiili on täysin ionisoitu tähtienvalon vaikutuksesta. Alueet C II sijaitsevat pääsääntöisesti vyöhykkeiden H II ympärillä. Ne syntyvät hiilen alhaisen ionisaatiopotentiaalin vuoksi vetyyn verrattuna. Ne voivat myös muodostua tähtienvälisen väliaineen tiheyksissä korkeaspektrityyppisten tähtien ympärille. Säteilyn ionisoimia sumuja syntyy myös voimakkaiden röntgenlähteiden ympärille. Heillä on enemmän korkeita lämpötiloja kuin H II -vyöhykkeillä ja suhteellisen korkea ionisaatioaste.

Planeettasumut ovat yleisin päästösumujen tyyppi. Ne syntyvät tähtien ulosvirtaavista yläilmakehistä. Tällainen sumu hehkuu ja laajenee optisella alueella. Herschel löysi ne ensimmäisen kerran 1600-luvulla ja kutsui niitä sellaiseksi, koska ne muistuttivat planeettojen levyjä. Mutta kaikki planetaariset sumut eivät ole kiekon muotoisia; jotkut ovat pyöristettyjä renkaita. Tällaisten sumujen sisällä havaitaan hieno rakenne spiraalien, suihkujen ja pienten pallosten muodossa. Tällaiset sumut laajenevat 20 km/s nopeudella ja niiden massa on 0,1 auringon massaa. He elävät noin 10 tuhatta vuotta.

Portaalisivusto tarjoaa vain tarkistettua ja ajantasaista tietoa. Viemme sinut mystinen maailma tilaa. Ja kiitos tähtitieteilijöiden ja astrofyysikkojen, sumut eivät ole enää niin suuri mysteeri kuin ennen.

Tavallisten, pitkäikäisten, sumuisten muodostelmien lisäksi on lyhytaikaisia ​​shokkiaaltojen synnyttämiä. Ne katoavat, kun liikkuvan kaasun kineettinen energia katoaa. Tällaisten shokkiaaltojen esiintymiselle on useita lähteitä. Useimmiten - tämä on seurausta tähden räjähdyksestä. Harvemmin - tähtituuli, uusien välähdyksiä ja supernoveja. Joka tapauksessa on yksi päästölähde samanlainen aine- tähti. Tätä alkuperää olevat sumut ovat laajenevan kuoren tai pallon muotoisia. Räjähdyksestä vapautuneella materiaalilla saattaa olla erilaisia ​​nopeuksia sadoista tuhansiin km / s, tämän vuoksi paineaallon takana olevan kaasun lämpötila ei saavuta miljoonia, vaan miljardeja asteita.

Valtaviin lämpötiloihin lämmitetty kaasu säteilee röntgenalueella kuten on spektriviivoja, sekä jatkuvassa spektrissä. Se hohtaa heikosti spektrioptisissa viivoissa. Kohdattuaan tähtienvälisen väliaineen epähomogeenisuuden, iskuaalto taipuu tiivisteiden ympärille. Itse tiivisteen sisällä sen oma iskuaalto etenee. Se aiheuttaa myös säteilyä optisen alueen spektrin linjoissa. Tuloksena syntyy kirkkaita kuituja, jotka näkyvät täydellisesti valokuvissa.

Kirkkaimmat iskun jälkeiset sumut syntyvät supernovaräjähdyksistä. Niitä kutsutaan tähtienpurkausten jäännöksiksi. Niillä on tärkeä rooli tähtienvälisen kaasun muodon muokkaamisessa. Niille on ominaista pieni koko, heikkous ja hauraus.

On olemassa toisen tyyppisiä sumuja. Tämä tyyppi syntyy myös iskuaallon ilmestymisen jälkeen. Mutta tärkein syy on tähtituuli Wolf-Rayet-tähdistä. Susitähtillä on melko voimakas tuulen massavirtaus ja ulosvirtausnopeus. Ne muodostavat keskikokoisia sumuja, joissa on erittäin kirkkaat filamentit. Vertaamalla niitä supernovaräjähdysten jäänteisiin tutkijat väittävät, että tällaisten sumujen radiosäteilyllä on lämpöä. Suden tähtien ympärillä sijaitsevat sumut eivät elä kauan. Niiden olemassaolo riippuu suoraan tähden läsnäolon kestosta Wolf-Rayet-tähden vaiheessa.

Täysin samanlaisia ​​sumuja löytyy O-tähtien ympäriltä. Nämä ovat erittäin kirkkaita kuumia tähtiä, jotka kuuluvat spektriluokkaan O. Niillä on voimakas tähtituuli. Toisin kuin Wolf-Rayet-tähtien ympärillä sijaitsevat sumut, O-tähtisumut ovat vähemmän kirkkaita, mutta niiden koko ja olemassaolon kesto on paljon suurempi.

