სტატიის შინაარსი

NEBELS.ადრე, ასტრონომები ამ სახელს იყენებდნენ ვარსკვლავებთან შედარებით უმოძრაო ციურ ობიექტებზე, რომლებსაც, მათგან განსხვავებით, აქვთ დიფუზური, ბუნდოვანი გარეგნობა, როგორც პატარა ღრუბელი (ლათინური ტერმინი ასტრონომიაში გამოიყენება "ნისლეული" ნისლეულინიშნავს "ღრუბელს"). დროთა განმავლობაში გაირკვა, რომ ზოგიერთი მათგანი, მაგალითად, ნისლეული ორიონში, შედგება ვარსკვლავთშორისი გაზისა და მტვრისგან და ეკუთვნის ჩვენს გალაქტიკას. სხვა „თეთრი“ ნისლეულები, როგორც ანდრომედასა და სამკუთხედში, აღმოჩნდა გალაქტიკის მსგავსი გიგანტური ვარსკვლავური სისტემები. აქ ვისაუბრებთ აირისებრ ნისლეულებზე.

XIX საუკუნის შუა წლებამდე. ასტრონომებს სჯეროდათ, რომ ყველა ნისლეული იყო ვარსკვლავების შორეული გროვები. მაგრამ 1860 წელს, სპექტროსკოპის პირველად გამოყენებით, W. Hoggins-მა აჩვენა, რომ ზოგიერთი ნისლეული არის აირისებრი. როდესაც სინათლე გადის სპექტროსკოპში ჩვეულებრივი ვარსკვლავი, არსებობს უწყვეტი სპექტრი, რომელშიც წარმოდგენილია ყველა ფერი იისფერიდან წითელამდე; ვარსკვლავის სპექტრის ზოგიერთ ნაწილში არის ვიწრო მუქი შთანთქმის ხაზები, მაგრამ მათი შემჩნევა საკმაოდ რთულია - ისინი ჩანს მხოლოდ სპექტრის მაღალი ხარისხის ფოტოებზე. ამიტომ, თვალით დაკვირვებისას, ვარსკვლავური მტევნის სპექტრი უწყვეტს ჰგავს ფერის ზოლი. პირიქით, იშვიათი გაზის ემისიის სპექტრი შედგება ინდივიდუალური კაშკაშა ხაზებისგან, რომელთა შორის შუქი პრაქტიკულად არ არის. ეს არის ზუსტად ის, რაც ჰოგინსმა დაინახა სპექტროსკოპის საშუალებით გარკვეულ ნისლეულებზე დაკვირვებისას. ბოლოდროინდელმა დაკვირვებებმა დაადასტურა, რომ ბევრი ნისლეული მართლაც ცხელი აირის ღრუბელია. ხშირად ასტრონომები უწოდებენ "ნისლეულებს" და ბნელ დიფუზურ ობიექტებს - ასევე ვარსკვლავთშორისი გაზის ღრუბლებს, მაგრამ ცივს.

ნისლეულების ტიპები.

ნისლეულები იყოფა შემდეგ ძირითად ტიპებად: დიფუზური ნისლეულები, ან H II რეგიონები, როგორიცაა ორიონის ნისლეული; არეკვლის ნისლეულები, როგორიცაა მეროპეს ნისლეული პლეადებში; მუქი ნისლეულები, როგორიცაა ქვანახშირის ტომარა, რომლებიც ჩვეულებრივ ასოცირდება მოლეკულურ ღრუბლებთან; სუპერნოვას ნარჩენები, როგორიცაა ბადის ნისლეული ციგნუსში; პლანეტარული ნისლეულები, როგორიცაა ბეჭედი ლირაში.

დიფუზური ნისლეულები.

Ფართო საყურადღებო მაგალითებიდიფუზური ნისლეულები - ეს არის ორიონის ნისლეული ზამთრის ცაზე, ასევე ლაგუნა და სამმაგი (სამმაგი) - ზაფხულში. მუქი ხაზები, რომლებიც წყვეტს სამმაგი ნისლეულს, არის ცივი მტვრის ღრუბლები, რომლებიც დევს მის წინ. მანძილი ამ ნისლეულამდე არის დაახლ. 2200 ქ. წლებით და მისი დიამეტრი ოდნავ ნაკლებია 2 წმ. წლები. ამ ნისლეულის მასა 100-ჯერ აღემატება მზის მასას. ზოგიერთი დიფუზური ნისლეული, როგორიცაა Lagoon 30 Doradus და Orion Nebula, ბევრად უფრო დიდი და მასიურია.

ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, აირისებრ ნისლეულებს არ აქვთ საკუთარი წყაროენერგია; ისინი ანათებენ მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ არის ცხელი ვარსკვლავები, რომელთა ზედაპირის ტემპერატურაა 20,000–40,000 ° C შიგნით ან მის მახლობლად. ულტრაიისფერი გამოსხივება, რომელიც შეიწოვება ნისლეულის გაზის მიერ და ხელახლა გამოყოფს მას სახით ხილული სინათლე. სპექტროსკოპის გავლით, ეს შუქი იყოფა დამახასიათებელ ემისიის ხაზებად სხვადასხვა ელემენტებიგაზი.

ანარეკლი ნისლეულები.

არეკვლის ნისლეული წარმოიქმნება, როდესაც სინათლის გაფანტული მტვრის ნაწილაკების ღრუბელი ანათებს ახლომდებარე ვარსკვლავის მიერ, რომელიც არ არის საკმარისად ცხელი, რომ აირი გაბრწყინდეს. მცირე არეკვლის ნისლეულები ზოგჯერ ფორმირებულ ვარსკვლავებთან გვხვდება.

ბნელი ნისლეულები.

ბნელი ნისლეულები არის ღრუბლები, რომლებიც შედგება ძირითადად აირისგან და ნაწილობრივ მტვრისგან (მასური თანაფარდობით ~ 100:1). ოპტიკურ დიაპაზონში ისინი ფარავს გალაქტიკის ცენტრს ჩვენგან და ჩანს შავი ლაქების სახით მთელ ირმის ნახტომის გასწვრივ, მაგალითად, დიდი მარცხისვანში. მაგრამ ინფრაწითელ და რადიო დიაპაზონში ეს ნისლეულები საკმაოდ აქტიურად ასხივებენ. ზოგიერთი მათგანი ახლა აყალიბებს ვარსკვლავებს. გაზის სიმკვრივე მათში გაცილებით მაღალია, ვიდრე ღრუბლთაშორის სივრცეში, ხოლო ტემპერატურა უფრო დაბალია - 260-დან -220 ° C-მდე. ისინი ძირითადად შედგება მოლეკულური წყალბადი, მაგრამ მათში სხვა მოლეკულებიც გვხვდება ამინომჟავების მოლეკულებამდე.

სუპერნოვას ნარჩენები.

როდესაც დაბერებული ვარსკვლავი ფეთქდება, მისი გარე ფენები იშლება დაახლოებით. 10000 კმ/წმ. ეს სწრაფად მოძრავი ნივთიერება, ბულდოზერის მსგავსად, აგროვებს ვარსკვლავთშორის გაზს მის წინ და ისინი ერთად ქმნიან Cygnus Net Nebula-ს მსგავს სტრუქტურას. შეჯახებისას მოძრავი და სტაციონარული ნივთიერებები თბება ძლიერი დარტყმის ტალღით და ანათებს გარეშე დამატებითი წყაროებიენერგია. გაზის ტემპერატურა ამ შემთხვევაში ასობით ათას გრადუსს აღწევს და ის ხდება წყარო რენტგენის გამოსხივება. გარდა ამისა, ვარსკვლავთშორისი მაგნიტური ველი იზრდება დარტყმის ტალღაში და დამუხტული ნაწილაკები - პროტონები და ელექტრონები - აჩქარდებიან ენერგიებამდე, ვიდრე თერმული მოძრაობის ენერგია. ამ სწრაფად დამუხტული ნაწილაკების მოძრაობა მაგნიტურ ველში იწვევს რადიაციას რადიოს დიაპაზონში, რომელსაც ეწოდება არათერმული.

ყველაზე საინტერესო სუპერნოვას ნარჩენი არის კრაბის ნისლეული. მასში ამოფრქვეული სუპერნოვას გაზი ჯერ არ შერეულა ვარსკვლავთშორის მატერიასთან.

1054 წელს კუროს თანავარსკვლავედში ვარსკვლავის ამოფრქვევა ჩანდა. აფეთქების სურათი, რომელიც აღდგენილია ჩინური ქრონიკებიდან, გვიჩვენებს, რომ ეს იყო სუპერნოვას აფეთქება, რომელიც მაქსიმუმ 100 მილიონჯერ აღემატება მზის სიკაშკაშეს. კრაბის ნისლეული სწორედ ამ აფეთქების ადგილზე მდებარეობს. ნისლეულის გაფართოების კუთხური ზომისა და სიჩქარის გაზომვით და ერთმანეთის გაყოფით, გამოთვალეს, როდის დაიწყო ეს გაფართოება - თითქმის ზუსტად 1054 აღმოჩნდა. ეჭვგარეშეა: კრაბის ნისლეული არის სუპერნოვას ნარჩენი.

ამ ნისლეულის სპექტრში, თითოეული ხაზი ორადაა. ნათელია, რომ ლურჯ მხარეს გადატანილი ხაზის ერთი კომპონენტი მოდის ჭურვის ჩვენთან მოახლოებული ნაწილიდან, მეორე კი წითელ მხარეს გადატანილი ჭურვის მოშორებით. დოპლერის ფორმულის გამოყენებით, ჩვენ გამოვთვალეთ გაფართოების სიჩქარე (1200 კმ/წმ) და შევადარეთ ის კუთხური გაფართოების სიჩქარეს, დავადგინეთ მანძილი კრაბის ნისლეული: ᲙᲐᲠᲒᲘ. 3300 ქ. წლები.

კრაბის ნისლეულს აქვს რთული სტრუქტურა: მისი გარე ბოჭკოვანი ნაწილი ასხივებს ცხელი აირის დამახასიათებელ ინდივიდუალურ ემისიის ხაზებს; ამ ჭურვის შიგნით ამორფული სხეული, რომლის გამოსხივებას აქვს უწყვეტი სპექტრი და ძლიერ პოლარიზებულია. გარდა ამისა, მძლავრი არათერმული რადიო ემისია იქიდან მოდის. ეს შეიძლება აიხსნას მხოლოდ იმით, რომ ნისლეულის შიგნით სწრაფი ელექტრონები მოძრაობენ მაგნიტურ ველში, ხოლო სინქროტრონის გამოსხივებას ასხივებენ ფართო არჩევანისპექტრი - რადიოდან რენტგენამდე. მრავალი წლის განმავლობაში კრაბის ნისლეულში სწრაფი ელექტრონების წყარო საიდუმლოებით მოცული რჩებოდა, სანამ 1968 წელს მის ცენტრში სწრაფად მბრუნავი ნეიტრონული ვარსკვლავის აღმოჩენა გახდა შესაძლებელი - პულსარი, მასიური ვარსკვლავის ნარჩენი, რომელიც დაახლოებით 950 წლის წინ აფეთქდა. აკეთებს 30 ბრუნს წამში და აქვს უზარმაზარი მაგნიტური ველი, ნეიტრონული ვარსკვლავი აფრქვევს დაკვირვებულ გამოსხივებაზე პასუხისმგებელ სწრაფ ელექტრონების ნაკადებს მიმდებარე ნისლეულში.

აღმოჩნდა, რომ სინქროტრონის გამოსხივების მექანიზმი ძალზე გავრცელებულია აქტიურ ასტრონომიულ ობიექტებს შორის. ჩვენს გალაქტიკაში შეიძლება აღინიშნოს მრავალი სუპერნოვას ნარჩენი, რომლებიც ასხივებენ ელექტრონების მოძრაობის შედეგად მაგნიტურ ველში, მაგალითად, ძლიერი რადიო წყარო Cassiopeia A, რომელთანაც გაფართოებული ბოჭკოვანი გარსი ასოცირდება ოპტიკურ დიაპაზონში. მაგნიტური ველის მქონე ცხელი პლაზმის თხელი ჭავლი გამოიდევნება გიგანტური ელიფსური გალაქტიკა M 87-ის ბირთვიდან, რომელიც ასხივებს სპექტრის ყველა დიაპაზონს. უცნობია არის თუ არა დაკავშირებული რადიოგალაქტიკების და კვაზარების ბირთვებში აქტიური პროცესები სუპერნოვასთან, მაგრამ ფიზიკური პროცესებირადიაცია მათში ძალიან ჰგავს.

