Isi artikel

NEBEL. Sebelumnya, para astronom menggunakan nama ini untuk benda langit apa pun yang tidak bergerak relatif terhadap bintang-bintang, yang, berbeda dengan mereka, memiliki penampakan kabur dan kabur, seperti awan kecil (istilah Latin yang digunakan dalam astronomi untuk "nebula" nebula berarti "awan"). Seiring waktu, ternyata beberapa di antaranya, misalnya, nebula di Orion, terdiri dari gas dan debu antarbintang dan milik Galaksi kita. Nebula "putih" lainnya, seperti di Andromeda dan Triangulum, ternyata merupakan sistem bintang raksasa yang mirip dengan Galaksi. Di sini kita akan berbicara tentang nebula gas.

Sampai pertengahan abad ke-19. astronom percaya bahwa semua nebula adalah gugus bintang yang jauh. Namun pada tahun 1860, dengan menggunakan spektroskop untuk pertama kalinya, W. Hoggins menunjukkan bahwa beberapa nebula berbentuk gas. Ketika cahaya melewati spektroskop bintang biasa, ada spektrum kontinu di mana semua warna dari ungu ke merah diwakili; di beberapa bagian spektrum bintang terdapat garis serapan gelap yang sempit, tetapi agak sulit untuk melihatnya - garis tersebut hanya terlihat dalam foto spektrum berkualitas tinggi. Oleh karena itu, jika diamati oleh mata, spektrum gugus bintang terlihat seperti kontinu diskriminasi rasial. Spektrum emisi gas yang dijernihkan, sebaliknya, terdiri dari garis-garis terang individu, di antaranya praktis tidak ada cahaya. Inilah yang dilihat Hoggins ketika mengamati nebula tertentu melalui spektroskop. Pengamatan yang lebih baru telah mengkonfirmasi bahwa banyak nebula memang awan gas panas. Seringkali para astronom menyebut "nebula" dan objek gelap yang menyebar - juga awan gas antarbintang, tetapi dingin.

jenis nebula.

Nebula dibagi menjadi jenis utama berikut: nebula difus, atau daerah H II, seperti Nebula Orion; nebula refleksi, seperti nebula Merope di Pleiades; nebula gelap, seperti Coal Sack, yang biasanya berasosiasi dengan awan molekuler; sisa-sisa supernova seperti Nebula Retikulum di Cygnus; nebula planet, seperti Cincin di Lyra.

nebula difus.

Lebar contoh penting nebula difus - ini adalah Nebula Orion di langit musim dingin, serta Laguna dan Triple (Triple) - di musim panas. Garis-garis gelap yang memisahkan Triple Nebula adalah awan debu dingin yang terbentang di depannya. Jarak ke nebula ini kira-kira. 2200 St. tahun, dan diameternya sedikit kurang dari 2 St. bertahun-tahun. Massa nebula ini 100 kali massa matahari. Beberapa nebula difus, seperti Lagoon 30 Doradus dan Nebula Orion, jauh lebih besar dan lebih masif.

Tidak seperti bintang, nebula gas tidak memiliki sumber sendiri energi; mereka bersinar hanya jika ada bintang panas dengan suhu permukaan 20.000–40.000 ° C di dalam atau di dekatnya radiasi ultraviolet, yang diserap oleh gas nebula dan dipancarkan kembali dalam bentuk cahaya tampak. Dilewati melalui spektroskop, cahaya ini dibagi menjadi garis emisi karakteristik berbagai elemen gas.

Nebula refleksi.

Nebula refleksi terbentuk ketika awan partikel debu yang menyebarkan cahaya diterangi oleh bintang terdekat yang suhunya tidak cukup tinggi untuk menyebabkan gas bersinar. Nebula refleksi kecil terkadang terlihat di dekat bintang yang sedang terbentuk.

Nebula gelap.

Nebula gelap adalah awan yang sebagian besar terdiri dari gas dan sebagian dari debu (dengan rasio massa ~ 100:1). Dalam jangkauan optik, mereka menutupi pusat Galaksi dari kita dan terlihat sebagai bintik hitam di sepanjang Bima Sakti, misalnya, Kegagalan Besar di Angsa. Namun dalam rentang inframerah dan radio, nebula ini memancar cukup aktif. Beberapa dari mereka sekarang membentuk bintang. Kepadatan gas di dalamnya jauh lebih tinggi daripada di ruang antar awan, dan suhunya lebih rendah, dari - 260 hingga - 220 ° C. Mereka terutama terdiri dari hidrogen molekuler, tetapi molekul lain juga ditemukan di dalamnya hingga molekul asam amino.

sisa-sisa supernova.

Ketika sebuah bintang tua meledak, lapisan luarnya terkelupas dengan kecepatan kira-kira. 10.000 km/s. Zat yang bergerak cepat ini, seperti buldoser, menyedot gas antarbintang di depannya, dan bersama-sama mereka membentuk struktur yang mirip dengan Nebula Jaring Cygnus. Dalam tumbukan, zat yang bergerak dan tidak bergerak dipanaskan dalam gelombang kejut yang kuat dan bersinar tanpa sumber tambahan energi. Suhu gas dalam hal ini mencapai ratusan ribu derajat, dan itu menjadi sumber radiasi sinar-x. Selain itu, medan magnet antarbintang meningkat dalam gelombang kejut, dan partikel bermuatan - proton dan elektron - dipercepat menjadi energi yang jauh lebih tinggi daripada energi gerak termal. Pergerakan partikel bermuatan cepat ini dalam medan magnet menyebabkan radiasi dalam jangkauan radio, yang disebut non-termal.

Sisa supernova yang paling menarik adalah Nebula Kepiting. Di dalamnya, gas supernova yang dikeluarkan belum bercampur dengan materi antarbintang.

Pada 1054, ledakan bintang di konstelasi Taurus terlihat. Gambar wabah, direkonstruksi dari kronik Cina, menunjukkan bahwa itu adalah ledakan supernova, yang mencapai luminositas maksimum 100 juta kali lebih tinggi daripada matahari. Nebula Kepiting terletak tepat di lokasi wabah itu. Dengan mengukur ukuran sudut dan kecepatan ekspansi nebula dan membagi satu sama lain, mereka menghitung kapan ekspansi ini dimulai - hampir tepat 1054 ternyata. Tidak diragukan lagi: Nebula Kepiting adalah sisa dari supernova.

Dalam spektrum nebula ini, setiap garis bercabang. Jelas bahwa satu komponen garis, yang bergeser ke sisi biru, berasal dari bagian cangkang yang mendekati kita, dan yang lainnya, bergeser ke sisi merah, berasal dari bagian cangkang yang bergerak menjauh. Menggunakan rumus Doppler, kami menghitung kecepatan ekspansi (1200 km / s) dan, membandingkannya dengan kecepatan ekspansi sudut, menentukan jarak ke nebula kepiting: OKE. 3300 St. bertahun-tahun.

Nebula Kepiting memiliki struktur kompleks: bagian luarnya yang berserat memancarkan karakteristik garis emisi individual dari gas panas; di dalam cangkang ini tubuh amorf, yang radiasinya memiliki spektrum kontinu dan terpolarisasi kuat. Selain itu, emisi radio non-termal yang kuat berasal dari sana. Ini hanya dapat dijelaskan oleh fakta bahwa di dalam nebula, elektron cepat bergerak dalam medan magnet, sambil memancarkan radiasi sinkrotron di jangkauan luas spektrum - dari radio ke sinar-X. Selama bertahun-tahun, sumber elektron cepat di Nebula Kepiting tetap misterius, hingga pada tahun 1968 dimungkinkan untuk menemukan bintang neutron yang berputar cepat di pusatnya - pulsar, sisa bintang masif yang meledak sekitar 950 tahun yang lalu. Membuat 30 putaran per detik dan memiliki medan magnet yang sangat besar, bintang neutron melemparkan aliran elektron cepat yang bertanggung jawab atas radiasi yang diamati ke dalam nebula sekitarnya.