Yleisimmät sumut löytyvät tähtienmuodostusalueilta. Hidas nopeus shokkiaallot syntyy tähtienvälisen väliaineen alueilla. Täällä tähtien muodostuminen tapahtuu. Tällainen prosessi sisältää kaasun kuumentamisen satoihin ja jopa tuhansiin asteisiin, molekyylien osittaisen tuhoutumisen, itse pölyn kuumentamisen ja molekyylitasojen virittämisen. Tällaiset shokkiaallot näyttävät pitkänomaisilta sumuilta ja yleensä hehkuvat infrapuna-alueella. Orionin tähdistössä näkyy silmiinpistävä esimerkki tästä ilmiöstä.

Kaasu- ja pölysumut - maailmankaikkeuden paletti

Universumi on käytännössä lähes tyhjää tilaa. Tähdet vievät vain pienen osan siitä. Kaasua on kuitenkin kaikkialla, vaikkakin hyvin pieninä määrinä. Se on enimmäkseen vetyä, kevyintä kemiallista alkuainetta. Jos "kauhaat" tavallisella teekupilla (tilavuus noin 200 cm3) ainetta tähtienvälisestä avaruudesta 1-2 valovuoden etäisyydeltä Auringosta, se sisältää noin 20 vetyatomia ja 2 heliumatomia. Samassa volyymissa tavallisessa ilmakehän ilmaa Happi- ja typpiatomia 1022. Kaikkea, mikä täyttää tähtien välisen tilan galaksien sisällä, kutsutaan tähtienväliseksi väliaineeksi. Ja tärkein asia, joka muodostaa tähtienvälisen väliaineen, on tähtienvälinen kaasu. Se on melko tasaisesti sekoittunut tähtienväliseen pölyyn ja läpäissyt tähtienvälisen pölyn magneettikentät, kosmiset säteet ja sähkömagneettista säteilyä.

Tähtienvälisestä kaasusta muodostuu tähdet, jotka evoluution myöhemmissä vaiheissa taas luovuttavat osan aineestaan ​​tähtienväliselle väliaineelle. Jotkut tähdistä räjähtävät kuollessaan supernovana ja heittävät takaisin avaruuteen merkittävän osan vedystä, josta ne kerran muodostuivat. Mutta se on paljon tärkeämpää kuin tällaisten räjähdysten aikana suuri määrä raskaita elementtejä muodostuu tähtien sisätiloihin lämpöydinreaktioiden seurauksena. Sekä maa että aurinko tiivistyivät tähtienvälisessä avaruudessa kaasusta, joka oli rikastettu tällä tavalla hiilellä, hapella, raudalla ja muilla. kemiallisia alkuaineita. Sellaisen syklin lakien ymmärtämiseksi on tiedettävä, kuinka uudet tähtien sukupolvet tiivistyvät peräkkäin tähtienvälisestä kaasusta. Ymmärrä kuinka tähdet muodostuvat tärkeä tavoite tähtienvälisen aineen tutkimus.

200 vuotta sitten tähtitieteilijöille kävi selväksi, että planeettojen, tähtien ja joskus komeettojen lisäksi taivaalla havaitaan muitakin esineitä. Näitä esineitä kutsuttiin sumuiksi niiden sumuisen ulkonäön vuoksi. Ranskalainen tähtitieteilijä Charles Messier (1730-1817) joutui luomaan luettelon näistä sumuisista kohteista välttääkseen sekaannuksia etsiessään komeettoja. Hänen luettelonsa sisälsi 103 esinettä, ja se julkaistiin vuonna 1784. Nyt tiedetään, että näiden esineiden luonne yhdistettiin ensin yhteinen ryhmä nimeltä "sumut", on täysin erilainen. Englantilainen tähtitieteilijä William Herschel (1738-1822) havaitsi kaikkia näitä kohteita ja löysi seitsemän vuoden aikana kaksi tuhatta uutta sumua lisää. Hän myös nosti esiin luokan sumuja, jotka havainnoinnin näkökulmasta näyttivät hänestä erilaiselta kuin muut. Hän kutsui niitä "planetaarisiksi sumuiksi", koska ne muistuttivat jonkin verran planeettojen vihertäviä kiekkoja. Näin ollen tarkastelemme seuraavia kohteita: tähtienvälinen kaasu, tähtienvälinen pöly, tummat sumut, kevyet sumut (itsevalaisevat ja heijastavat), planetaariset sumut.

Noin miljoona vuotta laajenemisen alkamisen jälkeen universumi oli vielä suhteellisen homogeeninen kaasun ja säteilyn seos. Ei ollut tähtiä tai galakseja. Tähdet muodostuivat jonkin verran myöhemmin kaasun puristumisen seurauksena oman painovoimansa vaikutuksesta. Tätä prosessia kutsutaan gravitaatioepävakaudeksi. Kun tähti romahtaa oman vaikutuksensa alaisena painovoiman vetovoima, sen sisäkerroksia puristetaan jatkuvasti. Tämä puristus johtaa aineen kuumenemiseen. Yli 107 K lämpötiloissa alkavat reaktiot, jotka johtavat raskaiden alkuaineiden muodostumiseen. Nykyaikainen kemiallinen koostumus aurinkokunta on seurausta lämpöydinfuusioreaktioista, jotka tapahtuivat tähtien ensimmäisissä sukupolvissa.