პლანეტარული ნისლეულები.

უმარტივესი გალაქტიკური ნისლეულები პლანეტარულია. მათგან დაახლოებით ორი ათასია და საერთო ჯამში დაახლოებით. 20 000. ისინი კონცენტრირებულნი არიან გალაქტიკურ დისკზე, მაგრამ არ მიზიდულობენ, როგორც დიფუზური ნისლეულები, სპირალურ მკლავებზე.

პატარა ტელესკოპით დათვალიერებისას, პლანეტარული ნისლეულები ჰგავს ბუნდოვან დისკებს დიდი დეტალების გარეშე და, შესაბამისად, ჰგავს პლანეტებს. ბევრ მათგანს აქვს ლურჯი ფერი ცენტრთან ახლოს. ცხელი ვარსკვლავი; ტიპიური მაგალითიბეჭდის ნისლეული ლირაში. დიფუზური ნისლეულების მსგავსად, მათი სიკაშკაშე მოდის ვარსკვლავის შიგნით მყოფი ულტრაიისფერი გამოსხივებისგან.

სპექტრული ანალიზი.

Გაანალიზება სპექტრული შემადგენლობანისლეულის გამოსხივება ხშირად იყენებს უწყვეტ სპექტროგრაფს. უმარტივეს შემთხვევაში, ტელესკოპის ფოკუსის მახლობლად მოთავსებულია ჩაზნექილი ლინზა, რომელიც აქცევს სინათლის შემაერთებელ სხივს პარალელურად. ის მიმართულია პრიზმისკენ ან გახეხვასხივის დაყოფა სპექტრად და შემდეგ შუქის ფოკუსირება ფოტოგრაფიულ ფირფიტაზე ამოზნექილი ლინზებით, ხოლო ობიექტის არა ერთი გამოსახულების მიღება, არამედ რამდენიმე - მის სპექტრში ემისიის ხაზების რაოდენობის მიხედვით. ამასთან, ცენტრალური ვარსკვლავის გამოსახულება გადაჭიმულია ხაზში, რადგან მას აქვს უწყვეტი სპექტრი.

სპექტრებში გაზის ნისლეულებიხაზები ყველა აუცილებელი ელემენტები: წყალბადი, ჰელიუმი, აზოტი, ჟანგბადი, ნეონი, გოგირდი და არგონი. უფრო მეტიც, როგორც სამყაროს სხვაგან, წყალბადი და ჰელიუმი ბევრად მეტია, ვიდრე სხვები.

წყალბადის და ჰელიუმის ატომების აგზნება ნისლეულში არ ხდება ისე, როგორც ლაბორატორიული აირის გამონადენის მილში, სადაც სწრაფი ელექტრონების ნაკადი, რომელიც ბომბავს ატომებს, გადააქვს მათ უფრო მაღალზე. ენერგეტიკული მდგომარეობა, რის შემდეგაც ატომი უბრუნდება ნორმალური მდგომარეობა, ასხივებს სინათლეს. ნისლეულში არ არის ისეთი ენერგიული ელექტრონები, რომლებსაც შეეძლოთ ატომის აღგზნება მათი ზემოქმედებით, ე.ი. "გააგდოს" მისი ელექტრონები უფრო მაღალ ორბიტებში. ნისლეულში ატომების „ფოტოიონიზაცია“ ხდება ცენტრალური ვარსკვლავის ულტრაიისფერი გამოსხივებით, ე.ი. შემომავალი კვანტის ენერგია საკმარისია იმისთვის, რომ ატომიდან ელექტრონი მთლიანად ამოიღოს და მას "თავისუფალი ფრენა" მიეცეს. საშუალოდ, 10 წელი გადის მანამ, სანამ თავისუფალი ელექტრონი შეხვდება იონს და ისინი ხელახლა გაერთიანდებიან (რეკომბინირდებიან) ნეიტრალურ ატომში, ათავისუფლებენ შემაკავშირებელ ენერგიას სინათლის კვანტების სახით. რეკომბინაციის ემისიის ხაზები შეინიშნება რადიოს, ოპტიკურ და ინფრაწითელ სპექტრულ დიაპაზონში.

პლანეტარული ნისლეულების ყველაზე ძლიერი ემისიის ხაზები ეკუთვნის ჟანგბადის ატომებს, რომლებმაც დაკარგეს ერთი ან ორი ელექტრონი, ასევე აზოტს, არგონს, გოგირდს და ნეონს. უფრო მეტიც, ისინი ასხივებენ ისეთ ხაზებს, რომლებიც არასოდეს შეინიშნება მათ ლაბორატორიულ სპექტრებში, მაგრამ ჩნდება მხოლოდ ნისლეულებისთვის დამახასიათებელ პირობებში. ამ სტრიქონებს „აკრძალულს“ უწოდებენ. ფაქტია, რომ ატომი ჩვეულებრივ მდებარეობს აღელვებული მდგომარეობაწამის მემილიონედზე ნაკლები და შემდეგ უბრუნდება ნორმალურ მდგომარეობას, ასხივებს კვანტს. თუმცა, არსებობს გარკვეული ენერგეტიკული დონეები, რომელთა შორისაც ატომი ძალიან "უხალისოდ" ახდენს გადასვლებს და რჩება აღელვებულ მდგომარეობაში წამების, წუთების და საათების განმავლობაშიც კი. ამ დროის განმავლობაში შედარებით მკვრივი ლაბორატორიული აირის პირობებში ატომი აუცილებლად ეჯახება თავისუფალ ელექტრონს, რომელიც ცვლის მის ენერგიას და გარდამავალი გამორიცხულია. მაგრამ უკიდურესად იშვიათ ნისლეულში, აღგზნებული ატომი დიდი ხნის განმავლობაში არ ეჯახება სხვა ნაწილაკებს და, საბოლოოდ, ხდება "აკრძალული" გადასვლა. სწორედ ამიტომ აკრძალული ხაზები პირველად აღმოაჩინეს არა ფიზიკოსებმა ლაბორატორიებში, არამედ ასტრონომებმა, რომლებიც აკვირდებოდნენ ნისლეულებს. ვინაიდან ეს ხაზები არ იყო ლაბორატორიულ სპექტრებში, გარკვეული პერიოდის განმავლობაში ითვლებოდა, რომ ისინი დედამიწაზე უცნობ ელემენტს ეკუთვნოდა. უნდოდათ მისთვის „ნებულაიუმი“ დაერქვა, მაგრამ გაუგებრობა მალევე მოიხსნა. ეს ხაზები ჩანს როგორც პლანეტარული, ასევე დიფუზური ნისლეულების სპექტრებში. ასეთი ნისლეულების სპექტრები ასევე შეიცავს სუსტ უწყვეტ ემისიას, რომელიც წარმოიქმნება ელექტრონების იონებთან რეკომბინაციის შედეგად.

ნისლეულების სპექტროგრამებზე, რომლებიც მიღებულ იქნა ნაპრალის სპექტროგრაფით, ხაზები ხშირად გატეხილი და გაყოფილი ჩანს. ეს არის დოპლერის ეფექტი, რომელიც მიუთითებს ნისლეულის ნაწილების შედარებით მოძრაობაზე. პლანეტარული ნისლეულები, ჩვეულებრივ, რადიალურად ფართოვდებიან ცენტრალური ვარსკვლავიდან 20-40 კმ/წმ სიჩქარით. სუპერნოვაების ჭურვები ბევრად უფრო სწრაფად ფართოვდება, მათ წინ შოკისმომგვრელი ტალღა იწვევს. დიფუზურ ნისლეულებში, ზოგადი გაფართოების ნაცვლად, ჩვეულებრივ შეინიშნება ცალკეული ნაწილების ტურბულენტური (ქაოტური) მოძრაობა.

ზოგიერთი პლანეტარული ნისლეულის მნიშვნელოვანი მახასიათებელია მათი მონოქრომატული გამოსხივების სტრატიფიკაცია. მაგალითად, ცალსახად იონიზებული ატომური ჟანგბადის ემისია (ერთი ელექტრონის დაკარგვით) შეინიშნება უზარმაზარ რეგიონში, ცენტრალური ვარსკვლავიდან დიდ მანძილზე, ხოლო ორმაგად იონიზებული (ანუ ორი ელექტრონის დაკარგვით) ჟანგბადი და ნეონი ჩანს მხოლოდ ნისლეულის შიდა ნაწილი, ხოლო ოთხჯერ იონიზებული ნეონი ან ჟანგბადი შესამჩნევია მხოლოდ მის ცენტრალურ ნაწილში. ეს ფაქტი აიხსნება იმით, რომ ატომების უფრო ძლიერი იონიზაციისთვის აუცილებელი ენერგიული ფოტონები არ აღწევს ნისლეულის გარე უბნებს, მაგრამ იწოვება გაზით ვარსკვლავიდან არც თუ ისე შორს.

ქიმიური შემადგენლობის თვალსაზრისით, პლანეტარული ნისლეულები ძალიან მრავალფეროვანია: ელემენტები სინთეზირებულია ვარსკვლავის ინტერიერში, ზოგიერთი მათგანი აღმოჩნდა შერეული ამოგდებული გარსის ნივთიერებასთან, ზოგი კი არა. სუპერნოვას ნარჩენების შემადგენლობა კიდევ უფრო რთულია: ვარსკვლავის მიერ გამოდევნილი მატერია დიდწილად შერეულია ვარსკვლავთშორის გაზთან და, გარდა ამისა, ერთი და იგივე ნარჩენის სხვადასხვა ფრაგმენტებს ზოგჯერ განსხვავებული ქიმიური შემადგენლობა აქვთ (როგორც კასიოპეია A-ში). სავარაუდოდ, ეს ნივთიერება გამოიდევნება ვარსკვლავის სხვადასხვა სიღრმიდან, რაც შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავური ევოლუციის და სუპერნოვას აფეთქებების თეორიის გამოცდას.

ნისლეულების წარმოშობა.

დიფუზურ და პლანეტურ ნისლეულებს სრულიად განსხვავებული წარმოშობა აქვთ. დიფუზურები ყოველთვის გვხვდება ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონებში - ჩვეულებრივ, გალაქტიკების სპირალურ მკლავებში. ისინი ჩვეულებრივ ასოცირდება დიდ და ცივ გაზისა და მტვრის ღრუბლებთან, რომლებშიც წარმოიქმნება ვარსკვლავები. კაშკაშა დიფუზური ნისლეული არის ასეთი ღრუბლის პატარა ნაჭერი, რომელიც გაცხელებულია ახლომდებარე ცხელებით მასიური ვარსკვლავი. ვინაიდან ასეთი ვარსკვლავები იშვიათად ყალიბდებიან, დიფუზური ნისლეულები ყოველთვის არ ახლავს ცივ ღრუბლებს. მაგალითად, ორიონში არის ასეთი ვარსკვლავები, ამიტომ არის რამდენიმე დიფუზური ნისლეული, მაგრამ ისინი პაწაწინა უხილავ ბნელ ღრუბელთან შედარებით, რომელიც ორიონის თითქმის მთელ თანავარსკვლავედს იკავებს. კუროს პატარა ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონში არ არის კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავები და, შესაბამისად, არ არის შესამჩნევი დიფუზური ნისლეულები (აქტიური ახალგაზრდა T Tauri ვარსკვლავების მახლობლად მხოლოდ რამდენიმე სუსტი ნისლეულია).