Ternyata mekanisme radiasi sinkrotron sangat umum terjadi di antara benda-benda astronomi yang aktif. Di Galaksi kita, orang dapat menunjukkan banyak sisa-sisa supernova yang memancar sebagai akibat dari pergerakan elektron dalam medan magnet, misalnya, sumber radio yang kuat Cassiopeia A, yang dengannya cangkang berserat yang mengembang dikaitkan dalam jangkauan optik. Semburan tipis plasma panas dengan medan magnet dikeluarkan dari inti galaksi elips raksasa M 87, memancar di semua rentang spektrum. Tidak jelas apakah proses aktif dalam inti galaksi radio dan quasar terkait dengan supernova, tetapi proses fisik radiasi di dalamnya sangat mirip.

nebula planet.

Nebula galaksi yang paling sederhana adalah planet. Ada sekitar dua ribu dari mereka, dan total ada sekitar. 20.000. Mereka terkonsentrasi di piringan galaksi, tetapi tidak tertarik, seperti nebula difus, ke lengan spiral.

Jika dilihat melalui teleskop kecil, nebula planet terlihat seperti cakram kabur tanpa banyak detail dan karenanya menyerupai planet. Banyak dari mereka memiliki warna biru di dekat pusat. bintang panas; contoh tipikal Nebula Cincin di Lyra. Seperti nebula difus, pancarannya berasal dari radiasi ultraviolet bintang di dalamnya.

Analisis spektral.

Untuk menganalisa komposisi spektral radiasi nebula sering menggunakan spektrograf tanpa celah. Dalam kasus yang paling sederhana, lensa cekung ditempatkan di dekat fokus teleskop, yang mengubah berkas cahaya konvergen menjadi paralel. Ini diarahkan ke prisma atau kisi, membelah sinar menjadi spektrum, dan kemudian memfokuskan cahaya pada pelat fotografi dengan lensa cembung, sambil memperoleh bukan satu gambar objek, tetapi beberapa - sesuai dengan jumlah garis emisi dalam spektrumnya. Namun, gambar bintang pusat diregangkan menjadi garis, karena memiliki spektrum kontinu.

dalam spektrum nebula gas garis semua elemen penting: hidrogen, helium, nitrogen, oksigen, neon, belerang dan argon. Selain itu, seperti di tempat lain di alam semesta, hidrogen dan helium jauh lebih banyak daripada yang lain.

Eksitasi atom hidrogen dan helium dalam nebula tidak terjadi dengan cara yang sama seperti di tabung pelepasan gas laboratorium, di mana aliran elektron cepat, membombardir atom, mentransfernya ke yang lebih tinggi. keadaan energi, setelah itu atom kembali ke kondisi normal, memancarkan cahaya. Tidak ada elektron energik seperti itu di nebula yang dapat membangkitkan atom dengan dampaknya, mis. "melempar" elektronnya ke orbit yang lebih tinggi. Di nebula, "fotoionisasi" atom terjadi oleh radiasi ultraviolet dari bintang pusat, yaitu. energi kuantum yang masuk cukup untuk benar-benar merobek elektron dari atom dan membiarkannya "terbang bebas". Rata-rata, 10 tahun berlalu sampai elektron bebas bertemu ion, dan mereka bergabung kembali (rekombinasi) menjadi atom netral, melepaskan energi ikat dalam bentuk kuanta cahaya. Garis emisi rekombinasi diamati dalam rentang spektral radio, optik dan inframerah.

Garis emisi terkuat di nebula planet milik atom oksigen yang telah kehilangan satu atau dua elektron, serta nitrogen, argon, belerang, dan neon. Selain itu, mereka memancarkan garis-garis yang tidak pernah diamati dalam spektrum laboratorium mereka, tetapi hanya muncul dalam kondisi karakteristik nebula. Garis-garis ini disebut "terlarang". Faktanya adalah bahwa atom biasanya terletak di keadaan tereksitasi kurang dari sepersejuta detik, dan kemudian kembali normal, memancarkan kuantum. Namun, ada beberapa tingkat energi di mana atom melakukan transisi dengan sangat "enggan", tetap dalam keadaan tereksitasi selama beberapa detik, menit, dan bahkan jam. Selama waktu ini, di bawah kondisi gas laboratorium yang relatif padat, sebuah atom harus bertabrakan dengan elektron bebas, yang mengubah energinya, dan transisi dikecualikan. Tetapi dalam nebula yang sangat langka, atom yang tereksitasi tidak bertabrakan dengan partikel lain untuk waktu yang lama, dan, akhirnya, transisi "terlarang" terjadi. Itulah sebabnya garis terlarang pertama kali ditemukan bukan oleh fisikawan di laboratorium, tetapi oleh para astronom, yang mengamati nebula. Karena garis-garis ini tidak ada dalam spektrum laboratorium, untuk beberapa waktu bahkan diyakini bahwa garis-garis itu milik unsur yang tidak dikenal di Bumi. Mereka ingin memanggilnya "nebulium", tetapi kesalahpahaman itu segera diselesaikan. Garis-garis ini terlihat dalam spektrum nebula planetary dan difus. Spektrum nebula tersebut juga mengandung emisi kontinu lemah yang timbul dari rekombinasi elektron dengan ion.

Pada spektogram nebula yang diperoleh dengan spektrograf celah, garis sering terlihat putus-putus dan terbelah. Ini adalah efek Doppler, yang menunjukkan pergerakan relatif dari bagian-bagian nebula. Nebula planet biasanya mengembang secara radial dari bintang pusat dengan kecepatan 20–40 km/s. Cangkang supernova mengembang lebih cepat, menimbulkan gelombang kejut di depannya. Dalam nebula difus, alih-alih ekspansi umum, pergerakan turbulen (kacau) dari masing-masing bagian biasanya diamati.

Fitur penting dari beberapa nebula planet adalah stratifikasi radiasi monokromatiknya. Misalnya, emisi oksigen atomik terionisasi tunggal (setelah kehilangan satu elektron) diamati di wilayah yang luas, pada jarak yang sangat jauh dari bintang pusat, sedangkan oksigen dan neon terionisasi ganda (yaitu, kehilangan dua elektron) hanya terlihat di bagian dalam nebula, sedangkan neon terionisasi empat kali lipat atau oksigen hanya terlihat di bagian tengahnya. Fakta ini dijelaskan oleh fakta bahwa foton energik yang diperlukan untuk ionisasi atom yang lebih kuat tidak mencapai daerah terluar nebula, tetapi diserap oleh gas tidak jauh dari bintang.

Dalam hal komposisi kimia, nebula planet sangat beragam: unsur-unsur yang disintesis di bagian dalam bintang, beberapa di antaranya ternyata bercampur dengan substansi cangkang yang dikeluarkan, sementara yang lain tidak. Komposisi sisa-sisa supernova bahkan lebih rumit: materi yang dikeluarkan oleh bintang sebagian besar bercampur dengan gas antarbintang dan, sebagai tambahan, fragmen yang berbeda dari sisa yang sama terkadang memiliki komposisi kimia yang berbeda (seperti pada Cassiopeia A). Mungkin, zat ini dikeluarkan dari kedalaman bintang yang berbeda, yang memungkinkan untuk menguji teori evolusi bintang dan ledakan supernova.

Asal nebula.

Nebula difus dan planetary memiliki asal yang sama sekali berbeda. Yang menyebar selalu ditemukan di daerah pembentuk bintang - biasanya di lengan spiral galaksi. Mereka biasanya dikaitkan dengan awan gas dan debu yang besar dan dingin di mana bintang-bintang terbentuk. Nebula difus yang cerah adalah bagian kecil dari awan yang dipanaskan oleh panas di dekatnya bintang besar. Karena bintang seperti itu jarang terbentuk, nebula difus tidak selalu menyertai awan dingin. Misalnya, ada bintang seperti itu di Orion, jadi ada beberapa nebula yang menyebar, tetapi mereka sangat kecil dibandingkan dengan awan gelap tak terlihat yang menempati hampir seluruh konstelasi Orion. Tidak ada bintang panas terang di wilayah pembentuk bintang kecil di Taurus, dan oleh karena itu tidak ada nebula difus yang terlihat (hanya ada beberapa nebula redup di dekat bintang muda T Tauri yang aktif).