Vaihe, jossa Supernovan räjähdyksen aikana sinkoutunut materiaali sekoittuu tähtienväliseen kaasuun ja supistuu muodostaen jälleen tähtiä, on monimutkaisin ja vähemmän ymmärretty kuin kaikki muut vaiheet. Ensinnäkin tähtienvälinen kaasu itsessään on heterogeeninen, sillä on repaleinen, samea rakenne. Toiseksi laajentaminen suuri nopeus Supernovakuori pyyhkäisee pois harvinaisen kaasun ja puristaa sen, mikä lisää epähomogeenisuutta. Kolmanneksi, supernovajäännöksessä on jo sadassa vuodessa enemmän matkan varrella talteen otettua tähtienvälistä kaasua kuin tähden aine. Lisäksi aine sekoitetaan epätäydellisesti. Oikealla olevassa kuvassa näkyy Cygnuksen supernovajäännös (NGC 6946). Uskotaan, että kuidut muodostuvat laajenevista kaasukuorista. Näkyvissä on kiharat ja silmukat, jotka muodostuvat jäännöksen valokaasusta, joka laajenee useiden tuhansien kilometrien sekunnissa nopeudella. Voi herää kysymys, mikä lopulta päättää kosmisen kierron? Kaasuvarat vähenevät. Loppujen lopuksi suurin osa kaasusta jää pienimassaisiin tähtiin, jotka kuolevat rauhallisesti eivätkä työnnä ainettaan ympäröivään tilaan. Ajan myötä sen varannot ehtyvät niin paljon, ettei yhtäkään tähteä voi muodostua. Siihen mennessä aurinko ja muut vanhat tähdet ovat kuolleet. Universumi sukeltaa vähitellen pimeyteen. Mutta maailmankaikkeuden lopullinen kohtalo voi olla erilainen. Laajentuminen pysähtyy vähitellen ja tilalle tulee supistuminen. Monen miljardin vuoden kuluttua maailmankaikkeus kutistuu jälleen käsittämättömän suureksi tiheydeksi.

tähtienvälinen kaasu

Tähtienvälinen kaasu muodostaa noin 99 % koko tähtienvälisen väliaineen massasta ja noin 2 % galaksistamme. Kaasun lämpötila vaihtelee välillä 4 K - 106 K. Tähtienvälinen kaasu emittoi myös laajalla alueella (pitkistä radioaalloista kovaan gammasäteilyyn). On alueita, joissa tähtienvälinen kaasu on molekyylitilassa (molekyylipilvet) - nämä ovat tähtienvälisen kaasun tiheimpiä ja kylmimpiä osia. On alueita, joista tähtienvälinen kaasu koostuu neutraaleja atomeja vety (HI-alueet) ja ionisoidun vedyn alueet (H II -vyöhykkeet), jotka ovat kirkkaita emissiosumuja kuumien tähtien ympärillä.

Aurinkoon verrattuna tähtienvälisessä kaasussa on huomattavasti vähemmän raskaita alkuaineita, erityisesti alumiinia, kalsiumia, titaania, rautaa ja nikkeliä. Tähtienvälistä kaasua on kaikentyyppisissä galakseissa. Suurin osa siitä väärin (epäsäännöllinen) ja vähiten sisällä elliptisiä galakseja. Galaxyssamme kaasumaksimi on keskittynyt 5 kpc:n etäisyydelle keskustasta. Havainnot osoittavat, että määrätyn liikkeen lisäksi galaksin keskustan ympärillä on myös tähtienvälisiä pilviä kaoottisia nopeuksia. 30-100 miljoonan vuoden kuluttua pilvi törmää toiseen pilveen. Kaasu-pölykompleksit muodostuvat. Niissä oleva aine on riittävän tiheää estääkseen pääosan läpäisevästä säteilystä kulkeutumasta suureen syvyyteen. Siksi kompleksien sisällä tähtienvälinen kaasu on kylmempää kuin tähtienvälisissä pilvissä. Monimutkaiset molekyylien muuntumisprosessit yhdessä gravitaatiovakauden kanssa johtavat itsegravitoituvien rypäleiden - prototähtien - syntymiseen. Siten molekyylipilvien pitäisi nopeasti (alle 106 vuodessa) muuttua tähdiksi. Tähtienvälinen kaasu vaihtaa jatkuvasti ainetta tähtien kanssa. Arvioiden mukaan tällä hetkellä galaksissa kaasua siirtyy tähdiksi noin 5 auringon massaa vuodessa.