პლანეტარული ნისლეულები არის ჭურვები, რომლებიც ჩამოაგდეს ვარსკვლავებზე დასკვნითი ეტაპიმათი ევოლუცია. ნორმალური ვარსკვლავი ანათებს მის ბირთვში დინების გამო თერმობირთვული რეაქციებირომელიც წყალბადს ჰელიუმად გარდაქმნის. მაგრამ როდესაც ვარსკვლავის ბირთვში წყალბადის მარაგი ამოიწურება, მასში სწრაფი ცვლილებები ხდება: ჰელიუმის ბირთვი იკუმშება, გარსი ფართოვდება და ვარსკვლავი წითელ გიგანტად იქცევა. ჩვეულებრივ, ეს არის ცვალებადი ვარსკვლავები, როგორიცაა Mira Ceti ან OH / IR უზარმაზარი პულსირებული ჭურვებით. საბოლოოდ მათ ჭურვის გარე ნაწილები დაანგრიეს. ვარსკვლავის შეუფარებელ შიდა ნაწილს აქვს ძალიან მაღალი ტემპერატურა, ზოგჯერ 100000 ° C-ზე მეტი. ის თანდათან იკუმშება და იქცევა თეთრ ჯუჯად, მოკლებულია ენერგიის ბირთვულ წყაროს და ნელ-ნელა გაცივდება. ამგვარად, პლანეტარული ნისლეულები ამოფრქვეულია მათი ცენტრალური ვარსკვლავების მიერ, ხოლო დიფუზური ნისლეულები, როგორიცაა ორიონის ნისლეული, არის მასალა, რომელიც გამოუყენებელი დარჩა ვარსკვლავის ფორმირების პროცესში.

- ეს არის ნისლეულების ტიპები. ისინი მშვენიერი, დიდებული, მომაჯადოებელია და მიუხედავად იმისა, რომ ტელესკოპით მათი აღმოჩენა ძნელია, დამკვირვებელი ენთუზიასტები დიდ დროს უთმობენ მათ ძებნას. ისინი უნიკალურია, თითოეული არ ჰგავს მეორეს. ზომები სივრცეში შედარებით მცირეა და მცირე მანძილით (ასტრონომიული მნიშვნელობებით) შორდება ჩვენგან. ისინი ძირითადად შედგება წყალბადისგან - 90% და ჰელიუმისგან - 9,9%. ამ სტატიის ფარგლებში ჩვენ არ განვიხილავთ თითოეული ნისლეულის ამა თუ იმ კუთვნილებას, ჩვენი ამოცანა განსხვავებულია. და ნება მომეცით აღარ ვიყვირო, არამედ პირდაპირ გავაგრძელო საქმე.

1. დიფუზური ნისლეული

დიფუზური ლაგუნის ნისლეული

დიფუზურ ნისლეულებს, ვარსკვლავებისგან განსხვავებით, არ აქვთ ენერგიის საკუთარი წყარო. მათ შიგნით ბზინვარება გამოწვეულია ცხელი ვარსკვლავებით, რომლებიც მის შიგნით ან მის გვერდით არიან. ასეთი ნისლეულები უფრო ხშირია გალაქტიკების „ტოტებზე“, სადაც ხდება აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნა და წარმოადგენს ნივთიერებას, რომელიც არ შედიოდა ვარსკვლავის შემადგენლობაში.

დიფუზური ნისლეულები უპირატესად წითელი ფერისაა - ეს გამოწვეულია მათში წყალბადის სიმრავლით. მწვანე და ლურჯი ფერებიგვითხარით სხვა ქიმიურ ელემენტებზე, როგორიცაა ჰელიუმი, აზოტი, მძიმე ლითონები.

ეს ნისლეულები მოიცავს ყველაზე პოპულარულ და ხელმისაწვდომს დაკვირვებისთვის მოწყობილობებში მცირე ზრდით - ორიონის ნისლეულიორიონის თანავარსკვლავედში, რომელიც სტატიაში აღვნიშნე.

დიფუზურ ნისლეულებს ხშირად უწოდებენ ემისია.

2. ასახვის ნისლეული

ასახვის ნისლეული "ჯადოქრის თავი"

არეკვლის ნისლეული არცერთს არ ასხივებს საკუთარი შუქი. ეს არის გაზისა და მტვრის ღრუბელი, რომელიც ირეკლავს ახლომდებარე ვარსკვლავების სინათლეს. დიფუზური ნისლეულების მსგავსად, ამრეკლავი ნისლეულებიც განლაგებულია აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნის რეგიონებში. უფრო მეტად, მათ აქვთ მოლურჯო ელფერი, რადგან. ის სხვებზე უკეთ ვრცელდება.

დღეს ამ ტიპის არც თუ ისე ბევრი ნისლეულია ცნობილი - დაახლოებით 500.

ზოგიერთი წყარო არ განასხვავებს არეკვლის ნისლეულს ცალკე, მაგრამ კლასიფიცირდება როგორც დიფუზიური ნისლეული.

3. ბნელი ნისლეული

ბნელი ნისლეული "ცხენის თავი"

ასეთი ნისლეული წარმოიქმნება მის უკან მდებარე ობიექტების სინათლის გადახურვის გამო. ეს არის ღრუბელი. კომპოზიცია თითქმის იდენტურია წინა ამრეკლავი ნისლეულისა, განსხვავდება მხოლოდ სინათლის წყაროს მდებარეობით.

როგორც წესი, მუქი ნისლეული შეინიშნება ამრეკლ ან დიფუზურ ნისლეულთან ერთად. შესანიშნავი მაგალითი ზემოთ მოცემულ ფოტოში. "ცხენის თავი"- აქ ბნელი რეგიონი ბლოკავს შუქს მის უკან გაცილებით დიდი დიფუზური ნისლეულიდან. სამოყვარულო ტელესკოპში ასეთი ნისლეულების დანახვა უკიდურესად რთული ან თითქმის შეუძლებელი იქნება. თუმცა, რადიოს დიაპაზონში, ასეთი ნისლეულებიც კი აქტიურად ასხივებენ ელექტრომაგნიტურ ტალღებს.

4 პლანეტარული ნისლეული

პლანეტარული ნისლეული M 57

ალბათ ყველაზე ლამაზი ტიპის ნისლეულები. როგორც წესი, ასეთი ნისლეული ვარსკვლავის სიცოცხლის დასრულების შედეგია, ე.ი. მისი აფეთქება და გაზის გაფანტვა გარე სივრცეში. მიუხედავად იმისა, რომ ვარსკვლავი ფეთქდება, მას პლანეტარული ეწოდება. ეს გამოწვეულია იმით, რომ დაკვირვებისას ასეთი ნისლეულები პლანეტებს ჰგავს. მათი უმეტესობა მრგვალი ან ოვალური ფორმისაა. შიგნით მდებარე გაზის გარსი განათებულია თავად ვარსკვლავის ნარჩენებით.

საერთო ჯამში, დაახლოებით ორი ათასი პლანეტარული ნისლეული აღმოაჩინეს, თუმცა მხოლოდ ჩვენს ირმის ნახტომის გალაქტიკაში 20000-ზე მეტი მათგანია.

5 სუპერნოვას ნარჩენი

კრაბის ნისლეული M 1

სუპერნოვა- ეს არის ვარსკვლავის სიკაშკაშის მკვეთრი მატება მისი აფეთქებისა და განდევნის შედეგად უზარმაზარი თანხაენერგია გარე სივრცეში.

ზემოთ მოყვანილი ფოტო გვიჩვენებს შესანიშნავი მაგალითივარსკვლავის აფეთქება, რომელშიც ამოფრქვეული აირი ჯერ კიდევ არ არის შერეული ვარსკვლავთშორის მატერიასთან. ჩინურ ქრონიკებზე დაყრდნობით, ეს აფეთქება 1054 წელს იქნა გადაღებული. მაგრამ უნდა გვესმოდეს, რომ კრაბის ნისლეულამდე მანძილი დაახლოებით 3300 სინათლის წელია.

Სულ ეს არის. არსებობს ნისლეულის 5 ტიპი, რომელიც უნდა იცოდე და შეგეძლოს ამოცნობა. ვიმედოვნებ, მოვახერხე ინფორმაციის ხელმისაწვდომი და მარტივი ენით გადმოცემა თქვენთვის. თუ თქვენ გაქვთ რაიმე შეკითხვები - დასვით, დაწერეთ კომენტარებში. Გმადლობთ.

კოსმოსის სიღრმიდან ყურება იდუმალი ობიექტებიდიდი ხნის წინ მიიპყრო ცის მაყურებელთა ინტერესი. ძველი ბერძენი მეცნიერი ჰიპარქუსიც კი თავის კატალოგში აღნიშნავდა რამდენიმე ნისლიანი ობიექტის არსებობას ღამის ცაზე. მისმა კოლეგამ პტოლემემ სიას კიდევ ხუთი ნისლეული დაუმატა. მე-17 საუკუნეში გალილეომ გამოიგონა ტელესკოპი და მისი დახმარებით შეძლო ორიონისა და ანდრომედას ნისლეულების დანახვა. მას შემდეგ, რაც ტელესკოპები და სხვა ინსტრუმენტები გაუმჯობესდა, ახალი აღმოჩენები დაიწყო გარე სივრცე. ხოლო ნისლეულები კლასიფიცირებული იყო, როგორც ვარსკვლავური ობიექტების ცალკეული კლასი.

დროთა განმავლობაში ბევრი ცნობილი ნისლეული იყო. მათ დაიწყეს მეცნიერებისა და ასტრონომების ჩარევა ახალი ობიექტების ძიებაში. AT გვიანი XVIIIსაუკუნეში, გარკვეული ობიექტების - კომეტების შესწავლისას, ჩარლზ მესიემ შეადგინა "დიფუზური სტაციონარული ობიექტების კატალოგი", რომელიც კომეტებს ჰგავდა. მაგრამ საკმარისი ტექნიკური მხარდაჭერის არარსებობის გამო, ეს კატალოგი მოიცავს როგორც ნისლეულებს, ასევე გალაქტიკებს, გლობულურ ვარსკვლავურ გროვებთან ერთად.

როგორც ტელესკოპები გაუმჯობესდა, ასევე გაუმჯობესდა თავად ასტრონომია. „ნისლეულის“ კონცეფცია ახალ ფერებს იღებდა და მუდმივად იხვეწებოდა. ნისლეულების ზოგიერთი ტიპი იდენტიფიცირებული იყო, როგორც ვარსკვლავური გროვა, ზოგი კლასიფიცირდება როგორც შთამნთქმელი და გასული საუკუნის 20-იან წლებში ჰაბლმა შეძლო ნისლეულების ბუნების დადგენა და გალაქტიკების რეგიონების ხაზგასმა.

პორტალის საიტი მოგვითხრობს ნისლეულების წარმოშობის თეორიების, მათი სავარაუდო რაოდენობის, ტიპებისა და ჩვენი პლანეტიდან დაშორების შესახებ. პორტალზე მოქმედებს წმინდა მეცნიერულად დადასტურებული ფაქტები და ყველაზე პოპულარული იდეები.

ნისლეულების კლასიფიკაცია და ტიპები პორტალის ვებგვერდზე

ძირითადი პრინციპი, რომლითაც ნისლეულები კლასიფიცირდება, არის თუ არა ისინი შთანთქავენ თუ ასხივებენ (ასხივებენ) სინათლეს. ეს კრიტერიუმი ნისლეულებს ყოფს ნათელ და ბნელებად. სინათლის გამოსხივება დამოკიდებულია მათ წარმოშობაზე. და ენერგიის წყაროები, რომლებიც აღაგზნებს მათ გამოსხივებას, დამოკიდებულია საკუთარ ბუნებაზე. ძალიან ხშირად ნისლეულში მოქმედებს არა ერთი, არამედ ორი რადიაციული მექანიზმი. ბნელების დანახვა შესაძლებელია მხოლოდ მათ უკან მდებარე რადიაციის წყაროების შთანთქმის გზით.