Nebula planet adalah cangkang yang dijatuhkan oleh bintang-bintang di Babak final evolusi mereka. Bintang normal bersinar karena mengalir di intinya reaksi termonuklir yang mengubah hidrogen menjadi helium. Tetapi ketika cadangan hidrogen di inti bintang habis, perubahan cepat terjadi padanya: inti helium berkontraksi, cangkang mengembang, dan bintang berubah menjadi raksasa merah. Biasanya ini adalah bintang variabel seperti Mira Ceti atau OH / IR dengan cangkang berdenyut besar. Mereka akhirnya melepaskan bagian luar cangkangnya. Bagian dalam bintang yang tidak terselubung memiliki suhu yang sangat tinggi, kadang-kadang di atas 100.000 ° C. Secara bertahap berkontraksi dan berubah menjadi katai putih, tanpa sumber energi nuklir dan perlahan mendingin. Dengan demikian, nebula planet dikeluarkan oleh bintang pusatnya, sedangkan nebula difus seperti Nebula Orion adalah material yang dibiarkan tidak terpakai dalam proses pembentukan bintang.

- Ini jenis-jenis nebula. Mereka cantik, agung, mempesona, dan terlepas dari kenyataan bahwa mereka sulit dideteksi dengan teleskop, penggemar mengamati menghabiskan banyak waktu untuk mencari mereka. Mereka unik, masing-masing tidak seperti yang lain. Dimensi dalam ruang relatif kecil dan dipisahkan dari kita oleh jarak yang kecil (dalam hal nilai astronomi). Mereka terutama terdiri dari hidrogen - 90% dan helium - 9,9%. Kami tidak akan mempertimbangkan milik satu atau lain dari masing-masing nebula dalam kerangka artikel ini, tugas kami berbeda. Dan biarkan saya tidak lagi mengoceh, tetapi langsung ke intinya.

1. Nebula difus

Nebula Laguna Difus

Nebula difus, tidak seperti bintang, tidak memiliki sumber energi sendiri. Cahaya di dalamnya adalah karena bintang-bintang panas yang ada di dalam atau di sebelahnya. Nebula seperti ini lebih banyak terdapat pada "cabang" galaksi, tempat pembentukan bintang aktif terjadi dan merupakan zat yang belum termasuk dalam komposisi bintang.

Nebula difus sebagian besar berwarna merah - ini karena banyaknya hidrogen di dalamnya. hijau dan warna biru beri tahu kami tentang unsur kimia lainnya seperti helium, nitrogen, logam berat.

Nebula ini termasuk yang paling populer dan dapat diakses untuk pengamatan di perangkat dengan sedikit peningkatan - Nebula Orion di konstelasi Orion, yang saya sebutkan di artikel.

Nebula difus sering disebut emisi.

2. Nebula Refleksi

Nebula Refleksi "Kepala Penyihir"

Nebula refleksi tidak memancarkan apapun cahaya sendiri. Ini adalah awan gas dan debu yang memantulkan cahaya dari bintang-bintang terdekat. Selain nebula difus, nebula refleksi terletak di daerah pembentukan bintang aktif. Untuk tingkat yang lebih besar, mereka memiliki warna kebiruan, karena. menyebar lebih baik dari yang lain.

Saat ini, tidak banyak nebula jenis ini yang diketahui - sekitar 500.

Beberapa sumber tidak membedakan nebula refleksi secara terpisah, tetapi mengklasifikasikannya sebagai nebula difusi.

3. Nebula Gelap

Nebula Gelap "Kepala Kuda"

Nebula semacam itu terjadi karena tumpang tindih cahaya dari benda-benda yang terletak di belakangnya. Ini adalah awan. Komposisinya hampir sama dengan nebula pantul sebelumnya, hanya berbeda di lokasi sumber cahaya.

Sebagai aturan, nebula gelap diamati bersama dengan nebula reflektif atau difus. Contoh bagus pada foto di atas. "Kepala kuda"- di sini wilayah gelap menghalangi cahaya dari nebula difus yang jauh lebih besar di belakangnya. Dalam teleskop amatir, nebula seperti itu akan sangat sulit atau hampir mustahil untuk dilihat. Namun, dalam jangkauan radio, bahkan nebula semacam itu secara aktif memancarkan gelombang elektromagnetik.

4 Nebula Planet

Nebula planet M 57

Mungkin jenis nebula yang paling indah. Sebagai aturan, nebula seperti itu adalah hasil dari akhir kehidupan bintang, mis. ledakan dan hamburan gas ke luar angkasa. Terlepas dari kenyataan bahwa bintang itu meledak, itu disebut planet. Ini disebabkan oleh fakta bahwa ketika diamati, nebula seperti itu terlihat seperti planet. Kebanyakan dari mereka berbentuk bulat atau oval. Cangkang gas yang terletak di dalamnya diterangi oleh sisa-sisa bintang itu sendiri.

Secara total, sekitar dua ribu nebula planet telah ditemukan, meskipun ada lebih dari 20.000 di antaranya di galaksi Bima Sakti kita saja.

5 Sisa Supernova

Nebula Kepiting M 1

supernova- ini adalah peningkatan tajam dalam kecerahan bintang sebagai akibat dari ledakan dan ejeksinya jumlah yang besar energi ke lingkungan luar angkasa.

Foto di atas menunjukkan contoh yang bagus ledakan bintang di mana gas yang dikeluarkan belum bercampur dengan materi antarbintang. Berdasarkan kronik Tiongkok, ledakan ini ditangkap pada tahun 1054. Tetapi kita harus memahami bahwa jarak ke Nebula Kepiting adalah sekitar 3300 tahun cahaya.

Itu saja. Ada 5 jenis nebula yang perlu Anda ketahui dan bisa Anda kenali. Saya harap saya berhasil menyampaikan informasi kepada Anda dalam bentuk yang mudah diakses dan dalam bahasa yang sederhana. Jika Anda memiliki pertanyaan - tanyakan, tulis di komentar. Terima kasih.

Menonton dari kedalaman luar angkasa benda misterius sejak lama menarik minat orang-orang untuk mengamati langit. Bahkan ilmuwan Yunani kuno Hipparchus dalam katalognya mencatat adanya beberapa objek berkabut di langit malam. Rekannya Ptolemy menambahkan lima nebula lagi ke dalam daftar. Pada abad ke-17, Galileo menemukan teleskop dan dengan bantuannya ia dapat melihat nebula Orion dan Andromeda. Sejak itu, seiring dengan berkembangnya teleskop dan instrumen lainnya, penemuan-penemuan baru telah dimulai di luar angkasa. Dan nebula diklasifikasikan sebagai kelas objek bintang yang terpisah.

Seiring waktu, ada banyak nebula yang dikenal. Mereka mulai mengganggu ilmuwan dan astronom dalam mencari objek baru. PADA akhir XVIII abad, mempelajari objek tertentu - komet, Charles Messier menyusun "katalog objek stasioner menyebar" yang tampak seperti komet. Tetapi karena kurangnya dukungan teknis yang memadai, katalog ini mencakup nebula dan galaksi, bersama dengan gugus bintang globular.

Sama seperti teleskop meningkat, begitu pula astronomi itu sendiri. Konsep "nebula" mengambil warna baru dan terus disempurnakan. Beberapa jenis nebula diidentifikasi sebagai gugusan bintang, beberapa diklasifikasikan sebagai penyerap, dan pada 20-an abad terakhir, Hubble mampu menetapkan sifat nebula dan menyoroti wilayah galaksi.

Situs portal akan menceritakan tentang teori asal usul nebula, perkiraan jumlah, jenis, dan jaraknya dari planet kita. Portal ini mengoperasikan fakta-fakta yang terbukti secara ilmiah dan ide-ide paling populer.

Klasifikasi dan jenis nebula di situs web portal

Prinsip utama dari klasifikasi nebula adalah apakah mereka menyerap atau menyebarkan (memancarkan) cahaya. Kriteria ini membagi nebula menjadi terang dan gelap. Radiasi cahaya tergantung pada asalnya. Dan sumber energi yang membangkitkan radiasinya bergantung pada sifatnya sendiri. Sangat sering, bukan hanya satu, tetapi dua mekanisme radiasi dapat beroperasi di nebula. Yang gelap hanya bisa dilihat melalui penyerapan sumber radiasi yang terletak di belakangnya.