Alue M 42 Orionin tähdistössä, missä meidän aika juoksee aktiivinen prosessi tähtien muodostuminen. Sumu hehkuu, kun kaasua lämmittää lähellä olevien kirkkaiden tähtien kuuma säteily. Joten galaksien evoluutioprosessissa tapahtuu aineen kierto: tähtienvälinen kaasu -> tähdet -> tähtienvälinen kaasu, mikä johtaa asteittaiseen raskaiden alkuaineiden pitoisuuden lisääntymiseen tähtienvälisessä kaasussa ja tähdissä ja määrän vähenemiseen. tähtienvälistä kaasua kussakin galaksissa. On mahdollista, että galaksin historiassa tähtien muodostuminen voi viivästyä miljardeja vuosia.

tähtienvälinen pöly

pieni hiukkasia Tähtienvälisessä avaruudessa hajallaan olevat sekoittuvat lähes tasaisesti tähtienväliseen kaasuun. Suurten kaasu-pölykompleksien koot, joista keskustelimme edellä, ulottuvat kymmeniin satoihin parsekkeihin ja niiden massa on noin 105 auringon massaa. Mutta on myös pieniä tiheitä kaasu-pölymuodostelmia - palloja, joiden koko vaihtelee 0,05:stä useaan pc:iin ja painaa vain 0,1 - 100 auringon massaa. Tähtienväliset pölyrakeet eivät ole pallomaisia ​​ja niiden koko on noin 0,1-1 mikronia. Ne koostuvat hiekasta ja grafiitista. Ne muodostuvat myöhäisten punaisten jättiläisten ja superjättiläisten kuorissa, uusien ja supernovatähtien kuorissa, planetaarisissa sumuissa, prototähtien lähellä. Tulenkestävä ydin on päällystetty jääkuorella, jossa on epäpuhtauksia, jota vuorostaan ​​peittää kerros atomi vety. Tähtienvälisessä väliaineessa olevat pölyrakeet joko hajoavat törmäysten seurauksena toistensa kanssa yli 20 km/s nopeuksilla tai päinvastoin tarttuvat yhteen, jos nopeudet ovat alle 1 km/s.

Tähtienvälisen pölyn esiintyminen tähtienvälisessä väliaineessa vaikuttaa tutkittavan säteilyominaisuuksiin taivaankappaleet. Pölyhiukkaset heikentävät kaukaisten tähtien valoa, muuttavat sen spektrikoostumusta ja polarisaatiota. Lisäksi pölyjyvät imevät tähdistä tulevaa ultraviolettisäteilyä ja prosessoivat sen säteilyksi vähemmällä energialla. Tämä säteily, joka lopulta muuttui infrapunaiseksi, havaitaan planetaaristen sumujen, H II -vyöhykkeiden, tähtien ympärillä olevien kuorien ja Seyfertin galaksien spektrissä. Pinnalle voi muodostua aktiivisesti pölyhiukkasia erilaisia ​​molekyylejä. Pölyrakeet ovat yleensä sähköisesti varautuneita ja ovat vuorovaikutuksessa tähtienvälisten magneettikenttien kanssa. Juuri pölyrakeille olemme velkaa sellaisen vaikutuksen kuin kosminen masersäteily. Se syntyy myöhäisten viileiden tähtien kuorissa ja molekyylipilvissä (HI- ja HII-vyöhykkeet). Tämä vahvistavan mikroaaltosäteilyn vaikutus "toimii", kun suuri määrä molekyylejä on epävakaassa viritetyssä pyörimis- tai värähtelytilassa, ja sitten riittää, että yksi fotoni kulkee väliaineen läpi aiheuttamaan lumivyörymäisen molekyylien siirtymän maahan. tila minimienergialla. Tämän seurauksena näemme kapeasti suunnatun (koherentin) erittäin voimakkaan radiosäteilyvirran. Kuvassa on vesimolekyyli. Tämän molekyylin radiosäteily tulee 1,35 cm:n aallonpituudella, jonka lisäksi tähtienvälisen OH-hydroksyylin molekyyleihin ilmestyy erittäin kirkas maser aallonpituudella 18 cm.

tummia sumuja

Sumut ovat tähtienvälisen väliaineen alueita, jotka erottuvat emissiosta tai absorptiosta yleinen tausta taivas. Tummat sumut ovat tiheitä (yleensä molekyylimäisiä) tähtienvälisen kaasun ja pölyn pilviä, jotka ovat läpinäkymättömiä johtuen pölyn tähtienvälisestä valon imeytymisestä. Joskus tummat sumut näkyvät suoraan Linnunradan taustaa vasten. Tällaisia ​​ovat esimerkiksi "Coal Sack" -sumu ja lukuisat pallot. Niissä osissa, jotka ovat läpikuultavia optiselle alueelle, kuiturakenne näkyy selvästi. Tummien sumujen filamentit ja yleinen venyminen liittyvät niihin magneettikenttien läsnäoloon, jotka estävät aineen liikkumista magneettisten voimalinjojen yli.