მაგრამ თუ კლასიფიკაციის პირველი პრინციპი ზუსტია, მაშინ მეორე (ნისლეულების დაყოფა მტვრიან და აირებად) პირობითი პრინციპია. ყველა ნისლეული შეიცავს მტვერს და გაზს. ეს დაყოფა განპირობებულია გამოსხივების სხვადასხვა მექანიზმით და დაკვირვების მეთოდებით. მტვრის არსებობა საუკეთესოდ შეინიშნება, როდესაც რადიაცია შთანთქავს მუქი ნისლეულებს, რომლებიც მდებარეობს წყაროების უკან. ნისლეულის აირისებრი კომპონენტების შინაგანი გამოსხივება ჩანს, როდესაც ის იონიზებულია ულტრაიისფერი შუქით ან როდესაც ვარსკვლავთშორისი გარემო თბება. ეს უკანასკნელი პროცესი შესაძლებელია მას შემდეგ, რაც მას ტალღა მოხვდება, რომელიც წარმოიქმნა სუპერნოვას აფეთქების შემდეგ.

ბნელი ნისლეული წარმოდგენილია როგორც ვარსკვლავთშორისი მტვრისა და გაზის მკვრივი, ყველაზე ხშირად მოლეკულური ღრუბელი. სინათლის შთანთქმით ღრუბელი გაუმჭვირვალე ხდება. ყველაზე ხშირად, მუქი ნისლეულები ჩანს სინათლის ფონზე. უკიდურესად იშვიათია მეცნიერებმა შეამჩნიონ ისინი ირმის ნახტომის ფონზე. მათ გიგანტურ გლობულებს უწოდებენ.

სინათლის Av-ის შეწოვა სიბნელეში მერყეობს ფართო საზღვრებში. მას შეუძლია მიაღწიოს მაჩვენებლებს: 1-10 მ-დან 10-100 მ-მდე. მაღალი შთანთქმის მქონე ნისლეულების სტრუქტურის შესწავლა შესაძლებელია მხოლოდ სუბმილიმეტრული ასტრონომიისა და რადიოასტრონომიის მეთოდების გამოყენებით, დაკვირვებისას. ინფრაწითელი გამოსხივებადა მოლეკულური რადიო ხაზები. ცალკეული ბეჭდები ხშირად გვხვდება თავად ნისლეულში, Av მნიშვნელობით 10000 მ-მდე. მოწინავე ასტროფიზიკოსების თეორიების მიხედვით, იქ ვარსკვლავები ყალიბდებიან.

ნისლეულების გამჭვირვალე ნაწილებში ოპტიკურ დიაპაზონში აშკარად ჩანს ბოჭკოვანი სტრუქტურა. ზოგადი დრეკადობა და ბოჭკოები დაკავშირებულია მაგნიტური ველების არსებობასთან, რაც აფერხებს მატერიის მოძრაობას მაგნიტოჰიდროდინამიკური არასტაბილურობისა და ველის ხაზების გასწვრივ. ეს კავშირი განპირობებულია იმით, რომ მტვრის ნაწილაკები ელექტროენერგიით დამუხტულია.

სხვა ნათელი ტიპინისლეული არის ანარეკლი ნისლეული. ეს არის გაზისა და მტვრის ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ვარსკვლავებით. თუ ვარსკვლავები განლაგებულია ვარსკვლავთშორის ღრუბელში ან მის მახლობლად, მაგრამ არ არის ძალიან ცხელი, რათა შემცირდეს მათ გარშემო წყალბადის რაოდენობა, მაშინ მთავარი წყარო ოპტიკური გამოსხივებანისლეული თავად ხდება ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ მიმოფანტული ვარსკვლავების შუქი. თვალსაჩინო მაგალითიმსგავსი ფენომენი გვხვდება პლეადების ვარსკვლავების ირგვლივ.

არეკვლის ნისლეულების უმეტესობა მდებარეობს ირმის ნახტომის სიბრტყის მახლობლად. ზოგიერთ შემთხვევაში, ასეთი ნისლეულების არსებობა შეინიშნება მაღალ გალაქტიკურ განედებზე. ეს მოლეკულური ღრუბლები არიან სხვადასხვა ზომის, ფორმა, სიმკვრივე და მასა და განათებულია ირმის ნახტომის ვარსკვლავების ერთობლივი გამოსხივებით. მათი შესწავლა რთულია, რადგან ზედაპირის სიკაშკაშე ძალიან დაბალია. ზოგჯერ, გალაქტიკების გამოსახულებებზე გამოჩენისას, ფოტოებზე ჩანს არარსებული დეტალები - ჯემპრები, კუდები და ა.შ.

არეკვლის ნისლეულების მცირე ნაწილს კომეტის მსგავსი გარეგნობა აქვს. მათ კომეტებს უწოდებენ. ასეთი ნისლეულის სახელზე, როგორც წესი, არის კუროს ტიპის ცვლადი ვარსკვლავი. ის ანათებს ნისლეულს. ისინი ცვალებადია სიკაშკაშით და მცირე ზომის, პარსეკის დაახლოებით მეასედი.

სინათლის ექო არის ყველაზე იშვიათი ტიპის არეკვლის ნისლეული. ნათელი მაგალითია მიღებული ფლეშ ახალი ვარსკვლავიპერსევსის თანავარსკვლავედში. ამ ნათებამ გაანათა მტვერი, რამაც გამოიწვია ნისლეულის ხილვა რამდენიმე წლის განმავლობაში. და კოსმოსში ყოფნისას ის სინათლის სიჩქარით მოძრაობდა. გარდა მსუბუქი ექოებისა, ასეთი ინციდენტების შემდეგ წარმოიქმნება აირისებრი ნისლეულები.

ამრეკლავი ნისლეულების უმეტესობას აქვს წვრილი ბოჭკოვანი სტრუქტურა, ანუ თითქმის პარალელური ძაფების სისტემა. მათი სისქე შეიძლება მიაღწიოს პარსეკის რამდენიმე მეასედს. ეს ძაფები წარმოიქმნება მაგნიტური ველის შეღწევის შედეგად ნისლეულის ფლეიტის არასტაბილურობაში. მტვრისა და გაზის ბოჭკოები ერთმანეთს იშლება ძალის ხაზებიმაგნიტურ ველში და ჩაედინება მათ შორის.

მტვრის თვისებებმა, როგორიცაა ალბედო, ფორმა, მარცვლების ორიენტაცია, გაფანტვის მაჩვენებელი და ზომა, მეცნიერებსა და ასტრონავტებს საშუალება მისცეს შეესწავლათ სინათლის პოლარიზაციისა და სიკაშკაშის განაწილება ამრეკლი ნისლეულების ზედაპირზე.

რადიაციით იონიზებული ნისლეულები არის ვარსკვლავთშორისი გაზის ლაქები, რომლებიც ძლიერ იონიზირებულია ვარსკვლავური გამოსხივებით. ეს გამოსხივება შეიძლება სხვა წყაროებიდანაც მოვიდეს. ყველაზე მეტად, ასეთი ნისლეულები შესწავლილია იონიზებული წყალბადის რეგიონებში, როგორც წესი, ეს არის H II ზონა. ასეთ ზონებში მატერია მთლიანად იონიზებულია. მისი ტემპერატურა დაახლოებით 104 კ. იგი თბება შიდა ულტრაიისფერი გამოსხივების გამო. H II ზონების შიგნით, ვარსკვლავური გამოსხივება ლიმანის კონტინიუმში გარდაიქმნება დაქვემდებარებულ სერიულ გამოსხივებად (შეესაბამება როსლენდის თეორემას). ამის გამო, ნისლეულების სპექტრი შეიცავს ბელმერის სერიის ნათელ ხაზებს და ლიმან-ალფა ხაზებს.

ეს ნისლეულები ასევე მოიცავს იონიზებული ნახშირბადის ზონებს - C II. მათში არსებული ნახშირბადი მთლიანად იონიზებულია ვარსკვლავური შუქით. ზონები C II, როგორც წესი, განლაგებულია H II ზონების ირგვლივ. ისინი წარმოიქმნება წყალბადთან შედარებით ნახშირბადის დაბალი იონიზაციის პოტენციალის გამო. ისინი ასევე შეიძლება ჩამოყალიბდნენ ვარსკვლავების გარშემო მაღალი სპექტრული ტიპის ვარსკვლავთშორისი გარემოს სიმკვრივეში. ძლიერი რენტგენის წყაროების ირგვლივ წარმოიქმნება რადიაციის მიერ იონიზირებული ნისლეულებიც. მეტი აქვთ მაღალი ტემპერატურავიდრე H II ზონებში და იონიზაციის შედარებით მაღალი ხარისხი.

პლანეტარული ნისლეულები ემისიის ნისლეულების ყველაზე გავრცელებული ტიპია. ისინი იქმნება ვარსკვლავების ზედა ატმოსფეროს გადინებით. ასეთი ნისლეული ანათებს და ფართოვდება ოპტიკურ დიაპაზონში. ისინი პირველად მე-17 საუკუნეში აღმოაჩინა ჰერშელმა და ასე უწოდა პლანეტების დისკებთან მსგავსების გამო. მაგრამ ყველა პლანეტარული ნისლეული არ არის დისკის ფორმის; ზოგი მომრგვალებული რგოლია. ასეთი ნისლეულების შიგნით შეიმჩნევა წვრილი სტრუქტურა სპირალების, ჭავლების და პატარა გლობულების სახით. ასეთი ნისლეულები ფართოვდებიან 20 კმ/წმ სიჩქარით და მათი მასა 0,1 მზის მასის ტოლია. ისინი ცხოვრობენ დაახლოებით 10 ათასი წლის განმავლობაში.

პორტალის საიტი გთავაზობთ მხოლოდ გადამოწმებულ და განახლებულ ინფორმაციას. ჩვენ მიგიყვანთ იდუმალი სამყაროსივრცე. და ასტრონომებისა და ასტროფიზიკოსების წყალობით, ნისლეულები აღარ არის ისეთი დიდი საიდუმლო, როგორც ადრე იყო.

გარდა ჩვეულებრივი, ხანგრძლივი, ნისლიანი წარმონაქმნებისა, არის დარტყმითი ტალღებით შექმნილი ხანმოკლე. ისინი ქრება, როდესაც მოძრავი აირის კინეტიკური ენერგია ქრება. ასეთი დარტყმის ტალღების წარმოშობის რამდენიმე წყარო არსებობს. ყველაზე ხშირად - ეს არის ვარსკვლავის აფეთქების შედეგი. ნაკლებად ხშირად - ვარსკვლავური ქარი, ახლის ციმციმები და სუპერნოვა. ნებისმიერ შემთხვევაში, არსებობს ემისიის ერთი წყარო მსგავსი ნივთიერება- ვარსკვლავი. ამ წარმოშობის ნისლეულებს აქვთ გაფართოებული გარსის ან სფეროს ფორმა. აფეთქების შედეგად გამოთავისუფლებული მასალა შეიძლება ჰქონდეს სხვადასხვა სიჩქარითასეულიდან ათასობით კმ/წმ-მდე, ამის გამო, დარტყმის ტალღის მიღმა გაზის ტემპერატურა აღწევს არა მილიონებს, არამედ მილიარდ გრადუსს.

უზარმაზარ ტემპერატურამდე გაცხელებული აირი ასხივებს რენტგენის დიაპაზონში, როგორც აქ სპექტრალური ხაზები, ასევე უწყვეტ სპექტრში. ის სუსტად ანათებს სპექტრულ ოპტიკურ ხაზებში. ვარსკვლავთშორისი გარემოს არაჰომოგენურობის შეხვედრისას დარტყმითი ტალღა იხვევა ბეჭდების გარშემო. თავად ბეჭდის შიგნით, საკუთარი დარტყმითი ტალღა ვრცელდება. ის ასევე იწვევს რადიაციას ოპტიკური დიაპაზონის სპექტრის ხაზებში. შედეგად, იქმნება ნათელი ბოჭკოები, რომლებიც შესანიშნავად ჩანს ფოტოებზე.