Tetapi jika prinsip klasifikasi pertama akurat, maka yang kedua (pembagian nebula menjadi debu dan gas) adalah prinsip bersyarat. Setiap nebula mengandung debu dan gas. Pembagian ini disebabkan oleh mekanisme radiasi dan metode pengamatan yang berbeda. Kehadiran debu paling baik diamati ketika radiasi diserap oleh nebula gelap, yang terletak di belakang sumber. Radiasi intrinsik dari komponen gas nebula terlihat ketika terionisasi oleh sinar ultraviolet atau ketika media antarbintang dipanaskan. Proses terakhir ini mungkin terjadi setelah gelombang menghantamnya, yang terbentuk setelah ledakan supernova.

Nebula gelap direpresentasikan sebagai awan padat, paling sering molekul debu dan gas antarbintang. Dengan menyerap cahaya, awan menjadi buram. Paling sering, nebula gelap terlihat dengan latar belakang yang terang. Sangat jarang bagi para ilmuwan untuk memperhatikan mereka dengan latar belakang Bima Sakti. Mereka disebut globul raksasa.

Penyerapan cahaya Av dalam gelap bervariasi dalam batas lebar. Itu dapat mencapai indikator: dari 1–10 m hingga 10–100 m. Struktur nebula dengan daya serap tinggi hanya dapat dipelajari dengan menggunakan metode astronomi submilimeter dan astronomi radio, saat mengamati radiasi infra merah dan jalur radio molekuler. Anjing laut individu sering ditemukan di nebula itu sendiri, dengan nilai Av hingga 10.000 m. Menurut teori astrofisikawan tingkat lanjut, bintang-bintang terbentuk di sana.

Di bagian nebula yang tembus cahaya, struktur berserat terlihat jelas dalam jangkauan optik. Perpanjangan umum dan serat dikaitkan dengan adanya medan magnet, yang menghambat pergerakan materi melintasi ketidakstabilan magnetohidrodinamik dan garis medan. Koneksi ini disebabkan oleh fakta bahwa partikel debu bermuatan listrik.

Lain tipe cerah Nebula adalah nebula refleksi. Ini adalah awan gas dan debu yang diterangi oleh bintang-bintang. Jika bintang terletak di atau dekat awan antarbintang, tetapi tidak terlalu panas untuk mengurangi jumlah hidrogen di sekitarnya, maka sumber utamanya radiasi optik nebula itu sendiri menjadi cahaya bintang yang dihamburkan oleh debu antarbintang. Contoh yang mencolok fenomena serupa ditemukan di sekitar bintang-bintang Pleiades.

Sebagian besar nebula refleksi terletak di dekat bidang Bima Sakti. Dalam beberapa kasus, keberadaan nebula tersebut diamati pada garis lintang galaksi yang tinggi. Awan molekuler ini adalah ukuran yang berbeda, bentuk, kepadatan dan massa dan diterangi oleh radiasi gabungan dari bintang-bintang Bima Sakti. Mereka sulit dipelajari karena kecerahan permukaannya sangat rendah. Terkadang, muncul pada gambar galaksi, detail yang tidak ada terlihat di foto - jumper, ekor, dll.

Sebagian kecil dari nebula refleksi memiliki penampilan seperti komet. Mereka disebut komet. Atas nama nebula seperti itu, sebagai suatu peraturan, ada bintang variabel dari tipe Taurus. Ini menerangi nebula. Mereka bervariasi dalam kecerahan dan berukuran kecil, sekitar seperseratus parsec.

Gema cahaya adalah jenis nebula refleksi yang paling langka. Contoh mencolok adalah flash yang dihasilkan bintang baru di rasi Perseus. Kilatan ini menyinari debu, menyebabkan nebula yang dihasilkan terlihat selama beberapa tahun. Dan saat berada di luar angkasa, dia bergerak dengan kecepatan cahaya. Selain gema cahaya, nebula gas terbentuk setelah insiden tersebut.

Sebagian besar nebula refleksi memiliki struktur berserat halus, yaitu sistem filamen yang hampir sejajar. Ketebalannya bisa mencapai beberapa ratus parsec. Filamen ini dihasilkan dari penetrasi medan magnet ke dalam ketidakstabilan seruling nebula. Serat debu dan gas terdorong terpisah garis kekuatan dalam medan magnet dan merembes di antara mereka.

Sifat debu seperti albedo, bentuk, orientasi butir, indikator hamburan, dan ukuran telah memungkinkan para ilmuwan dan astronot untuk mempelajari distribusi polarisasi cahaya dan kecerahan di seluruh permukaan nebula refleksi.

Nebula terionisasi radiasi adalah potongan gas antarbintang yang sangat terionisasi oleh radiasi bintang. Radiasi ini juga bisa berasal dari sumber lain. Yang terpenting, nebula semacam itu dipelajari di daerah hidrogen terionisasi, sebagai aturan, ini adalah zona H II. Di zona seperti itu, materi benar-benar terionisasi. Suhunya sekitar 104 K. Ia memanas karena radiasi ultraviolet internal. Di dalam zona H II, radiasi bintang di kontinum Lyman berubah menjadi radiasi serial bawahan (sesuai dengan teorema Rosseland). Karena itu, spektrum nebula mengandung garis terang deret Belmer dan garis Lyman-alpha.

Nebula ini juga termasuk zona karbon terionisasi - C II. Karbon di dalamnya benar-benar terionisasi oleh cahaya bintang. Zona C II, biasanya, terletak di sekitar zona H II. Mereka diproduksi karena potensi ionisasi karbon yang rendah dibandingkan dengan hidrogen. Mereka juga dapat terbentuk di sekitar bintang dengan tipe spektral tinggi dalam kepadatan medium antarbintang. Nebula yang terionisasi oleh radiasi juga muncul di sekitar sumber sinar-X yang kuat. Mereka memiliki lebih banyak suhu tinggi daripada di zona H II, dan tingkat ionisasi yang relatif tinggi.

Nebula planet adalah jenis nebula emisi yang paling umum. Mereka diciptakan oleh atmosfer atas bintang yang mengalir keluar. Nebula seperti itu bersinar dan mengembang dalam jangkauan optik. Mereka pertama kali ditemukan pada abad ke-17 oleh Herschel dan menyebutnya demikian karena kemiripannya dengan piringan planet. Tetapi tidak semua nebula planet berbentuk piringan; beberapa berbentuk cincin bulat. Di dalam nebula tersebut, struktur halus diamati dalam bentuk spiral, jet, dan butiran kecil. Nebula semacam itu mengembang dengan kecepatan 20 km/s, dan massanya sama dengan 0,1 massa matahari. Mereka hidup selama sekitar 10 ribu tahun.

Situs portal hanya menyediakan informasi yang terverifikasi dan terkini. Kami akan membawa Anda ke dunia misterius ruang angkasa. Dan berkat para astronom dan astrofisikawan, nebula tidak lagi menjadi misteri besar seperti dulu.

Selain formasi berkabut yang biasa, berumur panjang, ada juga formasi jangka pendek yang diciptakan oleh gelombang kejut. Mereka menghilang ketika energi kinetik dari gas yang bergerak menghilang. Ada beberapa sumber terjadinya gelombang kejut tersebut. Paling sering - ini adalah hasil ledakan bintang. Lebih jarang - angin bintang, kilatan baru dan supernova. Bagaimanapun, ada satu sumber emisi zat serupa- bintang. Nebula asal ini memiliki bentuk cangkang yang mengembang atau bentuk bola. Materi yang dilepaskan dari ledakan mungkin memiliki berbagai kecepatan dari ratusan hingga ribuan km / s, karena ini, suhu gas di belakang gelombang kejut tidak mencapai jutaan, tetapi miliaran derajat.