valosumut

Heijastusumut ovat tähtien valaisemia kaasu- ja pölypilviä. Esimerkki tällaisesta sumusta on Plejadit. Tähtien valo on siroteltu tähtienvälisestä pölystä. Useimmat heijastussumut sijaitsevat lähellä galaksin tasoa. Joillakin heijastussumuilla on komeetan ulkonäkö ja niitä kutsutaan komeetiksi. Tällaisen sumun kärjessä on yleensä T Tauri -muuttuva tähti, joka valaisee sumua. Harvinainen heijastussumu on "valon kaiku", joka havaittiin Perseuksen tähdistössä vuonna 1901 tapahtuneen novaräjähdyksen jälkeen. Kirkas tähden välähdys valaisi pölyn, ja useiden vuosien ajan havaittiin heikko sumu, joka levisi kaikkiin suuntiin valon nopeudella. Yllä vasemmalla olevassa kuvassa näkyy Plejadien tähtijoukko, jonka tähdet ympäröivät kirkkaat sumut. Jos tähti, joka on sumussa tai sen lähellä, on tarpeeksi kuuma, se ionisoi sumun kaasun. Sitten kaasu alkaa hehkua, ja sumua kutsutaan itsestään valoksi tai säteilyn ionisoimaksi sumuksi.

Tällaisten sumujen kirkkaimmat ja yleisimmät sekä tutkituimmat edustajat ovat ionisoidun vedyn H II vyöhykkeet. On myös C II -vyöhykkeitä, joissa keskustähtien valo ionisoi hiilen lähes kokonaan. C II -vyöhykkeet sijaitsevat yleensä H II -vyöhykkeiden ympärillä neutraalin vedyn H I alueilla. Ne näyttävät olevan sisäkkäin toistensa sisällä. Supernovajäännökset (katso kuva oikealla ylhäällä), novakuoret ja tähtituulet ovat myös itsestään valoisia sumuja, koska niissä oleva kaasu kuumenee useisiin miljooniin K (shokkiaaltorintaman takana). Wolf-Rayet-tähdet luovat erittäin voimakkaan tähtituulen. Seurauksena on, että niiden ympärille ilmestyy usean parsekin kokoisia sumuja, joissa on kirkkaita filamentteja. Samanlaisia ​​ovat sumut kirkkaiden kuumien spektrityyppien O - Tähtien tähtien ympärillä, joilla on myös voimakas tähtituuli.

planetaariset sumut

1800-luvun puoliväliin mennessä tuli mahdolliseksi antaa vakavia todisteita siitä, että nämä sumut kuuluivat itsenäiseen esineluokkaan. Spekroskooppi ilmestyi. Josef Fraunhofer havaitsi, että Aurinko lähettää jatkuvan spektrin, jossa on teräviä absorptioviivoja. Kävi ilmi, että planeettojen spektreissä on monia hahmon luonteenpiirteet auringon spektri. Tähdillä oli myös jatkuva spektri, mutta jokaisella niistä oli omat absorptioviivat. William Heggins (1824-1910) oli ensimmäinen, joka tutki planetaarisen sumun spektriä. Se oli kirkas sumu tähdistössä Draco NGC 6543. Sitä ennen Heggins oli tarkkaillut tähtien spektrejä kokonaisen vuoden ajan, mutta NGC 6543:n spektri oli täysin odottamaton. Tiedemies löysi vain yhden kirkkaan viivan. Samaan aikaan kirkas Andromeda-sumu osoitti tähtien spektreille ominaista jatkuvaa spektriä. Tiedämme nyt, että Andromeda-sumu on itse asiassa galaksi, ja siksi se koostuu monista tähdistä. Vuonna 1865 sama Heggins havaitsi korkeamman resoluution spektroskooppia käyttämällä, että tämä "yksi" kirkas viiva koostui kolmesta erillisestä viivasta. Yksi niistä tunnistettiin Balmer-vedyn Hb-linjaan, mutta kaksi muuta, pidemmät aallonpituudet ja voimakkaammat, jäivät tunnistamatta. Ne liitettiin uuteen elementtiin - nebuliumiin. Tämä alkuaine tunnistettiin happi-ioniin vasta vuonna 1927. Ja planetaaristen sumujen spektrien viivoja kutsutaan edelleen sumuiksi.

Sitten oli ongelma planetaaristen sumujen keskustähtien kanssa. Ne ovat erittäin kuumia ja asettavat planetaarisia sumuja varhaisten spektriluokan tähtien eteen. Tilanopeuksien tutkimukset johtivat kuitenkin päinvastaiseen tulokseen. Tässä on tietoa eri kohteiden avaruudellisista nopeuksista: hajasumut - pienet (0 km/s), luokan B tähdet - 12 km/s, luokan A tähdet - 21 km/s, luokan F tähdet - 29 km/s, luokka G-tähdet - 34 km/s, K-luokan tähdet - 12 km/s, M-luokan tähdet - 12 km/s, planetaariset sumut - 77 km/s. Vasta kun planetaaristen sumujen laajeneminen havaittiin, oli mahdollista laskea niiden ikä. Se osoittautui noin 10 000 vuotta vanhaksi. Tämä oli ensimmäinen todiste siitä, että ehkä useimmat tähdet käyvät planeetan sumuvaiheen läpi. Planetaarinen sumu on siis järjestelmä, joka koostuu tähdestä, jota kutsutaan sumun ytimeksi, ja sitä symmetrisesti ympäröivästä valostavasta tähdestä. kaasukuori(joskus useita kuoria). Sumun kuori ja sen ydin ovat geneettisesti sukua. Planetaarisilla sumuilla on emissiospektri, joka eroaa galaktisten diffuusisumujen emissiospektreistä. suurelta osin atomien viritys. Kaksinkertaisesti ionisoidun hapen linjojen lisäksi havaitaan CIV-, O V- ja jopa OVI-linjat. Planetaarisen sumun kuoren massa on noin 0,1 Auringon massasta. Kaikki planetaaristen sumujen muotojen moninaisuus johtuu luultavasti niiden päärakenteen heijastuksesta taivaallinen pallo eri kulmissa.