ყველაზე კაშკაშა პოსტშოკური ნისლეულები წარმოიქმნება სუპერნოვას აფეთქებებით. მათ ვარსკვლავური აფეთქების ნარჩენებს უწოდებენ. ისინი მნიშვნელოვან როლს ასრულებენ ვარსკვლავთშორისი გაზის ფორმის ფორმირებაში. მათ ახასიათებთ მცირე ზომები, სისუსტე და სისუსტე.

არსებობს სხვა ტიპის ნისლეულები. ეს ტიპი ასევე იქმნება დარტყმითი ტალღის გამოჩენის შემდეგ. მაგრამ მთავარი მიზეზი არის ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების ვარსკვლავური ქარი. მგლის ვარსკვლავებს აქვთ საკმაოდ ძლიერი ქარის მასის ნაკადი და გადინების სიჩქარე. ისინი ქმნიან საშუალო ზომის ნისლეულებს ძალიან ნათელი ძაფებით. მათი შედარება სუპერნოვას აფეთქებების ნარჩენებთან, მეცნიერები ამტკიცებენ, რომ ასეთი ნისლეულების რადიო გამოსხივებას აქვს თერმული ბუნება. ნისლეულები, რომლებიც მგლის ვარსკვლავების ირგვლივ მდებარეობს, დიდხანს არ ცოცხლობენ. მათი არსებობა პირდაპირ დამოკიდებულია ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავის სტადიაზე ვარსკვლავის ყოფნის ხანგრძლივობაზე.

აბსოლუტურად მსგავსი ნისლეულები გვხვდება O-ვარსკვლავების გარშემო. ეს არის ძალიან კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავები, რომლებიც მიეკუთვნებიან სპექტრულ კლასს O. მათ აქვთ ძლიერი ვარსკვლავური ქარი. ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების ირგვლივ განლაგებული ნისლეულებისგან განსხვავებით, O-ვარსკვლავების ნისლეულები ნაკლებად კაშკაშაა, მაგრამ აქვთ ბევრად უფრო დიდი ზომა და არსებობის ხანგრძლივობა.

ყველაზე გავრცელებული ნისლეულები გვხვდება ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონებში. ნელი სიჩქარით დარტყმის ტალღებიიქმნება ვარსკვლავთშორისი გარემოს რეგიონებში. სწორედ აქ ხდება ვარსკვლავის ფორმირება. ასეთი პროცესი გულისხმობს გაზის ასობით და თუნდაც ათასობით გრადუსამდე გათბობას, მოლეკულების ნაწილობრივ განადგურებას, თავად მტვრის გათბობას და მოლეკულური დონის აგზნებას. ასეთი დარტყმითი ტალღები წაგრძელებულ ნისლეულებს ჰგავს და, როგორც წესი, ანათებენ ინფრაწითელ დიაპაზონში. ამ ფენომენის ნათელი მაგალითი ჩანს ორიონის თანავარსკვლავედში.

გაზისა და მტვრის ნისლეულები - სამყაროს პალიტრა

სამყარო არსებითად თითქმის ცარიელი სივრცეა. ვარსკვლავები მის მხოლოდ მცირე ნაწილს იკავებს. თუმცა, გაზი ყველგან არის, თუმცა ძალიან მცირე რაოდენობით. ეს ძირითადად წყალბადია, ყველაზე მსუბუქი ქიმიური ელემენტი. თუ ჩვეულებრივი ჩაის ჭიქით (მოცულობით დაახლოებით 200 სმ3) მატერიას ვარსკვლავთშორისი სივრციდან მზიდან 1-2 სინათლის წელიწადის დაშორებით, მაშინ ის შეიცავს დაახლოებით 20 წყალბადის ატომს და 2 ჰელიუმის ატომს. იმავე ტომში ჩვეულებრივ ატმოსფერული ჰაერიშეიცავს 1022 ჟანგბადის და აზოტის ატომს.ყველაფერს, რაც ავსებს სივრცეს ვარსკვლავებს შორის გალაქტიკებში, ეწოდება ვარსკვლავთშორისი გარემო. და მთავარი, რაც ვარსკვლავთშორის გარემოს ქმნის, არის ვარსკვლავთშორისი გაზი. ის საკმაოდ თანაბრად არის შერეული ვარსკვლავთშორის მტვერთან და გაჟღენთილია ვარსკვლავთშორისით მაგნიტური ველები, კოსმოსური სხივებიდა ელექტრომაგნიტური გამოსხივება.

ვარსკვლავთშორისი გაზისგან წარმოიქმნება ვარსკვლავები, რომლებიც ევოლუციის შემდგომ ეტაპებზე კვლავ უთმობენ თავიანთი მატერიის ნაწილს ვარსკვლავთშორის გარემოს. ზოგიერთი ვარსკვლავი, როცა იღუპება, ფეთქდება როგორც სუპერნოვა და კოსმოსში აბრუნებს წყალბადის მნიშვნელოვან ნაწილს, საიდანაც ისინი ოდესღაც წარმოიქმნენ. მაგრამ ბევრად უფრო მნიშვნელოვანია, რომ ასეთი აფეთქებების დროს დიდი რიცხვი მძიმე ელემენტებიწარმოიქმნება ვარსკვლავების ინტერიერში თერმობირთვული რეაქციების შედეგად. დედამიწაც და მზეც კონდენსირებულია ვარსკვლავთშორის სივრცეში ამ გზით გამდიდრებული გაზიდან ნახშირბადით, ჟანგბადით, რკინით და სხვა. ქიმიური ელემენტები. ასეთი ციკლის კანონების გასაგებად, უნდა ვიცოდეთ, როგორ ხდება ვარსკვლავთა ახალი თაობის კონდენსაცია ვარსკვლავთშორისი გაზიდან. გაიგე, როგორ წარმოიქმნება ვარსკვლავები მნიშვნელოვანი მიზანიკვლევა ვარსკვლავთშორის მატერიაზე.

200 წლის წინ ასტრონომებისთვის ცხადი გახდა, რომ პლანეტების, ვარსკვლავებისა და ზოგჯერ კომეტების გარდა, ცაზე სხვა ობიექტებიც შეინიშნება. ამ ობიექტებს, ნისლიანი გარეგნობის გამო, ნისლეულები უწოდეს. ფრანგი ასტრონომი შარლ მესიე (1730-1817) იძულებული გახდა შეექმნა ამ ნისლეული ობიექტების კატალოგი, რათა თავიდან აეცილებინა დაბნეულობა კომეტების ძიებისას. მისი კატალოგი შეიცავდა 103 ობიექტს და გამოიცა 1784 წელს. ახლა ცნობილია, რომ ამ ობიექტების ბუნება პირველად გაერთიანდა ქ. საერთო ჯგუფი„ნისლეულებს“ უწოდებენ, სულ სხვაა. ინგლისელმა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა (1738-1822), დააკვირდა ყველა ამ ობიექტს, შვიდ წელიწადში კიდევ ორი ​​ათასი ახალი ნისლეული აღმოაჩინა. მან ასევე გამოყო ნისლეულების კლასი, რომელიც, დაკვირვების თვალსაზრისით, მას სხვა დანარჩენისგან განსხვავებული ეჩვენებოდა. მან მათ "პლანეტარული ნისლეულები" უწოდა, რადგან ისინი გარკვეულწილად მსგავსებოდნენ პლანეტების მომწვანო დისკებს. ამრიგად, განვიხილავთ შემდეგ ობიექტებს: ვარსკვლავთშორისი გაზი, ვარსკვლავთშორისი მტვერი, ბნელი ნისლეულები, მსუბუქი ნისლეულები (თვითმნათობი და ამრეკლავი), პლანეტარული ნისლეულები.

გაფართოების დაწყებიდან დაახლოებით მილიონი წლის შემდეგ სამყარო ჯერ კიდევ გაზისა და რადიაციის შედარებით ერთგვაროვანი ნაზავი იყო. არ იყო არც ვარსკვლავები და არც გალაქტიკები. ვარსკვლავები ცოტა მოგვიანებით ჩამოყალიბდა გაზის შეკუმშვის შედეგად საკუთარი სიმძიმის გავლენის ქვეშ. ამ პროცესს გრავიტაციული არასტაბილურობა ეწოდება. როცა ვარსკვლავი საკუთარი გავლენით იშლება გრავიტაციული მიზიდულობა, მისი შიდა ფენები მუდმივად შეკუმშულია. ეს შეკუმშვა იწვევს ნივთიერების გათბობას. 107 კ-ზე ზემოთ ტემპერატურაზე იწყება რეაქციები, რაც იწვევს მძიმე ელემენტების წარმოქმნას. თანამედროვე ქიმიური შემადგენლობა მზის სისტემაარის თერმობირთვული შერწყმის რეაქციების შედეგი, რომელიც ხდება ვარსკვლავების პირველ თაობებში.

ეტაპი, როდესაც სუპერნოვას აფეთქების დროს გამოდევნილი მასალა ერევა ვარსკვლავთშორის გაზს და იკუმშება, კვლავ აყალიბებს ვარსკვლავებს, არის ყველაზე რთული და ნაკლებად გასაგები, ვიდრე ყველა სხვა ეტაპი. ჯერ ერთი, თავად ვარსკვლავთშორისი გაზი არის ჰეტეროგენული, მას აქვს მოღრუბლული, მოღრუბლული სტრუქტურა. მეორეც, გაფართოება დიდი სიჩქარესუპერნოვას გარსი შლის იშვიათ გაზს და შეკუმშავს მას, ზრდის არაერთგვაროვნებას. მესამე, უკვე ასი წლის შემდეგ სუპერნოვას ნარჩენი შეიცავს უფრო მეტ ვარსკვლავთშორის აირს, რომელიც დატყვევებულია გზაზე, ვიდრე ვარსკვლავის მატერია. გარდა ამისა, ნივთიერება არასრულყოფილად არის შერეული. სურათზე მარჯვნივ ნაჩვენებია ციგნოსის სუპერნოვას ნარჩენი (NGC 6946). ითვლება, რომ ბოჭკოები წარმოიქმნება გაზის ჭურვების გაფართოებით. ჩანს ხვეულები და მარყუჟები, რომლებიც წარმოიქმნება ნარჩენების მანათობელი გაზით, რომელიც ფართოვდება მრავალი ათასი კილომეტრის სიჩქარით წამში. შეიძლება გაჩნდეს კითხვა, რით მთავრდება, საბოლოოდ, კოსმიური ციკლი? გაზის მარაგი მცირდება. ბოლოს და ბოლოს, გაზის უმეტესი ნაწილი რჩება დაბალმასიან ვარსკვლავებში, რომლებიც მშვიდობიანად კვდებიან და არ აფრქვევენ მათ მატერიას მიმდებარე სივრცეში. დროთა განმავლობაში მისი რეზერვები იმდენად ამოიწურება, რომ ვერც ერთი ვარსკვლავი ვერ წარმოიქმნება. ამ დროისთვის მზე და სხვა ძველი ვარსკვლავები მოკვდებიან. სამყარო თანდათან სიბნელეში ჩავარდება. მაგრამ სამყაროს საბოლოო ბედი შეიძლება განსხვავებული იყოს. გაფართოება თანდათან შეჩერდება და შეიცვლება შეკუმშვით. მრავალი მილიარდი წლის შემდეგ, სამყარო კვლავ შემცირდება წარმოუდგენლად მაღალ სიმკვრივემდე.

ვარსკვლავთშორისი გაზი

ვარსკვლავთშორისი გაზი შეადგენს მთელი ვარსკვლავთშორისი საშუალო მასის დაახლოებით 99%-ს და ჩვენი გალაქტიკის დაახლოებით 2%-ს. გაზის ტემპერატურა მერყეობს 4 K-დან 106 K-მდე. ვარსკვლავთშორისი გაზი ასევე ასხივებს ფართო დიაპაზონში (გრძელი რადიოტალღებიდან მძიმე გამა გამოსხივებამდე). არის ადგილები, სადაც ვარსკვლავთშორისი გაზი მოლეკულურ მდგომარეობაშია (მოლეკულური ღრუბლები) – ეს არის ვარსკვლავთშორისი გაზის ყველაზე მკვრივი და ცივი ნაწილები. არის რეგიონები, სადაც ვარსკვლავთშორისი გაზი შედგება ნეიტრალური ატომებიწყალბადი (HI რეგიონები) და იონიზებული წყალბადის რეგიონები (H II ზონები), რომლებიც წარმოადგენენ კაშკაშა ემისიის ნისლეულებს ცხელი ვარსკვლავების გარშემო.