Gas yang dipanaskan hingga suhu yang sangat tinggi terpancar dalam rentang sinar-X seperti pada garis spektral, serta dalam spektrum kontinu. Ini bersinar lemah di garis optik spektral. Saat menghadapi ketidakhomogenan medium antarbintang, gelombang kejut membelok di sekitar segel. Di dalam segel itu sendiri, gelombang kejutnya sendiri merambat. Ini juga menyebabkan radiasi di garis spektrum jangkauan optik. Hasilnya, tercipta serat cerah yang terlihat sempurna dalam foto.

Nebula pasca-guncangan paling terang diciptakan oleh ledakan supernova. Mereka disebut sisa-sisa ledakan bintang. Mereka memainkan peran penting dalam membentuk bentuk gas antarbintang. Mereka dicirikan oleh ukuran kecil, kelemahan dan kerapuhan.

Ada jenis lain dari nebula. Tipe ini juga tercipta setelah munculnya gelombang kejut. Tapi alasan utamanya adalah angin bintang dari bintang Wolf-Rayet. Bintang serigala memiliki aliran massa angin dan kecepatan aliran keluar yang cukup kuat. Mereka membentuk nebula berukuran sedang dengan filamen yang sangat terang. Membandingkannya dengan sisa-sisa ledakan supernova, para ilmuwan berpendapat bahwa emisi radio nebula semacam itu memiliki sifat termal. Nebula yang terletak di sekitar bintang Serigala tidak berumur panjang. Keberadaan mereka secara langsung tergantung pada durasi kehadiran bintang di panggung bintang Wolf-Rayet.

Nebula yang benar-benar mirip ditemukan di sekitar bintang-O. Ini adalah bintang panas yang sangat terang yang termasuk dalam kelas spektral O. Mereka memiliki angin bintang yang kuat. Berbeda dengan nebula yang terletak di sekitar bintang Wolf-Rayet, nebula bintang-O kurang terang, tetapi memiliki ukuran dan durasi keberadaan yang jauh lebih besar.

Nebula yang paling umum ditemukan di daerah pembentuk bintang. Kecepatan lambat gelombang kejut dibuat di wilayah medium antarbintang. Di sinilah pembentukan bintang terjadi. Proses semacam itu memerlukan pemanasan gas hingga ratusan dan bahkan ribuan derajat, penghancuran sebagian molekul, pemanasan debu itu sendiri, dan eksitasi tingkat molekuler. Gelombang kejut seperti itu terlihat seperti nebula memanjang dan, biasanya, bersinar dalam kisaran inframerah. Contoh mencolok dari fenomena ini terlihat di konstelasi Orion.

Nebula gas dan debu - palet Alam Semesta

Alam semesta pada dasarnya adalah ruang yang hampir kosong. Bintang-bintang hanya mengambil sebagian kecil darinya. Namun, gas hadir di mana-mana, meskipun dalam jumlah yang sangat kecil. Ini sebagian besar hidrogen, unsur kimia paling ringan. Jika Anda "menyendok" dengan cangkir teh biasa (volume sekitar 200 cm3) materi dari ruang antarbintang pada jarak 1-2 tahun cahaya dari Matahari, maka itu akan mengandung sekitar 20 atom hidrogen dan 2 atom helium. Dalam volume yang sama seperti biasanya udara atmosfer mengandung 1022 atom oksigen dan nitrogen. Segala sesuatu yang mengisi ruang antar bintang di dalam galaksi disebut medium antarbintang. Dan hal utama yang membentuk medium antarbintang adalah gas antarbintang. Itu agak tercampur rata dengan debu antarbintang dan diresapi dengan antarbintang Medan magnet, sinar kosmik dan radiasi elektromagnetik.

Bintang-bintang terbentuk dari gas antarbintang, yang pada tahap evolusi selanjutnya menyerahkan kembali sebagian materinya ke medium antarbintang. Beberapa bintang, ketika mati, meledak sebagai supernova, melemparkan kembali ke angkasa sebagian besar hidrogen dari mana mereka pernah terbentuk. Tetapi jauh lebih penting bahwa selama ledakan seperti itu sejumlah besar elemen berat terbentuk di bagian dalam bintang sebagai akibat dari reaksi termonuklir. Baik Bumi dan Matahari mengembun di ruang antarbintang dari gas yang diperkaya dengan cara ini dengan karbon, oksigen, besi, dan lainnya. unsur kimia. Untuk memahami hukum siklus seperti itu, kita harus mengetahui bagaimana bintang-bintang generasi baru secara berurutan mengembun dari gas antarbintang. Pahami bagaimana bintang terbentuk tujuan penting penelitian tentang materi antarbintang.

200 tahun yang lalu menjadi jelas bagi para astronom bahwa selain planet, bintang dan kadang-kadang komet, objek lain diamati di langit. Objek-objek ini, karena penampilannya yang berkabut, disebut nebula. Astronom Prancis Charles Messier (1730-1817) terpaksa membuat katalog objek samar-samar ini untuk menghindari kebingungan saat mencari komet. Katalognya berisi 103 benda dan diterbitkan pada tahun 1784. Sekarang diketahui bahwa sifat benda-benda ini, pertama kali digabungkan dalam kelompok umum disebut "nebula", benar-benar berbeda. Astronom Inggris William Herschel (1738-1822), mengamati semua objek ini, menemukan dua ribu lebih nebula baru dalam tujuh tahun. Dia juga memilih kelas nebula yang, dari sudut pandang pengamatan, tampak berbeda dari yang lain. Dia menyebut mereka "nebula planet" karena mereka memiliki beberapa kemiripan dengan piringan kehijauan planet. Dengan demikian, kita akan mempertimbangkan objek-objek berikut: gas antarbintang, debu antarbintang, nebula gelap, nebula terang (bercahaya sendiri dan reflektif), nebula planetary.

Sekitar satu juta tahun setelah ekspansi dimulai, alam semesta masih merupakan campuran gas dan radiasi yang relatif homogen. Tidak ada bintang atau galaksi. Bintang-bintang terbentuk agak kemudian sebagai akibat dari kompresi gas di bawah pengaruh gravitasinya sendiri. Proses ini disebut ketidakstabilan gravitasi. Ketika sebuah bintang runtuh di bawah pengaruhnya sendiri tarikan gravitasi, lapisan dalamnya terus menerus dikompresi. Kompresi ini menyebabkan pemanasan zat. Pada suhu di atas 107 K, reaksi mulai mengarah pada pembentukan unsur-unsur berat. Komposisi kimia modern tata surya adalah hasil dari reaksi fusi termonuklir yang terjadi pada bintang generasi pertama.

Tahap ketika materi yang dikeluarkan selama ledakan Supernova bercampur dengan gas antarbintang dan berkontraksi, membentuk bintang lagi, adalah yang paling kompleks dan kurang dipahami dibandingkan semua tahap lainnya. Pertama, gas antarbintang itu sendiri heterogen, memiliki struktur yang kasar dan berawan. Kedua, berkembang dari kecepatan tinggi Cangkang supernova menyapu keluar gas yang dijernihkan dan memampatkannya, meningkatkan ketidakhomogenan. Ketiga, sudah dalam seratus tahun sisa supernova mengandung lebih banyak gas antarbintang yang ditangkap di sepanjang jalan daripada materi bintang. Selain itu, zat tersebut tercampur tidak sempurna. Gambar di sebelah kanan menunjukkan sisa supernova Cygnus (NGC 6946). Diyakini bahwa serat terbentuk dengan memperluas cangkang gas. Keriting dan lingkaran terlihat, dibentuk oleh sisa gas bercahaya, berkembang dengan kecepatan ribuan kilometer per detik. Mungkin timbul pertanyaan, apa yang pada akhirnya mengakhiri siklus kosmik? Cadangan gas semakin berkurang. Lagi pula, sebagian besar gas tetap berada di bintang bermassa rendah yang mati dengan tenang dan tidak mengeluarkan materinya ke ruang sekitarnya. Seiring waktu, cadangannya akan habis begitu banyak sehingga tidak ada satu bintang pun yang bisa terbentuk. Pada saat itu, Matahari dan bintang-bintang tua lainnya akan mati. Alam semesta secara bertahap akan terjun ke dalam kegelapan. Tapi nasib akhir alam semesta mungkin berbeda. Ekspansi secara bertahap akan berhenti dan digantikan oleh kontraksi. Setelah bermiliar-miliar tahun, alam semesta akan menyusut lagi hingga kepadatan tinggi yang tak terbayangkan.

gas antarbintang

Gas antarbintang membentuk sekitar 99% dari massa seluruh medium antarbintang dan sekitar 2% dari galaksi kita. Temperatur gas berkisar dari 4 K hingga 106 K. Gas antarbintang juga memancar dalam rentang yang luas (dari gelombang radio yang panjang hingga radiasi gamma yang keras). Ada area di mana gas antarbintang berada dalam keadaan molekuler (awan molekuler) - ini adalah bagian terpadat dan terdingin dari gas antarbintang. Ada daerah di mana gas antarbintang terdiri dari: atom netral hidrogen (wilayah HI) dan wilayah hidrogen terionisasi (zona H II), yang merupakan nebula emisi terang di sekitar bintang panas.