Planetaaristen sumujen kuoret laajenevat ympäröivään tilaan 20-40 km/s nopeuksilla kuuman kaasun sisäisen paineen vaikutuksesta. Kun kuori laajenee, se ohenee, sen kirkkaus heikkenee ja lopulta siitä tulee näkymätön. Planetaaristen sumujen ytimet ovat varhaisten spektriluokkien kuumia tähtiä, jotka käyvät läpi merkittäviä muutoksia sumun eliniän aikana. Niiden lämpötila on yleensä 50 - 100 tuhatta K. Vanhojen planetaaristen sumujen ytimet ovat lähellä valkoisia kääpiöitä, mutta samalla ne ovat paljon kirkkaampia ja kuumempia kuin tyypilliset tämän tyyppiset esineet. Ydinten joukossa on myös kaksoistähtiä. Planetaarisen sumun muodostuminen on yksi useimpien tähtien evoluution vaiheista. Tämä prosessi huomioon ottaen on kätevää jakaa se kahteen osaan: 1) sumun sinkoutumishetkestä vaiheeseen, jolloin tähden energialähteet ovat periaatteessa lopussa; 2) keskustähden evoluutio pääsekvenssi ennen sumun sinkoamista. Evoluutio sumun sinkoutumisen jälkeen on melko hyvin tutkittu sekä havainnollisesti että teoreettisesti. Aikaisempia vaiheita ymmärretään paljon vähemmän. Etenkin punaisen jättiläisen ja sumun sinkoutumisen välinen vaihe.

Pienimmän valoisuuden omaavia keskustähtiä ympäröivät yleensä suurimmat ja siten vanhimmat sumut. Vasemmalla olevassa kuvassa näkyy planeetta-sumu M 27 Käsipaino Vulpeculan tähdistössä. Muistellaanpa vähän tähtien evoluutioteoriaa. Kun siirrytään pois pääsekvenssistä, tähden evoluution tärkein vaihe alkaa sen jälkeen, kun vety keskeisillä alueilla on palanut kokonaan. Sitten tähden keskialueet alkavat kutistua vapauttaen gravitaatioenergiaa. Tällä hetkellä alue, jolla vety vielä palaa, alkaa liikkua ulospäin. Konvektio tapahtuu. Dramaattiset muutokset alkavat tähdestä, kun massa on isoterminen helium ydin muodostaa 10-13 % tähden massasta. Keskialueet alkavat kutistua nopeasti, ja tähden kuori laajenee - tähdestä tulee jättiläinen, joka liikkuu punaista jättiläistä pitkin. Ydin, kutistuu, lämpenee. Lopulta siinä alkaa heliumin palaminen. Tietyn ajan kuluttua myös heliumvarastot ovat lopussa. Sitten alkaa tähden toinen "nousu" punaista jättiläistä haaraa pitkin. Hiilestä ja hapesta koostuva tähtiydin supistuu nopeasti ja kuori laajenee jättimäisiksi. Tällaista tähteä kutsutaan asymptoottiseksi jättiläishaaratähdeksi. Tässä vaiheessa tähdillä on kaksi kerrosta palamislähdettä - vety ja helium, ja ne alkavat sykkiä.