მზესთან შედარებით, ვარსკვლავთშორის აირში შესამჩნევად ნაკლებია მძიმე ელემენტები, განსაკუთრებით ალუმინი, კალციუმი, ტიტანი, რკინა და ნიკელი. ვარსკვლავთშორისი გაზი არსებობს ყველა ტიპის გალაქტიკაში. უმეტესობა არასწორია (არარეგულარული) და ყველაზე ნაკლებად ელიფსური გალაქტიკები. ჩვენს გალაქტიკაში გაზის მაქსიმუმი კონცენტრირებულია ცენტრიდან 5 kpc მანძილზე. დაკვირვებები აჩვენებს, რომ გალაქტიკის ცენტრის გარშემო მოწესრიგებული მოძრაობის გარდა, ვარსკვლავთშორის ღრუბლებსაც აქვთ ქაოტური სიჩქარეები. 30-100 მილიონი წლის შემდეგ ღრუბელი სხვა ღრუბელს ეჯახება. იქმნება გაზ-მტვრის კომპლექსები. მათში შემავალი ნივთიერება საკმარისად მკვრივია, რათა შეღწევადი გამოსხივების ძირითადი ნაწილი დიდ სიღრმეზე გადავიდეს. ამიტომ, კომპლექსების შიგნით, ვარსკვლავთშორისი გაზი უფრო ცივია, ვიდრე ვარსკვლავთშორის ღრუბლებში. მოლეკულების ტრანსფორმაციის რთული პროცესები, გრავიტაციულ არასტაბილურობასთან ერთად, იწვევს თვითმიზიდულობის გროვების - პროტოვარსკვლავების გაჩენას. ამრიგად, მოლეკულური ღრუბლები სწრაფად (106 წელზე ნაკლებ დროში) უნდა გადაიქცეს ვარსკვლავებად. ვარსკვლავთშორისი გაზი მუდმივად ცვლის მატერიას ვარსკვლავებთან. შეფასებით, ამჟამად გალაქტიკაში გაზი გადადის ვარსკვლავებში წელიწადში დაახლოებით 5 მზის მასის ოდენობით.

რეგიონი M 42 თანავარსკვლავედში ორიონში, სადაც ჩვენს დრო გადის აქტიური პროცესივარსკვლავის ფორმირება. ნისლეული ანათებს, როდესაც გაზი თბება ახლომდებარე კაშკაშა ვარსკვლავების ცხელი გამოსხივებით. ასე რომ, გალაქტიკების ევოლუციის პროცესში ხდება მატერიის მიმოქცევა: ვარსკვლავთშორისი გაზი -> ვარსკვლავები -> ვარსკვლავთშორისი გაზი, რაც იწვევს ვარსკვლავთშორის გაზსა და ვარსკვლავებში მძიმე ელემენტების შემცველობის თანდათან მატებას და რაოდენობის შემცირებას. ვარსკვლავთშორისი გაზის თითოეულ გალაქტიკაში. არ არის გამორიცხული, რომ გალაქტიკის ისტორიაში ვარსკვლავების ჩამოყალიბება შეიძლება მილიარდობით წლით შეფერხდეს.

ვარსკვლავთშორისი მტვერი

პატარა ნაწილაკებივარსკვლავთშორის სივრცეში მიმოფანტული თითქმის თანაბრად არის შერეული ვარსკვლავთშორის აირთან. დიდი გაზის მტვრის კომპლექსების ზომები, რომლებიც ზემოთ განვიხილეთ, ათობით ასეულ პარსეკს აღწევს და მათი მასა დაახლოებით 105 მზის მასაა. მაგრამ ასევე არის მცირე მკვრივი გაზ-მტვრის წარმონაქმნები - გლობულები, რომელთა ზომებია 0,05-დან რამდენიმე ცალამდე და იწონის მხოლოდ 0,1-100 მზის მასას. ვარსკვლავთშორისი მტვრის მარცვალი არ არის სფერული და მათი ზომაა დაახლოებით 0,1-1 მიკრონი. ისინი შედგება ქვიშისა და გრაფიტისგან. ისინი წარმოიქმნება გვიანი წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტების გარსებში, ახალი და სუპერნოვას ვარსკვლავების გარსებში, პლანეტურ ნისლეულებში, პროტოვარსკვლავებთან ახლოს. ცეცხლგამძლე ბირთვი ჩაცმულია ყინულის გარსში მინარევებით, რომელიც თავის მხრივ დაფარულია ფენით. ატომური წყალბადი. ვარსკვლავთშორის გარემოში მტვრის მარცვლები ან იშლება ერთმანეთთან შეჯახების შედეგად 20 კმ/წმ-ზე მეტი სიჩქარით, ან პირიქით, ერთმანეთში იკვრება, თუ სიჩქარე 1კმ/წმ-ზე ნაკლებია.

ვარსკვლავთშორისი მტვრის არსებობა ვარსკვლავთშორის გარემოში გავლენას ახდენს შესწავლილი რადიაციულ მახასიათებლებზე ციური სხეულები. მტვრის ნაწილაკები ასუსტებს შორეული ვარსკვლავების შუქს, ცვლის მის სპექტრულ შემადგენლობას და პოლარიზაციას. გარდა ამისა, მტვრის მარცვალი შთანთქავს ვარსკვლავების ულტრაიისფერ გამოსხივებას და ამუშავებს მას რადიაციად ნაკლები ენერგიით. ეს გამოსხივება, რომელიც საბოლოოდ გახდა ინფრაწითელი, შეიმჩნევა პლანეტარული ნისლეულების სპექტრებში, H II ზონებში, ვარსკვლავური გარსებისა და სეიფერტის გალაქტიკების სპექტრებში. მტვრის ზედაპირზე ნაწილაკები შეიძლება აქტიურად წარმოიქმნას სხვადასხვა მოლეკულები. მტვრის მარცვლები ჩვეულებრივ ელექტრულად დამუხტულია და ურთიერთქმედებს ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველებთან. სწორედ მტვრის მარცვლებს გვმართებს ისეთი ეფექტი, როგორიცაა კოსმოსური მასერის გამოსხივება. ის წარმოიქმნება გვიანი გრილი ვარსკვლავების გარსებში და მოლეკულურ ღრუბლებში (H I და H II ზონები). მიკროტალღური გამოსხივების გამაძლიერებელი ეფექტი "მუშაობს", როდესაც მოლეკულების დიდი რაოდენობა იმყოფება არასტაბილურ, აღგზნებულ ბრუნვის ან ვიბრაციულ მდგომარეობაში, შემდეგ კი საკმარისია ერთი ფოტონი გაიაროს გარემოში, რათა გამოიწვიოს მოლეკულების ზვავის მსგავსი გადასვლა მიწაზე. მდგომარეობა მინიმალური ენერგიით. შედეგად, ჩვენ ვხედავთ ვიწრო მიმართულების (თანმიმდევრული) ძალიან მძლავრი რადიო ემისიის ნაკადს. ფიგურაში ნაჩვენებია წყლის მოლეკულა. რადიო გამოსხივება ამ მოლეკულიდან მოდის ტალღის სიგრძეზე 1,35 სმ. გარდა ამისა, ძალიან კაშკაშა მასერი ჩნდება ვარსკვლავთშორისი OH ჰიდროქსილის მოლეკულებზე ტალღის სიგრძეზე 18 სმ.

მუქი ნისლეულები

ნისლეულები არის ვარსკვლავთშორისი გარემოს უბნები, რომლებიც გამოირჩევიან ემისიით ან შთანთქმით. ზოგადი ფონიცა. ბნელი ნისლეულები არის ვარსკვლავთშორისი გაზის და მტვრის მკვრივი (ჩვეულებრივ მოლეკულური) ღრუბლები, რომლებიც გაუმჭვირვალეა მტვრის მიერ სინათლის ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამო. ზოგჯერ მუქი ნისლეულები ჩანს უშუალოდ ირმის ნახტომის ფონზე. ასეთია, მაგალითად, „ნახშირის ტომრის“ ნისლეული და მრავალი გლობული. იმ ნაწილებში, რომლებიც გამჭვირვალეა ოპტიკური დიაპაზონისთვის, აშკარად ჩანს ბოჭკოვანი სტრუქტურა. ძაფები და ბნელი ნისლეულების ზოგადი გახანგრძლივება დაკავშირებულია მათში მაგნიტური ველების არსებობასთან, რაც აფერხებს მატერიის მოძრაობას ძალის მაგნიტურ ხაზებზე.

მსუბუქი ნისლეულები

არეკვლის ნისლეულები არის გაზისა და მტვრის ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ვარსკვლავებით. ასეთი ნისლეულის მაგალითია პლეადები. ვარსკვლავთა სინათლე იფანტება ვარსკვლავთშორისი მტვერით. ამრეკლავი ნისლეულების უმეტესობა მდებარეობს გალაქტიკის სიბრტყესთან ახლოს. ზოგიერთ ანარეკლ ნისლეულს აქვს კომეტა და მათ უწოდებენ კომეტას. ასეთი ნისლეულის სათავეში ჩვეულებრივ არის T Tauri ცვლადი ვარსკვლავი, რომელიც ანათებს ნისლეულს. არეკვლის ნისლეულის იშვიათი სახეობაა "სინათლის ექო", რომელიც დაფიქსირდა 1901 წელს პერსევსის თანავარსკვლავედში ნოვას აფეთქების შემდეგ. ვარსკვლავის კაშკაშა ციმციმა ანათებდა მტვერს და რამდენიმე წლის განმავლობაში შეინიშნებოდა სუსტი ნისლეული, რომელიც სინათლის სიჩქარით ვრცელდებოდა ყველა მიმართულებით. ზემოთ მარცხნივ სურათზე ნაჩვენებია პლეადების ვარსკვლავური გროვა, ვარსკვლავებით გარშემორტყმული ნათელი ნისლეულებით. თუ ვარსკვლავი, რომელიც მდებარეობს ნისლეულში ან მის მახლობლად, საკმარისად ცხელია, მაშინ ის იონიზებს ნისლეულში არსებულ გაზს. შემდეგ გაზი იწყებს ბზინვარებას და ნისლეულს ეწოდება თვითგანათება ან გამოსხივებით იონიზებული ნისლეული.

ასეთი ნისლეულების ყველაზე ნათელი და გავრცელებული, ასევე ყველაზე შესწავლილი წარმომადგენლები არიან იონიზებული წყალბადის H II ზონები. ასევე არის C II ზონები, სადაც ნახშირბადი თითქმის მთლიანად იონიზებულია ცენტრალური ვარსკვლავების შუქით. C II ზონები, როგორც წესი, განლაგებულია H II ზონების ირგვლივ ნეიტრალური წყალბადის H I რაიონებში. ისინი, როგორც ჩანს, ერთმანეთში ბუდობენ. სუპერნოვას ნარჩენები (იხ. სურათი მარჯვნივ ზემოთ), ნოვა ჭურვები და ვარსკვლავური ქარები ასევე თვითმნათობი ნისლეულებია, რადგან მათში არსებული გაზი თბება მილიონ K-მდე (დარტყმითი ტალღის ფრონტის უკან). ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავები ქმნიან ძალიან ძლიერ ვარსკვლავურ ქარს. შედეგად, მათ გარშემო ჩნდება რამდენიმე პარსეკის ზომის ნისლეული ნათელი ძაფებით. მსგავსია ნისლეულები სპექტრული ტიპის O - ვარსკვლავების კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავების გარშემო, რომლებსაც ასევე აქვთ ძლიერი ვარსკვლავური ქარი.