Dibandingkan dengan Matahari, ada lebih sedikit elemen berat dalam gas antarbintang, terutama aluminium, kalsium, titanium, besi, dan nikel. Gas antarbintang ada di semua jenis galaksi. Sebagian besar salah (tidak teratur), dan paling tidak dalam galaksi elips. Di Galaksi kita, gas maksimum terkonsentrasi pada jarak 5 kpc dari pusat. Pengamatan menunjukkan bahwa selain gerakan teratur di sekitar pusat Galaksi, awan antarbintang juga memiliki kecepatan kacau. Setelah 30-100 juta tahun, awan bertabrakan dengan awan lain. Kompleks gas-debu terbentuk. Zat di dalamnya cukup padat untuk mencegah bagian utama dari radiasi penetrasi melewati ke kedalaman yang luar biasa. Oleh karena itu, di dalam kompleks, gas antarbintang lebih dingin daripada di awan antarbintang. Proses kompleks transformasi molekul, bersama dengan ketidakstabilan gravitasi, mengarah pada munculnya rumpun yang memiliki gravitasi sendiri - protobintang. Dengan demikian, awan molekuler akan dengan cepat (dalam waktu kurang dari 106 tahun) berubah menjadi bintang. Gas antarbintang terus-menerus bertukar materi dengan bintang-bintang. Menurut perkiraan, saat ini di galaksi gas masuk ke bintang dalam jumlah sekitar 5 massa matahari per tahun.

Wilayah M 42 di konstelasi Orion, di mana di waktu berjalan proses aktif pembentukan bintang. Nebula bersinar ketika gas dipanaskan oleh radiasi panas dari bintang terang di dekatnya. Jadi, dalam proses evolusi galaksi, ada sirkulasi materi: gas antarbintang -> bintang -> gas antarbintang, yang mengarah ke peningkatan bertahap dalam kandungan unsur-unsur berat dalam gas antarbintang dan bintang dan penurunan jumlah gas antarbintang di masing-masing galaksi. Ada kemungkinan bahwa dalam sejarah Galaksi mungkin ada penundaan dalam pembentukan bintang hingga miliaran tahun.

debu antarbintang

kecil partikel tersebar di ruang antarbintang yang hampir merata bercampur dengan gas antarbintang. Ukuran kompleks gas-debu besar, yang kita bahas di atas, mencapai puluhan ratus parsec, dan massanya kira-kira 105 massa matahari. Tetapi ada juga formasi gas-debu kecil yang padat - butiran-butiran berukuran mulai dari 0,05 hingga beberapa pc dan beratnya hanya 0,1 - 100 massa matahari. Butir debu antarbintang tidak bulat dan ukurannya sekitar 0,1-1 mikron. Mereka terbuat dari pasir dan grafit. Mereka terbentuk di cangkang raksasa merah dan supergiants akhir, cangkang bintang baru dan supernova, di nebula planet, dekat protobintang. Inti refraktori dilapisi kulit es dengan kotoran, yang pada gilirannya diselimuti oleh lapisan atom hidrogen. Butir-butir debu di medium antarbintang pecah sebagai akibat tumbukan satu sama lain pada kecepatan lebih besar dari 20 km/s, atau sebaliknya, saling menempel jika kecepatannya kurang dari 1 km/s.

Kehadiran debu antarbintang di media antarbintang mempengaruhi karakteristik radiasi yang dipelajari benda angkasa. Partikel debu melemahkan cahaya dari bintang yang jauh, mengubah komposisi spektral dan polarisasinya. Selain itu, butiran debu menyerap radiasi ultraviolet dari bintang dan mengolahnya menjadi radiasi dengan energi yang lebih sedikit. Radiasi ini, yang akhirnya menjadi inframerah, diamati dalam spektrum nebula planet, zona H II, cangkang circumstellar, dan galaksi Seyfert. Di permukaan partikel debu dapat secara aktif terbentuk berbagai molekul. Butir debu biasanya bermuatan listrik dan berinteraksi dengan medan magnet antarbintang. Pada butiran debu inilah kita berutang efek seperti radiasi maser kosmik. Itu muncul di cangkang bintang dingin akhir dan di awan molekuler (zona H I dan H II). Efek penguatan radiasi gelombang mikro ini "bekerja" ketika sejumlah besar molekul berada dalam keadaan rotasi atau vibrasi tereksitasi yang tidak stabil, dan kemudian cukup bagi satu foton untuk melewati medium untuk menyebabkan transisi molekul seperti longsoran ke tanah. keadaan dengan energi minimum. Akibatnya, kita melihat aliran emisi radio yang sangat kuat yang diarahkan secara sempit (koheren). Gambar tersebut menunjukkan molekul air. Pancaran radio dari molekul ini datang pada panjang gelombang 1,35 cm Selain itu, maser yang sangat terang muncul pada molekul OH hidroksil antarbintang pada panjang gelombang 18 cm.

nebula gelap

Nebula adalah area medium antarbintang yang dibedakan berdasarkan emisi atau penyerapannya pada latar belakang umum langit. Nebula gelap adalah awan padat (biasanya molekuler) dari gas dan debu antarbintang yang buram karena penyerapan cahaya antarbintang oleh debu. Terkadang nebula gelap terlihat langsung dengan latar belakang Bima Sakti. Seperti, misalnya, adalah nebula "Karung Batubara" dan banyak butiran. Di bagian-bagian yang tembus cahaya untuk rentang optik, struktur berserat terlihat jelas. Filamen dan pemanjangan umum nebula gelap dikaitkan dengan keberadaan medan magnet di dalamnya, yang menghambat pergerakan materi melintasi garis gaya magnet.

nebula cahaya

Nebula refleksi adalah awan gas dan debu yang diterangi oleh bintang. Contoh nebula semacam itu adalah Pleiades. Cahaya dari bintang dihamburkan oleh debu antarbintang. Sebagian besar nebula refleksi terletak di dekat bidang Galaksi. Beberapa nebula refleksi memiliki penampilan komet dan disebut komet. Di kepala nebula seperti itu biasanya ada bintang variabel T Tauri yang menerangi nebula. Jenis nebula refleksi yang langka adalah "gema cahaya" yang diamati setelah ledakan nova 1901 di konstelasi Perseus. Kilatan terang bintang menerangi debu, dan selama beberapa tahun nebula samar diamati, menyebar ke segala arah dengan kecepatan cahaya. Gambar di sebelah kiri di atas menunjukkan gugus bintang Pleiades, dengan bintang-bintang yang dikelilingi oleh nebula terang. Jika bintang yang berada di dalam atau di dekat nebula cukup panas, maka ia akan mengionisasi gas di dalam nebula. Kemudian gas mulai bersinar, dan nebula itu disebut self-luminous atau nebula yang terionisasi oleh radiasi.