Loput evoluution polku paljon vähemmän tutkittu. Tähdissä, joiden massa on suurempi kuin 8-10 auringon massaa, ytimen hiili syttyy lopulta. Tähdistä tulee superjättiläisiä ja ne jatkavat kehitystä, kunnes "rautahuipun" elementeistä (nikkeli, mangaani, rauta) muodostuu ydin. se keskusydin, luultavasti romahtaa muodostaen neutronitähden, ja vaippa sinkoutuu supernovana. On selvää, että planetaariset sumut muodostuvat tähdistä, joiden massa on alle 8-10 aurinkomassaa. Kaksi tosiasiaa viittaa siihen, että planetaaristen sumujen esi-isät ovat punaisia ​​jättiläisiä. Ensinnäkin asymptoottisen haaran tähdet ovat fyysisesti hyvin samanlaisia ​​kuin planetaariset sumut. Punaisen jättiläisen ydin on massaltaan ja kooltaan hyvin samanlainen kuin planetaarisen sumun keskustähti, jos poistamme punaisen jättiläisen laajennetun, harventunut ilmakehän. Toiseksi, jos tähti heittää sumun pois, sen vähimmäisnopeuden on oltava riittävä pakenemiseen gravitaatiokenttä. Laskelmat osoittavat, että vain punaisilla jättiläisillä tämä nopeus on verrattavissa planetaaristen sumujen kuorien laajenemisnopeuksiin (10-40 km/s). Tässä tapauksessa tähden massaksi arvioidaan 1 auringon massa ja säde on 100-200 auringon säteen sisällä (tyypillinen punainen jättiläinen). Yhteenvetona toteamme, että todennäköisimpiä ehdokkaita planeettojen sumujen esi-isien rooliin ovat muuttuvat tähdet, kuten Mira Ceti. Symbioottiset tähdet voivat edustaa yhtä tähtien ja sumujen välisistä siirtymävaiheista. Ja tietenkään et voi sivuuttaa kohdetta FG Sge (yllä oikealla olevassa kuvassa). Siten useimmat tähdet, joiden aurinkomassa on alle 6-10, muuttuvat lopulta planetaariseksi sumuksi, jotka menettävät edellisissä vaiheissa suurimman osan alkuperäisestä massastaan; jäljelle jää vain ydin, jonka massa on 0,4-1 Auringon massasta, josta tulee valkoinen kääpiö. Massahäviö ei vaikuta pelkästään tähteen itseensä, vaan myös olosuhteisiin tähtienvälisessä väliaineessa ja tuleviin tähtien sukupolviin.

Aikaisemmin tähtitieteessä sumuja kutsuttiin liikkumattomiksi laajennetuiksi valaiseviksi tähtitieteelliset esineet, mukaan lukien tähtijoukkoja tai Linnunradan ulkopuolella olevia galakseja, joita ei voitu erottaa tähdiksi.

Esimerkiksi Andromedan galaksia kutsutaan usein "Andromedan sumuksi". Mutta nyt tähtisumu kutsutaan osaksi tähtienvälistä väliainetta, joka erottuu säteilystään tai säteilyn imeytymisestä taivaan yleistä taustaa vasten.

Terminologian muutos tapahtui, koska 1920-luvulla kävi selväksi, että sumujen joukossa on monia galakseja. Tähtitieteen kehityksen ja teleskooppien erottelukyvyn myötä "sumun" käsite tarkentui: osa "sumuista" tunnistettiin tähtiklusteiksi, löydettiin tummia (absorboivia) kaasu- ja pölysumuja, ja 1920-luvulla , ensin Lundmark ja sitten Hubble, onnistuivat ottamaan huomioon tähdet useiden galaksien reuna-alueilla ja vahvistamaan siten niiden luonteen. Sen jälkeen termi "sumu" alettiin ymmärtää suppeammin.
Sumujen koostumus: kaasu, pöly ja plasma (osittain tai täysin ionisoitu kaasu, joka muodostuu neutraaleista atomeista (tai molekyyleistä) ja varautuneista hiukkasista (ionit ja elektronit).

Merkkejä sumuista

Kuten edellä mainittiin, sumu absorboi tai lähettää (sirottaa) valoa, joten se tapahtuu tumma tai vaalea.
tummia sumuja- tiheät (yleensä molekyylimäiset) tähtienvälisen kaasun ja tähtienvälisen pölyn pilvet. Ne eivät ole läpinäkyviä, koska pöly absorboi valoa tähtienvälisesti. Ne näkyvät yleensä valosumujen taustalla. Harvemmin tummat sumut näkyvät suoraan Linnunradan taustaa vasten. Nämä ovat hiilisäkkisumu ja monet pienemmät, joita kutsutaan jättimäisiksi palloiksi. Kuvassa Hevosenpääsumu (kuva Hubble). Usein yksittäisiä möykkyjä löytyy tummien sumujen sisällä, joissa tähtien uskotaan muodostuvan.

heijastava sumuilla on yleensä sininen sävy sironnan vuoksi sininen väri tehokkaampi kuin punainen (tämä selittää taivaan sinisen värin). Nämä ovat tähtien valaisemia kaasu- ja pölypilviä. Joskus sumun optisen säteilyn päälähde on hajallaan olevien tähtien valo tähtienvälinen pöly. Esimerkki tällaisista sumuista ovat ympärillä olevat sumut kirkkaat tähdet Pleiades-klusterissa. Useimmat heijastussumut sijaitsevat lähellä Linnunradan tasoa.

Säteilyn ionisoimat sumut- tähtienväliset kaasualueet, jotka ovat voimakkaasti ionisoituja tähtien tai muiden ionisoivan säteilyn lähteiden säteilystä. Säteilyn ionisoimia sumuja esiintyy myös Linnunradan voimakkaiden röntgenlähteiden ympärillä ja muissa galakseissa (mukaan lukien aktiiviset galaktiset ytimet ja kvasaarit). Niille on usein ominaista korkeampi lämpötila ja enemmän korkea aste raskaiden alkuaineiden ionisaatio.
planetaariset sumut- nämä ovat tähtitieteellisiä esineitä, jotka koostuvat ionisoidusta kaasukuoresta ja keskustähdestä, valkoinen kääpiö. Planetaariset sumut muodostuvat punaisten jättiläisten ja superjättiläisten ulkokerrosten (kuorten) irtoamisen aikana, joiden massa on 2,5-8 aurinkomassaa evoluution viimeisessä vaiheessa. Planetaarinen sumu on nopeasti liikkuva (tähtitieteellisten standardien mukaan) ilmiö, joka kestää vain muutamia kymmeniä tuhansia vuosia ja jonka esi-isitähden elinikä on useita miljardeja vuosia. Tällä hetkellä galaksissamme tunnetaan noin 1500 planetaarista sumua. Planetaariset sumut ovat enimmäkseen himmeitä esineitä, eivätkä ne yleensä näy paljaalla silmällä. Ensin auki planetaarinen sumu oli käsipainosumu Kantarellien tähdistössä: Charles Messier, joka etsi komeettoja laatiessaan luetteloaan sumuista (kiinteät kohteet, jotka muistuttavat komeettoja taivasta tarkasteltaessa) vuonna 1764 luetteloi sen numerolla M27 ja W. Herschel vuonna 1784. laatiessaan luettelonsa hän valitsi ne erilliseksi sumuluokiksi ja ehdotti niille termiä "planetaarinen sumu".

Shokkiaaltojen synnyttämät sumut. Tyypillisesti tällaiset sumut ovat lyhytikäisiä, koska ne katoavat uupumuksen jälkeen. kineettinen energia liikkuva kaasu. Tärkeimmät voimakkaiden shokkiaaltojen lähteet tähtienvälisessä väliaineessa ovat tähtien räjähdykset - kuorien sinkoutuminen supernovien ja uusien tähtien räjähdyksen aikana sekä tähtituuli.
Supernovajäänteitä ja uusia tähtiä. Kirkkaimmat shokkiaaltojen synnyttämät sumut syntyvät räjähdyksistä supernovat ja niitä kutsutaan supernovajäännöksiksi. Kuvattujen ominaisuuksien lisäksi niille on ominaista ei-terminen radiosäteily. Uusien tähtien räjähdyksiin liittyvät sumut ovat pieniä, heikkoja ja lyhytikäisiä.

Wolf-Rayet-tähtiä ympäröivät sumut. Näiden sumujen radiosäteily on luonteeltaan termistä. Wolf-Rayet-tähdille on ominaista erittäin voimakas tähtituuli. Mutta tällaisten sumujen käyttöikää rajoittaa tähtien viipymisen kesto Wolf-Rayet-tähtivaiheessa, ja se on lähes 105 vuotta.

Sumut O tähtien ympärillä. Ne ovat ominaisuuksiltaan samanlaisia ​​kuin Wolf-Rayet-tähtiä ympäröivät sumut, mutta ne muodostuvat kirkkaimpien kuumien tähtien ympärille. spektrinen tyyppi O - Of, jolla on voimakas tähtituuli. Ne eroavat Wolf-Rayet-tähtiin liittyvistä sumuista alhaisemman kirkkauden, suuremman koon ja ilmeisesti pidemmän käyttöiän ansiosta.
Sumut tähtienmuodostusalueilla. Tähtien muodostuminen tapahtuu tähtienvälisessä väliaineessa, ja syntyy shokkiaaltoja, jotka lämmittävät kaasun satoihin ja tuhansiin asteisiin. Tällaiset shokkiaallot näkyvät pitkänomaisina sumuina, jotka hehkuvat pääasiassa infrapuna-alueella. Useita tällaisia ​​sumuja on löydetty Orion-sumuun liittyvästä tähtienmuodostuskeskuksesta.

Andromedan galaksi tai Andromeda-sumu on spiraaligalaksi, lähimpänä Linnunrata iso galaksi sijaitsee Andromedan tähdistössä. Se poistetaan meistä 2,52 miljoonan valovuoden etäisyydellä. Galaksin taso on kallistunut meihin 15° kulmassa, joten sen rakenteen määrittäminen on erittäin vaikeaa. Andromeda-sumu on taivaan pohjoisen pallonpuoliskon kirkkain sumu. Se näkyy paljaalla silmällä, mutta vain heikkona sumuisena täplänä.
Andromeda-sumu on samanlainen kuin galaksimme, mutta suurempi. Se on tutkinut useita satoja muuttuvia tähtiä, joista suurin osa on kefeidejä. Se sisältää myös 300 pallomaista klusteria, yli 200 uutta tähteä ja yhden supernovan.
Andromeda-sumu ei ole mielenkiintoinen vain siksi, että se on samanlainen kuin galaksimme, vaan myös siksi, että sillä on neljä satelliittia - elliptisiä kääpiögalakseja.