პლანეტარული ნისლეულები

მე-19 საუკუნის შუა ხანებისთვის შესაძლებელი გახდა სერიოზული მტკიცებულებების მიცემა, რომ ეს ნისლეულები მიეკუთვნებოდნენ ობიექტების დამოუკიდებელ კლასს. გამოჩნდა სპექტროსკოპი. იოზეფ ფრაუნჰოფერმა აღმოაჩინა, რომ მზე ასხივებს მკვეთრი შთანთქმის ხაზებით დალაქავებულ უწყვეტ სპექტრს. აღმოჩნდა, რომ პლანეტების სპექტრები ბევრია ხასიათის თვისებებიმზის სპექტრი. ვარსკვლავებმა ასევე აჩვენეს უწყვეტი სპექტრი, თუმცა თითოეულ მათგანს გააჩნდა შთანთქმის ხაზების საკუთარი ნაკრები. უილიამ ჰეგინსი (1824-1910) იყო პირველი, ვინც შეისწავლა პლანეტარული ნისლეულის სპექტრი. ეს იყო კაშკაშა ნისლეული თანავარსკვლავედში Draco NGC 6543. მანამდე ჰეგინსი ვარსკვლავების სპექტრებს აკვირდებოდა მთელი წლის განმავლობაში, მაგრამ NGC 6543-ის სპექტრი სრულიად მოულოდნელი იყო. მეცნიერმა იპოვა მხოლოდ ერთი, ნათელი ხაზი. ამავდროულად, კაშკაშა ანდრომედას ნისლეულმა აჩვენა ვარსკვლავების სპექტრისთვის დამახასიათებელი უწყვეტი სპექტრი. ახლა ჩვენ ვიცით, რომ ანდრომედას ნისლეული სინამდვილეში გალაქტიკაა და, შესაბამისად, შედგება მრავალი ვარსკვლავისგან. 1865 წელს იგივე ჰეგინსმა, უფრო მაღალი გარჩევადობის სპექტროსკოპის გამოყენებით, აღმოაჩინა, რომ ეს "ერთი" ნათელი ხაზი სამი ცალკეული ხაზისგან შედგებოდა. ერთი მათგანი იდენტიფიცირებული იყო Hb წყალბადის ბალმერის ხაზთან, მაგრამ დანარჩენი ორი, უფრო გრძელი და უფრო ინტენსიური ტალღის სიგრძით, ამოუცნობი დარჩა. მათ მიაწერეს ახალი ელემენტი - ნებულიუმი. მხოლოდ 1927 წელს მოხდა ეს ელემენტის იდენტიფიცირება ჟანგბადის იონთან. და პლანეტარული ნისლეულების სპექტრის ხაზებს ჯერ კიდევ ნისლეულს უწოდებენ.

შემდეგ იყო პრობლემა პლანეტარული ნისლეულების ცენტრალურ ვარსკვლავებთან. ისინი ძალიან ცხელა, პლანეტარული ნისლეულები აყენებს ადრეული სპექტრული კლასის ვარსკვლავების წინ. თუმცა, სივრცითი სიჩქარის შესწავლამ საპირისპირო შედეგი გამოიწვია. აქ მოცემულია მონაცემები სხვადასხვა ობიექტების სივრცითი სიჩქარის შესახებ: დიფუზური ნისლეულები - პატარა (0 კმ/წმ), B კლასის ვარსკვლავები - 12 კმ/წმ, A კლასის ვარსკვლავები - 21 კმ/წმ, F კლასის ვარსკვლავები - 29 კმ/წმ, კლასი. G ვარსკვლავები - 34 კმ/წმ, K კლასის ვარსკვლავები - 12 კმ/წმ, M კლასის ვარსკვლავები - 12 კმ/წმ, პლანეტარული ნისლეულები - 77 კმ/წმ. მხოლოდ მაშინ, როდესაც პლანეტარული ნისლეულების გაფართოება აღმოაჩინეს, შესაძლებელი გახდა მათი ასაკის გამოთვლა. ის დაახლოებით 10000 წლის იყო. ეს იყო პირველი მტკიცებულება იმისა, რომ შესაძლოა ვარსკვლავების უმეტესობა გადის პლანეტარული ნისლეულის სტადიაზე. ამრიგად, პლანეტარული ნისლეული არის ვარსკვლავის სისტემა, რომელსაც ეწოდება ნისლეულის ბირთვი, და სიმეტრიულად გარშემორტყმული მანათობელი ვარსკვლავი. გაზის კონვერტი(ზოგჯერ, რამდენიმე ჭურვი). ნისლეულის გარსი და მისი ბირთვი გენეტიკურად არის დაკავშირებული. პლანეტურ ნისლეულებს აქვთ ემისიის სპექტრი, რომელიც განსხვავდება გალაქტიკური დიფუზური ნისლეულების ემისიის სპექტრისგან. დიდწილადატომების აგზნება. ორმაგად იონიზებული ჟანგბადის ხაზების გარდა, შეინიშნება C IV, O V და თუნდაც O VI ხაზები. პლანეტარული ნისლეულის გარსის მასა მზის მასის დაახლოებით 0,1-ია. პლანეტარული ნისლეულების ფორმების ყველა მრავალფეროვნება, სავარაუდოდ, წარმოიქმნება მათი მთავარი ტოროიდული სტრუქტურის პროექციაზე. ციური სფეროსხვადასხვა კუთხით.

პლანეტარული ნისლეულების გარსები ფართოვდება მიმდებარე სივრცეში 20 - 40 კმ/წმ სიჩქარით ცხელი აირის შიდა წნევის გავლენის ქვეშ. როგორც ჭურვი ფართოვდება, ის უფრო თხელი ხდება, მისი სიკაშკაშე სუსტდება და საბოლოოდ ის უხილავი ხდება. პლანეტარული ნისლეულების ბირთვები არის ადრეული სპექტრული კლასის ცხელი ვარსკვლავები, რომლებიც განიცდიან მნიშვნელოვან ცვლილებებს ნისლეულის სიცოცხლის განმავლობაში. მათი ტემპერატურა ჩვეულებრივ 50 - 100 ათასი K. ძველი პლანეტარული ნისლეულების ბირთვები ახლოსაა თეთრ ჯუჯებთან, მაგრამ ამავე დროს ისინი ბევრად უფრო კაშკაშა და ცხელია, ვიდრე ამ ტიპის ტიპიური ობიექტები. ბირთვებს შორის ასევე არის ორმაგი ვარსკვლავები. პლანეტარული ნისლეულის ფორმირება ვარსკვლავთა უმეტესობის ევოლუციის ერთ-ერთი ეტაპია. ამ პროცესის გათვალისწინებით, მოსახერხებელია მისი ორ ნაწილად გაყოფა: 1) ნისლეულის ამოფრქვევის მომენტიდან იმ ეტაპამდე, როდესაც ვარსკვლავის ენერგიის წყაროები ძირითადად ამოიწურება; 2) ცენტრალური ვარსკვლავის ევოლუცია ძირითადი თანმიმდევრობანისლეულის ამოფრქვევამდე. ნისლეულის განდევნის შემდეგ ევოლუცია საკმაოდ კარგად არის შესწავლილი, როგორც დაკვირვებით, ასევე თეორიულად. ადრეული ეტაპები გაცილებით ნაკლებად არის გასაგები. განსაკუთრებით ეტაპი წითელ გიგანტსა და ნისლეულის ამოფრქვევას შორის.

ყველაზე დაბალი სიკაშკაშის ცენტრალური ვარსკვლავები ჩვეულებრივ გარშემორტყმულია ყველაზე დიდი და, შესაბამისად, უძველესი ნისლეულებით. მარცხნივ სურათზე ნაჩვენებია პლანეტარული ნისლეული M 27 Dumbbell თანავარსკვლავედში Vulpecula. ცოტათი გავიხსენოთ ვარსკვლავების ევოლუციის თეორია. მთავარი თანმიმდევრობიდან დაშორებისას, ვარსკვლავის ევოლუციის ყველაზე მნიშვნელოვანი ეტაპი იწყება მას შემდეგ, რაც ცენტრალურ რეგიონებში წყალბადი მთლიანად დაიწვება. შემდეგ ვარსკვლავის ცენტრალური რეგიონები იწყებენ შეკუმშვას, ათავისუფლებს გრავიტაციულ ენერგიას. ამ დროს, ტერიტორია, რომელშიც წყალბადი ჯერ კიდევ იწვის, იწყებს გარედან მოძრაობას. კონვექცია ხდება. დრამატული ცვლილებები იწყება ვარსკვლავში, როდესაც მასა იზოთერმულია ჰელიუმის ბირთვიშეადგენს ვარსკვლავის მასის 10-13%-ს. ცენტრალური რეგიონები იწყებენ სწრაფად შეკუმშვას და ვარსკვლავის გარსი ფართოვდება - ვარსკვლავი ხდება გიგანტი, მოძრაობს წითელი გიგანტური ტოტის გასწვრივ. ბირთვი, მცირდება, ათბობს. საბოლოოდ მასში იწყება ჰელიუმის წვა. გარკვეული პერიოდის შემდეგ, ჰელიუმის მარაგიც იწურება. შემდეგ ვარსკვლავის მეორე „აღმართი“ იწყება წითელი გიგანტური ტოტის გასწვრივ. ვარსკვლავის ბირთვი, რომელიც შედგება ნახშირბადისა და ჟანგბადისგან, სწრაფად იკუმშება და გარსი ფართოვდება გიგანტურ ზომებამდე. ასეთ ვარსკვლავს ასიმპტოტურ გიგანტურ ტოტ ვარსკვლავს უწოდებენ. ამ ეტაპზე ვარსკვლავებს აქვთ წვის ორ ფენიანი წყარო - წყალბადი და ჰელიუმი და იწყებენ პულსირებას.

Დასვენება ევოლუციური გზაგაცილებით ნაკლებად შესწავლილი. 8-10 მზის მასაზე მეტი მასის მქონე ვარსკვლავებში ბირთვში არსებული ნახშირბადი საბოლოოდ აალდება. ვარსკვლავები სუპერგიგანტები ხდებიან და აგრძელებენ განვითარებას მანამ, სანამ ბირთვი არ წარმოიქმნება "რკინის მწვერვალის" ელემენტებიდან (ნიკელი, მანგანუმი, რკინა). ის ცენტრალური ბირთვი, სავარაუდოდ იშლება და წარმოიქმნება ნეიტრონული ვარსკვლავი და კონვერტი ზეახალივით გამოიდევნება. ნათელია, რომ პლანეტარული ნისლეულები წარმოიქმნება 8-10 მზის მასაზე ნაკლები მასის ვარსკვლავებისგან. ორი ფაქტი ვარაუდობს, რომ პლანეტარული ნისლეულების წინაპრები წითელი გიგანტები არიან. ჯერ ერთი, ასიმპტოტური შტოს ვარსკვლავები ფიზიკურად ძალიან ჰგავს პლანეტურ ნისლეულებს. წითელი გიგანტის ბირთვი მასით და ზომით ძალიან ჰგავს პლანეტარული ნისლეულის ცენტრალურ ვარსკვლავს, თუ წითელი გიგანტის გაფართოებულ იშვიათ ატმოსფეროს ამოვიღებთ. მეორეც, თუ ნისლეულს ვარსკვლავი გადააგდებს, მაშინ მას უნდა ჰქონდეს მინიმალური სიჩქარე, რომელიც საკმარისია იმისთვის, რომ თავი დააღწიოს. გრავიტაციული ველი. გამოთვლები აჩვენებს, რომ მხოლოდ წითელი გიგანტებისთვის ეს სიჩქარე შედარებულია პლანეტარული ნისლეულების ჭურვების გაფართოების სიჩქარესთან (10-40 კმ/წმ). ამ შემთხვევაში, ვარსკვლავის მასა შეფასებულია 1 მზის მასით, ხოლო რადიუსი 100-200 მზის რადიუსშია (ტიპიური წითელი გიგანტი). დასასრულს, ჩვენ აღვნიშნავთ, რომ პლანეტარული ნისლეულების წინაპრების როლის ყველაზე სავარაუდო კანდიდატები არიან ცვალებადი ვარსკვლავები, როგორიცაა მირა ცეტი. სიმბიოტური ვარსკვლავები შეიძლება იყვნენ ვარსკვლავებსა და ნისლეულებს შორის ერთ-ერთი გარდამავალი ეტაპის წარმომადგენლები. და რა თქმა უნდა, თქვენ არ შეგიძლიათ უგულებელყოთ ობიექტი, FG Sge (სურათზე მარჯვნივ ზემოთ). ამრიგად, 6-10 მზის მასის ნაკლები ვარსკვლავების უმეტესობა საბოლოოდ ხდება პლანეტარული ნისლეული, წინა ეტაპებზე ისინი კარგავენ თავდაპირველი მასის დიდ ნაწილს; რჩება მხოლოდ ბირთვი, რომლის მასა 0,4-1 მზის მასაა, რომელიც თეთრ ჯუჯად იქცევა. მასის დაკარგვა გავლენას ახდენს არა მხოლოდ თავად ვარსკვლავზე, არამედ ვარსკვლავთშორისი საშუალო და მომავალი თაობის ვარსკვლავების პირობებზე.