Perwakilan nebula tersebut yang paling terang dan paling umum, serta paling banyak dipelajari adalah zona hidrogen H II terionisasi. Ada juga zona C II di mana karbon hampir seluruhnya terionisasi oleh cahaya dari pusat bintang. Zona C II biasanya terletak di sekitar zona H II di daerah hidrogen netral H I. Mereka tampaknya bersarang satu sama lain. Sisa-sisa supernova (lihat gambar di sebelah kanan atas), cangkang nova dan angin bintang juga merupakan nebula bercahaya sendiri, karena gas di dalamnya dipanaskan hingga jutaan K (di belakang bagian depan gelombang kejut). Bintang Wolf-Rayet menciptakan angin bintang yang sangat kuat. Akibatnya, nebula berukuran beberapa parsec dengan filamen terang muncul di sekitarnya. Serupa adalah nebula di sekitar bintang panas terang dari jenis spektral O - Dari bintang, yang juga memiliki angin bintang yang kuat.

nebula planet

Pada pertengahan abad ke-19, menjadi mungkin untuk memberikan bukti serius bahwa nebula ini milik kelas objek yang independen. Spektroskop muncul. Josef Fraunhofer menemukan bahwa Matahari memancarkan spektrum kontinu berbintik-bintik dengan garis serapan yang tajam. Ternyata spektrum planet memiliki banyak sifat karakter spektrum matahari. Bintang-bintang juga menunjukkan spektrum kontinu, namun, masing-masing bintang memiliki rangkaian garis serapannya sendiri. William Heggins (1824-1910) adalah orang pertama yang mempelajari spektrum nebula planet. Itu adalah nebula terang di konstelasi Draco NGC 6543. Sebelum itu, Heggins telah mengamati spektrum bintang selama setahun penuh, tetapi spektrum NGC 6543 benar-benar tak terduga. Ilmuwan hanya menemukan satu garis terang tunggal. Pada saat yang sama, Nebula Andromeda yang terang menunjukkan karakteristik spektrum kontinu dari spektrum bintang. Kita sekarang tahu bahwa Nebula Andromeda sebenarnya adalah sebuah galaksi, dan karena itu terdiri dari banyak bintang. Pada tahun 1865, Heggins yang sama, menggunakan spektroskop resolusi lebih tinggi, menemukan bahwa garis terang "tunggal" ini terdiri dari tiga garis terpisah. Salah satunya diidentifikasi dengan garis Balmer hidrogen Hb, tetapi dua lainnya, panjang gelombang yang lebih panjang dan lebih intens, tetap tidak dikenali. Mereka dikaitkan dengan elemen baru - nebulium. Baru pada tahun 1927 unsur ini diidentifikasi dengan ion oksigen. Dan garis-garis dalam spektrum nebula planet masih disebut nebula.

Lalu ada masalah dengan bintang-bintang pusat dari nebula planet. Mereka sangat panas, menempatkan nebula planet di depan bintang kelas spektral awal. Namun, studi kecepatan spasial menyebabkan hasil sebaliknya. Berikut adalah data kecepatan spasial berbagai objek: nebula difus - kecil (0 km/s), bintang kelas B - 12 km/s, bintang kelas A - 21 km/s, bintang kelas F - 29 km/s, kelas Bintang G - 34 km/dtk, bintang kelas K - 12 km/dtk, bintang kelas M - 12 km/dtk, nebula planetary - 77 km/dtk. Hanya ketika perluasan nebula planet ditemukan, barulah mungkin untuk menghitung usia mereka. Ternyata usianya sekitar 10.000 tahun. Ini adalah bukti pertama bahwa mungkin sebagian besar bintang akan melalui tahap nebula planet. Jadi, nebula planet adalah sistem bintang, yang disebut inti nebula, dan bintang bercahaya yang mengelilinginya secara simetris. amplop gas(kadang-kadang, beberapa cangkang). Cangkang nebula dan intinya terkait secara genetik. Nebula planet memiliki spektrum emisi yang berbeda dari spektrum emisi nebula difus galaksi. sebagian besar eksitasi atom. Selain garis oksigen terionisasi ganda, garis C IV, O V, dan bahkan O VI diamati. Massa cangkang nebula planetary kira-kira 0,1 massa Matahari. Semua variasi bentuk nebula planet mungkin muncul dari proyeksi struktur toroidal utamanya ke bola surgawi pada sudut yang berbeda.

Cangkang nebula planet berekspansi ke ruang sekitarnya dengan kecepatan 20 - 40 km/s di bawah aksi tekanan internal gas panas. Saat cangkang mengembang, cangkang menjadi lebih tipis, luminositasnya melemah, dan akhirnya menjadi tidak terlihat. Inti nebula planet adalah bintang panas dari kelas spektral awal yang mengalami perubahan signifikan selama masa hidup nebula. Temperatur mereka biasanya 50 - 100 ribu K. ​​Inti nebula planet tua dekat dengan katai putih, tetapi pada saat yang sama jauh lebih terang dan lebih panas daripada objek tipikal semacam ini. Ada juga bintang ganda di antara inti. Pembentukan nebula planet adalah salah satu tahap dalam evolusi sebagian besar bintang. Mempertimbangkan proses ini, akan lebih mudah untuk membaginya menjadi dua bagian: 1) dari saat pengusiran nebula ke tahap ketika sumber energi bintang pada dasarnya habis; 2) evolusi bintang pusat dari urutan utama sebelum pengusiran nebula. Evolusi setelah pengusiran nebula dipelajari dengan cukup baik, baik secara observasional maupun teoritis. Tahap-tahap sebelumnya jauh lebih sedikit dipahami. Terutama tahap antara raksasa merah dan pengusiran nebula.

Bintang pusat luminositas terendah biasanya dikelilingi oleh nebula terbesar dan karenanya tertua. Gambar di sebelah kiri menunjukkan nebula planetary M 27 Dumbbell di konstelasi Vulpecula. Mari kita ingat sedikit teori evolusi bintang. Ketika menjauh dari deret utama, tahap terpenting dalam evolusi bintang dimulai setelah hidrogen di daerah pusat benar-benar habis terbakar. Kemudian daerah pusat bintang mulai menyusut, melepaskan energi gravitasi. Pada saat ini, area di mana hidrogen masih terbakar mulai bergerak keluar. Konveksi terjadi. Perubahan dramatis dimulai pada bintang ketika massa isotermal inti helium membentuk 10-13% dari massa bintang. Daerah pusat mulai menyusut dengan cepat, dan cangkang bintang mengembang - bintang menjadi raksasa, bergerak di sepanjang cabang raksasa merah. Inti, menyusut, menghangat. Pada akhirnya, pembakaran helium dimulai di dalamnya. Setelah jangka waktu tertentu, cadangan helium juga habis. Kemudian "pendakian" kedua bintang dimulai di sepanjang cabang raksasa merah. Inti bintang, yang terdiri dari karbon dan oksigen, berkontraksi dengan cepat, dan cangkangnya mengembang hingga ukuran raksasa. Bintang seperti itu disebut bintang cabang raksasa asimtotik. Pada tahap ini, bintang-bintang memiliki dua sumber pembakaran berlapis - hidrogen dan helium, dan mulai berdenyut.

Sisanya jalur evolusi jauh lebih sedikit dipelajari. Pada bintang dengan massa lebih besar dari 8-10 massa matahari, karbon di inti akhirnya terbakar. Bintang menjadi raksasa super dan terus berevolusi hingga inti terbentuk dari elemen "puncak besi" (nikel, mangan, besi). Ini inti pusat, mungkin runtuh untuk membentuk bintang neutron, dan selubung itu dikeluarkan sebagai supernova. Jelas bahwa nebula planet terbentuk dari bintang-bintang dengan massa kurang dari 8-10 massa matahari. Dua fakta menunjukkan bahwa nenek moyang nebula planet adalah raksasa merah. Pertama, bintang-bintang cabang asimtotik secara fisik sangat mirip dengan nebula planet. Inti raksasa merah memiliki massa dan ukuran yang sangat mirip dengan bintang pusat nebula planetary, jika kita menghilangkan atmosfer langka yang diperluas dari raksasa merah. Kedua, jika nebula terlempar oleh bintang, maka ia harus memiliki kecepatan minimum yang cukup untuk melarikan diri dari medan gravitasi. Perhitungan menunjukkan bahwa hanya untuk raksasa merah kecepatan ini sebanding dengan kecepatan ekspansi cangkang nebula planet (10-40 km/s). Dalam hal ini, massa bintang diperkirakan 1 massa matahari, dan jari-jarinya terletak dalam 100-200 jari-jari matahari (raksasa merah yang khas). Sebagai kesimpulan, kami mencatat bahwa kandidat yang paling mungkin untuk peran nenek moyang nebula planet adalah bintang variabel seperti Mira Ceti. Bintang simbiosis dapat menjadi perwakilan dari salah satu tahap transisi antara bintang dan nebula. Dan tentu saja, Anda tidak bisa mengabaikan objeknya, FG Sge (pada gambar di kanan atas). Jadi kebanyakan bintang yang kurang dari 6-10 massa matahari akhirnya menjadi nebula planet.Pada tahap sebelumnya mereka kehilangan sebagian besar massa aslinya; hanya inti dengan massa 0,4-1 massa Matahari yang tersisa, yang menjadi katai putih. Kehilangan massa tidak hanya mempengaruhi bintang itu sendiri, tetapi juga kondisi di medium antarbintang dan generasi bintang masa depan.

Sebelumnya, nebula dalam astronomi disebut sebagai cahaya memanjang yang tidak bergerak objek astronomi, termasuk gugusan bintang atau galaksi di luar Bima Sakti yang tidak dapat dipisahkan menjadi bintang.

Misalnya, Galaksi Andromeda sering disebut sebagai "Nebula Andromeda". Tapi sekarang nebula disebut bagian dari media antarbintang, dibedakan oleh radiasi atau penyerapan radiasi terhadap latar belakang umum langit.

Perubahan terminologi terjadi karena pada tahun 1920-an menjadi jelas bahwa ada banyak galaksi di antara nebula. Dengan perkembangan astronomi dan resolusi teleskop, konsep "nebula" menjadi semakin tepat: beberapa "nebula" diidentifikasi sebagai gugus bintang, nebula gas dan debu gelap (menyerap) ditemukan, dan pada 1920-an , pertama Lundmark, dan kemudian Hubble, berhasil mempertimbangkan bintang-bintang di wilayah periferal sejumlah galaksi dan dengan demikian menetapkan sifatnya. Setelah itu, istilah "nebula" mulai dipahami secara lebih sempit.
Komposisi nebula: gas, debu dan plasma (gas terionisasi sebagian atau seluruhnya yang terbentuk dari atom netral (atau molekul) dan partikel bermuatan (ion dan elektron).

Tanda-tanda nebula

Seperti disebutkan di atas, nebula menyerap atau memancarkan (menyebarkan) cahaya, jadi itu terjadi gelap atau terang.
nebula gelap- awan padat (biasanya molekuler) dari gas antarbintang dan debu antarbintang. Mereka tidak transparan karena penyerapan cahaya antarbintang oleh debu. Mereka biasanya terlihat dengan latar belakang nebula cahaya. Lebih jarang, nebula gelap terlihat langsung dengan latar belakang Bima Sakti. Ini adalah Nebula Karung Batubara dan banyak yang lebih kecil yang disebut butiran raksasa. Gambar menunjukkan Nebula Horsehead (foto oleh Hubble). Seringkali, rumpun individu ditemukan di dalam nebula gelap, di mana bintang diperkirakan terbentuk.

reflektif nebula biasanya memiliki warna biru karena hamburan warna biru lebih efektif daripada merah (ini menjelaskan warna biru langit). Ini adalah awan gas dan debu yang diterangi oleh bintang-bintang. Terkadang sumber utama radiasi optik nebula adalah cahaya bintang yang tersebar debu antarbintang. Contoh nebula tersebut adalah nebula di sekitar bintang terang di gugus Pleiades. Sebagian besar nebula refleksi terletak di dekat bidang Bima Sakti.

Nebula terionisasi oleh radiasi- area gas antarbintang, terionisasi kuat oleh radiasi bintang atau sumber radiasi pengion lainnya. Nebula yang terionisasi oleh radiasi juga muncul di sekitar sumber sinar-X yang kuat di Bima Sakti dan di galaksi lain (termasuk inti galaksi aktif dan quasar). Mereka sering dicirikan oleh suhu yang lebih tinggi dan lebih banyak lagi tingkat tinggi ionisasi unsur-unsur berat.
nebula planet- ini adalah objek astronomi yang terdiri dari cangkang gas terionisasi dan bintang pusat, katai putih. Nebula planet terbentuk selama pengusiran lapisan luar (kulit) raksasa merah dan supergiants dengan massa 2,5-8 massa matahari pada tahap akhir evolusi mereka. Nebula planet adalah fenomena yang bergerak cepat (menurut standar astronomi), hanya berlangsung beberapa puluh ribu tahun, dengan umur bintang leluhur beberapa miliar tahun. Saat ini, sekitar 1500 nebula planet dikenal di galaksi kita. Nebula planet sebagian besar merupakan objek redup dan umumnya tidak terlihat dengan mata telanjang. Pertama buka nebula planet adalah Nebula Dumbbell di konstelasi Chanterelles: Charles Messier, yang sedang mencari komet, ketika menyusun katalog nebula (objek diam yang mirip dengan komet saat mengamati langit) pada tahun 1764 mengkatalogkannya dengan nomor M27, dan W. Herschel pada tahun 1784 dengan menyusun katalognya, ia memilih mereka sebagai kelas nebula yang terpisah dan mengusulkan istilah "nebula planet" untuk mereka.

Nebula yang diciptakan oleh gelombang kejut. Biasanya, nebula seperti itu berumur pendek, karena menghilang setelah kelelahan. energi kinetik bergerak gas. Sumber utama gelombang kejut yang kuat di media antarbintang adalah ledakan bintang - pelepasan cangkang selama ledakan supernova dan bintang baru, serta angin bintang.
Sisa-sisa supernova dan bintang baru. Nebula paling terang yang diciptakan oleh gelombang kejut disebabkan oleh ledakan supernova dan disebut sisa-sisa supernova. Seiring dengan fitur yang dijelaskan, mereka dicirikan oleh emisi radio nontermal. Nebula yang terkait dengan ledakan bintang baru berukuran kecil, lemah, dan berumur pendek.

Nebula di sekitar bintang Wolf-Rayet. Emisi radio dari nebula ini bersifat termal. Bintang Wolf-Rayet dicirikan oleh angin bintang yang sangat kuat. Tapi masa hidup nebula tersebut dibatasi oleh durasi tinggal bintang di tahap bintang Wolf-Rayet dan mendekati 105 tahun.

Nebula di sekitar bintang O. Sifatnya mirip dengan nebula di sekitar bintang Wolf-Rayet, tetapi terbentuk di sekitar bintang panas paling terang. tipe spektral O - Tentu, memiliki angin bintang yang kuat. Mereka berbeda dari nebula yang terkait dengan bintang Wolf-Rayet dengan kecerahan yang lebih rendah, ukuran yang lebih besar, dan, tampaknya, umur yang lebih panjang.
Nebula di daerah pembentuk bintang. Pembentukan bintang terjadi di medium antarbintang, dan gelombang kejut muncul yang memanaskan gas hingga ratusan dan ribuan derajat. Gelombang kejut tersebut terlihat sebagai nebula memanjang, bersinar terutama dalam kisaran inframerah. Sejumlah nebula semacam itu telah ditemukan di pusat pembentukan bintang yang terkait dengan Nebula Orion.

Galaksi Andromeda atau Nebula Andromeda adalah galaksi spiral, paling dekat dengan Bima Sakti galaksi besar terletak di konstelasi Andromeda. Itu dihapus dari kita pada jarak 2,52 juta tahun cahaya. Bidang galaksi condong ke arah kita pada sudut 15°, sehingga sangat sulit untuk menentukan strukturnya. Nebula Andromeda adalah nebula paling terang di belahan utara langit. Itu terlihat dengan mata telanjang, tetapi hanya sebagai titik berkabut samar.
Nebula Andromeda mirip dengan galaksi kita, tetapi lebih besar. Ia telah mempelajari beberapa ratus bintang variabel, yang sebagian besar adalah Cepheid. Ini juga berisi 300 gugus bola, lebih dari 200 bintang baru dan satu supernova.
Nebula Andromeda menarik bukan hanya karena mirip dengan galaksi kita, tetapi juga karena memiliki empat satelit - galaksi elips kerdil.