ადრე ასტრონომიაში ნისლეულებს უწოდებდნენ ნებისმიერ უმოძრაო გაფართოებულ მანათობელს ასტრონომიული ობიექტები, მათ შორის ვარსკვლავური მტევნებიან გალაქტიკები ირმის ნახტომის გარეთ, რომლებიც არ შეიძლებოდა ვარსკვლავებად დაყოფა.

მაგალითად, ანდრომედას გალაქტიკას ხშირად „ანდრომედას ნისლეულს“ უწოდებენ. Მაგრამ ახლა ნისლეულიეწოდება ვარსკვლავთშორისი გარემოს მონაკვეთს, რომელიც გამოირჩევა გამოსხივებით ან რადიაციის შთანთქმით ცის ზოგად ფონზე.

ტერმინოლოგიის ცვლილება მოხდა იმის გამო, რომ 1920-იან წლებში გაირკვა, რომ ნისლეულებს შორის ბევრი გალაქტიკაა. ასტრონომიის განვითარებით და ტელესკოპების გარჩევადობით, „ნისლეულის“ ცნება სულ უფრო და უფრო ზუსტი ხდებოდა: ზოგიერთი „ნისლეული“ იდენტიფიცირებული იყო როგორც ვარსკვლავური გროვა, აღმოაჩინეს ბნელი (შთამნთქმელი) გაზისა და მტვრის ნისლეულები და 1920-იან წლებში. ჯერ ლუნდმარკმა და შემდეგ ჰაბლმა მოახერხეს მრავალი გალაქტიკის პერიფერიულ რეგიონებში ვარსკვლავების განხილვა და ამით მათი ბუნების დადგენა. ამის შემდეგ ტერმინი „ნისლეული“ უფრო ვიწრო გაგება დაიწყო.
ნისლეულების შემადგენლობა: გაზი, მტვერი და პლაზმა (ნაწილობრივ ან სრულად იონიზებული გაზი, რომელიც წარმოიქმნება ნეიტრალური ატომებისგან (ან მოლეკულებისგან) და დამუხტული ნაწილაკებისგან (იონები და ელექტრონები).

ნისლეულების ნიშნები

როგორც ზემოთ აღინიშნა, ნისლეული შთანთქავს ან ასხივებს (გაფანტავს) სინათლეს, ასეც ხდება მუქი ან მსუბუქი.
მუქი ნისლეულები- ვარსკვლავთშორისი გაზის და ვარსკვლავთშორისი მტვრის მკვრივი (ჩვეულებრივ მოლეკულური) ღრუბლები. ისინი არ არიან გამჭვირვალე მტვრის მიერ სინათლის ვარსკვლავთშორისი შთანთქმის გამო. ისინი ჩვეულებრივ ჩანს მსუბუქი ნისლეულების ფონზე. ნაკლებად ხშირად, მუქი ნისლეულები ჩანს უშუალოდ ირმის ნახტომის ფონზე. ეს არის ქვანახშირის ტომრის ნისლეული და ბევრი უფრო პატარა, რომელსაც გიგანტური გლობული ეწოდება. სურათზე ნაჩვენებია ცხენისთავის ნისლეული (ფოტო ჰაბლის მიერ). ხშირად, ცალკეული გროვები გვხვდება ბნელ ნისლეულებში, რომლებშიც ვარაუდობენ, რომ წარმოიქმნება ვარსკვლავები.

ამრეკლავინისლეულებს ჩვეულებრივ აქვთ ლურჯი ელფერი გაფანტვის გამო ლურჯი ფერიუფრო ეფექტური ვიდრე წითელი (ეს ხსნის ცის ლურჯ ფერს). ეს არის გაზისა და მტვრის ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ვარსკვლავებით. ზოგჯერ ნისლეულის ოპტიკური გამოსხივების მთავარი წყარო გაფანტული ვარსკვლავების შუქია ვარსკვლავთშორისი მტვერი. ასეთი ნისლეულების მაგალითია გარშემო არსებული ნისლეულები ნათელი ვარსკვლავებიპლეადების კლასტერში. ამრეკლავი ნისლეულების უმეტესობა მდებარეობს ირმის ნახტომის სიბრტყის მახლობლად.

გამოსხივებით იონიზირებული ნისლეულები- ვარსკვლავთშორისი გაზის უბნები, ძლიერ იონიზირებული ვარსკვლავების ან მაიონებელი გამოსხივების სხვა წყაროების გამოსხივებით. გამოსხივებით იონიზირებული ნისლეულები ასევე ჩნდება რენტგენის სხივების მძლავრი წყაროების გარშემო ირმის ნახტომში და სხვა გალაქტიკებში (მათ შორის აქტიური გალაქტიკური ბირთვები და კვაზარები). მათ ხშირად ახასიათებთ მაღალი ტემპერატურა და მეტი მაღალი ხარისხიმძიმე ელემენტების იონიზაცია.
პლანეტარული ნისლეულები- ეს არის ასტრონომიული ობიექტები, რომლებიც შედგება იონიზებული გაზის გარსისა და ცენტრალური ვარსკვლავისგან, თეთრი ჯუჯა. პლანეტარული ნისლეულები წარმოიქმნება წითელი გიგანტებისა და სუპერგიგანტების გარე ფენების (ჭურვების) განდევნის დროს, რომელთა მასა 2,5-8 მზის მასაა მათი ევოლუციის ბოლო ეტაპზე. პლანეტარული ნისლეული არის სწრაფად მოძრავი (ასტრონომიული სტანდარტებით) ფენომენი, რომელიც გრძელდება მხოლოდ რამდენიმე ათეული ათასი წელი, წინაპარ ვარსკვლავის სიცოცხლის ხანგრძლივობა რამდენიმე მილიარდი წელია. ამჟამად ჩვენს გალაქტიკაში ცნობილია დაახლოებით 1500 პლანეტარული ნისლეული. პლანეტარული ნისლეულები ძირითადად ბუნდოვანი ობიექტებია და, როგორც წესი, შეუიარაღებელი თვალით არ ჩანს. ჯერ გახსენი პლანეტარული ნისლეულიიყო ჰანტელის ნისლეული შანტერელების თანავარსკვლავედში: ჩარლზ მესიემ, რომელიც ეძებდა კომეტებს, 1764 წელს ნისლეულების კატალოგის შედგენისას (სტაციონარული ობიექტები კომეტების მსგავსია ცაზე დაკვირვებისას) 1764 წელს დაწერეს M27 ნომრით, ხოლო ვ. ჰერშელმა 1784 წელს. კატალოგის შედგენით მან გამოყო ისინი ნისლეულების ცალკე კლასად და შესთავაზა მათთვის ტერმინი „პლანეტარული ნისლეული“.

დარტყმითი ტალღებით შექმნილი ნისლეულები. როგორც წესი, ასეთი ნისლეულები ხანმოკლეა, რადგან ისინი ქრება ამოწურვის შემდეგ. კინეტიკური ენერგიამოძრავი გაზი. ვარსკვლავთშორის გარემოში ძლიერი დარტყმითი ტალღების ძირითადი წყაროა ვარსკვლავური აფეთქებები - ჭურვების ამოფრქვევა სუპერნოვაებისა და ახალი ვარსკვლავების აფეთქების დროს, ასევე ვარსკვლავური ქარის დროს.
სუპერნოვას ნარჩენები და ახალი ვარსკვლავები. დარტყმის ტალღებით შექმნილი ყველაზე კაშკაშა ნისლეულები გამოწვეულია აფეთქებებით სუპერნოვადა უწოდებენ სუპერნოვას ნარჩენებს. აღწერილ მახასიათებლებთან ერთად მათ ახასიათებთ არათერმული რადიო გამოსხივება. ნოვა აფეთქებებთან დაკავშირებული ნისლეულები არის პატარა, სუსტი და ხანმოკლე.

ნისლეულები ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების გარშემო. ამ ნისლეულებიდან რადიო გამოსხივება თერმული ხასიათისაა. ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებს ახასიათებთ ძალიან ძლიერი ვარსკვლავური ქარი. მაგრამ ასეთი ნისლეულების სიცოცხლე შემოიფარგლება ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავურ სტადიაზე ვარსკვლავების ყოფნის ხანგრძლივობით და უახლოვდება 105 წელს.

ნისლეულები O ვარსკვლავების გარშემო. თვისებებით ისინი ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების გარშემო არსებული ნისლეულების მსგავსია, მაგრამ ყველაზე კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავების გარშემო ყალიბდებიან. სპექტრული ტიპი O - ის, რომელსაც აქვს ძლიერი ვარსკვლავური ქარი. ისინი განსხვავდებიან ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებთან დაკავშირებული ნისლეულებისგან მათი დაბალი სიკაშკაშით, დიდი ზომით და, როგორც ჩანს, უფრო გრძელი სიცოცხლის ხანგრძლივობით.
ნისლეულები ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონებში. ვარსკვლავის ფორმირება ხდება ვარსკვლავთშორის გარემოში და წარმოიქმნება დარტყმითი ტალღები, რომლებიც ათბობს გაზს ასობით და ათასობით გრადუსამდე. ასეთი დარტყმის ტალღები ჩანს წაგრძელებული ნისლეულების სახით, რომლებიც ანათებენ ძირითადად ინფრაწითელ დიაპაზონში. მრავალი ასეთი ნისლეული აღმოაჩინეს ვარსკვლავთფორმირების ცენტრში, რომელიც დაკავშირებულია ორიონის ნისლეულთან.

ანდრომედას გალაქტიკა ან ანდრომედას ნისლეული არის სპირალური გალაქტიკა, ყველაზე ახლოს ირმის ნახტომი დიდი გალაქტიკამდებარეობს ანდრომედას თანავარსკვლავედში. ის ჩვენგან ამოღებულია 2,52 მილიონი სინათლის წლის მანძილზე. გალაქტიკის სიბრტყე ჩვენკენ არის დახრილი 15° კუთხით, ამიტომ მისი სტრუქტურის დადგენა ძალიან რთულია. ანდრომედას ნისლეული ყველაზე კაშკაშა ნისლეულია ცის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში. ის შეუიარაღებელი თვალით ჩანს, მაგრამ მხოლოდ სუსტი ნისლიანი ლაქის სახით.
ანდრომედას ნისლეული ჩვენი გალაქტიკის მსგავსია, მაგრამ უფრო დიდი. მან შეისწავლა რამდენიმე ასეული ცვლადი ვარსკვლავი, რომლებიც ძირითადად ცეფეიდები არიან. ის ასევე შეიცავს 300 გლობულურ გროვას, 200-ზე მეტ ახალ ვარსკვლავს და ერთ სუპერნოვას.
ანდრომედას ნისლეული საინტერესოა არა მხოლოდ იმიტომ, რომ ჩვენი გალაქტიკის მსგავსია, არამედ იმითაც, რომ მას ოთხი თანამგზავრი ჰყავს - ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკები.