ამ გამოყენების რამდენიმე მაგალითი დღემდეა შემორჩენილი. მაგალითად, ანდრომედას გალაქტიკას ხშირად „ანდრომედას ნისლეულს“ უწოდებენ.

ასტრონომიის განვითარებით და ტელესკოპების გარჩევადობით, „ნისლეულის“ კონცეფცია სულ უფრო და უფრო ზუსტი ხდებოდა: ზოგიერთი „ნისლეული“ იდენტიფიცირებული იყო, როგორც. ვარსკვლავური მტევნები, მუქი (შთამნთქმელი) გაზისა და მტვრის ნისლეულებიდა ბოლოს, 1920-იან წლებში, ჯერ ლუნდმარკმა და შემდეგ ჰაბლმა მოახერხეს ვარსკვლავების რიგი გალაქტიკების პერიფერიული რეგიონების ამოხსნა და ამით მათი ბუნების დადგენა. იმ დროიდან მოყოლებული ტერმინი „ნისლეული“ ზემოაღნიშნული გაგებით გამოიყენება.

ნისლეულის ტიპები

ნისლეულების კლასიფიკაციაში გამოყენებული პირველადი მახასიათებელია მათი შთანთქმა ან გამოსხივება (გაფანტვა), ანუ ამ კრიტერიუმის მიხედვით ნისლეულები იყოფა ბნელად და ნათელად. პირველი შეიმჩნევა მათ უკან მდებარე წყაროებიდან გამოსხივების შთანთქმის გამო, მეორე - საკუთარი გამოსხივების ან ახლომდებარე ვარსკვლავების სინათლის არეკვლის (გაფანტვის) გამო. კაშკაშა ნისლეულების გამოსხივების ბუნება, ენერგიის წყაროები, რომლებიც აღძრავს მათ გამოსხივებას, დამოკიდებულია მათ წარმოშობაზე და შეიძლება იყოს მრავალფეროვანი; ხშირად რამდენიმე რადიაციული მექანიზმი მოქმედებს ერთ ნისლეულში.

ნისლეულების დაყოფა აირისებრ და მტვრიანებად ძირითადად თვითნებურია: ყველა ნისლეული შეიცავს მტვერსაც და გაზსაც. ეს დაყოფა ისტორიულად სხვადასხვა გზებიდაკვირვებები და ემისიის მექანიზმები: მტვრის არსებობა ყველაზე მკაფიოდ შეინიშნება, როდესაც რადიაცია შთანთქავს მათ უკან მდებარე წყაროების ბნელ ნისლეულებს და როდესაც აირეკლება ან გაფანტულია, ან ხელახლა ასხივებს ნისლეულში შემავალი მტვერი, რადიაცია ახლომახლოდან ან თავად ნისლეულში. ვარსკვლავების; საკუთარი გამოსხივება გაზის კომპონენტინისლეული შეინიშნება, როდესაც ის იონიზირებულია ულტრაიისფერი გამოსხივებით ნისლეულში მდებარე ცხელი ვარსკვლავიდან (H II იონიზებული წყალბადის ემისიის რეგიონები ვარსკვლავური ასოციაციების ან პლანეტარული ნისლეულების გარშემო) ან როდესაც ვარსკვლავთშორისი გარემო თბება დარტყმითი ტალღით სუპერნოვას აფეთქების გამო. ან ვოლფ-რაიეს ტიპის ვარსკვლავების ძლიერი ვარსკვლავური ქარის ზემოქმედება.

მუქი ნისლეულები

ბნელი ნისლეულები არის ვარსკვლავთშორისი გაზის და ვარსკვლავთშორისი მტვრის მკვრივი (ჩვეულებრივ მოლეკულური) ღრუბლები, რომლებიც გაუმჭვირვალეა ვარსკვლავთშორისი მტვრის სინათლის 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.

ბნელ ნისლეულებში სინათლის Av-ის ვარსკვლავთშორისი შთანთქმა ფართოდ მერყეობს, ყველაზე მკვრივ ნისლეულებში 1-10 მ-დან 10-100 მ-მდე. დიდი A v ნისლეულების სტრუქტურის შესწავლა შესაძლებელია მხოლოდ რადიოასტრონომიისა და სუბმილიმეტრული ასტრონომიის მეთოდებით, ძირითადად მოლეკულური რადიოხაზების დაკვირვებით და ინფრაწითელი გამოსხივებამტვერი. ხშირად ბნელ ნისლეულებში გვხვდება ინდივიდუალური გამკვრივება A v-ით 10000 მ-მდე, რომლებშიც, როგორც ჩანს, წარმოიქმნება ვარსკვლავები.

ნისლეულების იმ ნაწილებში, რომლებიც ოპტიკურ დიაპაზონში ნახევრად გამჭვირვალეა, აშკარად ჩანს ბოჭკოვანი სტრუქტურა. ძაფები და ნისლეულების ზოგადი გახანგრძლივება დაკავშირებულია მათში მაგნიტური ველების არსებობასთან, რაც აფერხებს მატერიის მოძრაობას ძალის ხაზებზე და იწვევს მრავალი სახის მაგნიტოჰიდროდინამიკური არასტაბილურობის განვითარებას. ნისლეულებში მატერიის მტვრიანი კომპონენტი ასოცირდება მაგნიტურ ველებთან იმის გამო, რომ მტვრის მარცვლები ელექტრულად არის დამუხტული.

ანარეკლი ნისლეულები

არეკვლის ნისლეულები არის გაზისა და მტვრის ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ვარსკვლავებით. თუ ვარსკვლავ(ებ)ი არიან ვარსკვლავთშორის ღრუბელში ან მის მახლობლად, მაგრამ არ არიან საკმარისად ცხელი (ცხელი) რომ იონიზაცია მოახდინოს ვარსკვლავთშორისი წყალბადის მნიშვნელოვანი რაოდენობით მათ გარშემო, მაშინ მთავარი წყარო ოპტიკური გამოსხივებანისლეული აღმოჩნდება ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ მიმოფანტული ვარსკვლავების შუქი. ასეთი ნისლეულების მაგალითია გარშემო არსებული ნისლეულები ნათელი ვარსკვლავებიპლეადების კლასტერში.

ამრეკლავი ნისლეულების უმეტესობა მდებარეობს ირმის ნახტომის სიბრტყის მახლობლად. რიგ შემთხვევებში ამრეკლავი ნისლეულები შეინიშნება მაღალ გალაქტიკურ განედებზე. ეს არის სხვადასხვა ზომის, ფორმის, სიმკვრივისა და მასის გაზ-მტვრის (ხშირად მოლეკულური) ღრუბლები, რომლებიც განათებულია ირმის ნახტომის დისკზე ვარსკვლავების ერთობლივი გამოსხივებით. მათი შესწავლა რთულია ზედაპირის ძალიან დაბალი სიკაშკაშის გამო (ჩვეულებრივ, ცის ფონზე გაცილებით მკრთალი). ზოგჯერ, გალაქტიკების გამოსახულებებზე დაპროექტებული, ისინი იწვევენ გალაქტიკების ფოტოებში გარეგნობას იმ დეტალების, რომლებიც სინამდვილეში არ არსებობს - კუდები, ხიდები და ა.შ.

არეკვლის ნისლეული "ანგელოზი" მდებარეობს გალაქტიკის სიბრტყის ზემოთ 300 ც.

ზოგიერთ ანარეკლ ნისლეულს აქვს კომეტა და მათ უწოდებენ კომეტას. ასეთი ნისლეულის „თავში“ ჩვეულებრივ არის T Tauri ცვლადი ვარსკვლავი, რომელიც ანათებს ნისლეულს. ასეთ ნისლეულებს ხშირად აქვთ ცვალებადი სიკაშკაშე, თვალყურს ადევნებენ (შუქის გავრცელების დროით დაგვიანებით) მათ ანათებს ვარსკვლავების გამოსხივების ცვალებადობას. კომეტური ნისლეულების ზომები ჩვეულებრივ მცირეა - პარსეკის მეასედი.

იშვიათი არეკვლის ნისლეული არის ეგრეთ წოდებული სინათლის ექო, რომელიც დაფიქსირდა 1901 წელს პერსევსის თანავარსკვლავედში ნოვას აფეთქების შემდეგ. კაშკაშა ნათება ახალი ვარსკვლავიანათებდა მტვერს და რამდენიმე წლის განმავლობაში შეინიშნებოდა სუსტი ნისლეული, რომელიც სინათლის სიჩქარით ვრცელდებოდა ყველა მიმართულებით. ახალი ვარსკვლავების აფეთქების შემდეგ სინათლის ექოს გარდა, წარმოიქმნება გაზის ნისლეულები, ზეახალი ვარსკვლავების ნარჩენების მსგავსი.

ბევრ ამრეკლავ ნისლეულს აქვს წვრილი ბოჭკოვანი სტრუქტურა, თითქმის პარალელური ძაფების სისტემა, პარსეკის რამდენიმე მეასედი ან მეათასედი სისქით. ძაფების წარმოშობა დაკავშირებულია ფლეიტასთან ან პერმუტაციის არასტაბილურობასთან ნისლეულში, რომელიც გაჟღენთილია მაგნიტური ველის მიერ. გაზისა და მტვრის ბოჭკოები აშორებენ ძალის ხაზებს მაგნიტური ველიდა შეჰყავთ მათ შორის, ქმნიან თხელ ძაფებს.

არეკვლის ნისლეულების ზედაპირზე სინათლის სიკაშკაშისა და პოლარიზაციის განაწილების შესწავლა, ისევე როგორც ამ პარამეტრების ტალღის სიგრძეზე დამოკიდებულების გაზომვა, შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავთშორისი მტვრის ისეთი თვისებების დადგენას, როგორიცაა ალბედო, გაფანტვის ინდიკატორი, ზომა, ფორმა და ორიენტაცია. მტვრის მარცვლები.

ნისლეულები იონიზირებულია რადიაციის მიერ

გამოსხივებით იონიზებული ნისლეულები არის ვარსკვლავთშორისი გაზის უბნები, რომლებიც ძალიან იონიზირებულია ვარსკვლავების გამოსხივებით ან მაიონებელი გამოსხივების სხვა წყაროებით. ასეთი ნისლეულების ყველაზე ნათელი და ყველაზე გავრცელებული, ისევე როგორც ყველაზე შესწავლილი წარმომადგენლები იონიზებული წყალბადის რეგიონებია (H II ზონები). H II ზონებში მატერია თითქმის მთლიანად იონიზებულია და თბება ~10 4 K ტემპერატურამდე მათ შიგნით მყოფი ვარსკვლავების ულტრაიისფერი გამოსხივებით. HII ზონებში, ლიმანის კონტინიუმში ვარსკვლავის მთელი გამოსხივება გადამუშავდება რადიაციად დაქვემდებარებული რიგის ხაზებში, როსლენდის თეორემის შესაბამისად. ამრიგად, დიფუზური ნისლეულების სპექტრში არის ბალმერის სერიის ძალიან ნათელი ხაზები, ისევე როგორც ლიმან-ალფა ხაზი. მხოლოდ დაბალი სიმკვრივის იშვიათი H II ზონები იონიზირებულია ვარსკვლავების გამოსხივებით, ე.წ. კორონალური გაზი.

გამოსხივებით იონიზებული ნისლეულები ასევე მოიცავს იონიზირებული ნახშირბადის ეგრეთ წოდებულ ზონებს (ზონები C II), რომლებშიც ნახშირბადი თითქმის მთლიანად იონიზირებულია ცენტრალური ვარსკვლავების შუქით. C II ზონები, როგორც წესი, განლაგებულია H II ზონების ირგვლივ ნეიტრალურ წყალბადის (HI) რეგიონებში და ვლინდება ნახშირბადის რეკომბინაციის რადიოხაზებში, რომლებიც მსგავსია წყალბადის და ჰელიუმის რეკომბინაციის რადიოხაზების. C II ზონები ასევე შეინიშნება C II ინფრაწითელ ხაზში (λ = 156 μm). C II ზონებს ახასიათებს დაბალი ტემპერატურა 30-100 K და მთლიანი საშუალების იონიზაციის დაბალი ხარისხი: N e /N< 10 −3 , где N e и N концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

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 მეტი მაღალი ტემპერატურავიდრე H II ზონებში და სხვა მაღალი ხარისხიმძიმე ელემენტების იონიზაცია.

პლანეტარული ნისლეულები

სხვადასხვა ემისიური ნისლეულები არის პლანეტარული ნისლეულები, რომლებიც წარმოიქმნება ვარსკვლავური ატმოსფეროს ზედა გამომავალი ფენებით; როგორც წესი, ეს არის გიგანტური ვარსკვლავის ჭურვი. ნისლეული ფართოვდება და ანათებს ოპტიკურ დიაპაზონში. პირველი პლანეტარული ნისლეულები აღმოაჩინა ვ. ჰერშელმა დაახლოებით 1783 წელს და ასე დაარქვეს მათი მსგავსების გამო პლანეტურ დისკებთან. თუმცა, ყველა პლანეტარული ნისლეული არ არის დისკის ფორმის: ბევრი რგოლის ფორმისაა ან სიმეტრიულად წაგრძელებული გარკვეული მიმართულებით (ბიპოლარული ნისლეულები). მათ შიგნით შესამჩნევია ჯარიმა სტრუქტურაჭავლების, სპირალების, პატარა გლობულების სახით. პლანეტარული ნისლეულების გაფართოების სიჩქარეა 20-40 კმ/წმ, დიამეტრი 0,01-0,1 ც., ტიპიური მასა დაახლოებით 0,1 მზის მასაა, სიცოცხლის ხანგრძლივობა დაახლოებით 10 ათასი წელია.

დარტყმითი ტალღებით შექმნილი ნისლეულები

ვარსკვლავთშორის გარემოში მატერიის ზებგერითი მოძრაობის წყაროების მრავალფეროვნება და სიმრავლე იწვევს დარტყმითი ტალღების მიერ წარმოქმნილ ნისლეულების დიდ რაოდენობას და მრავალფეროვნებას. როგორც წესი, ასეთი ნისლეულები ხანმოკლეა, რადგან ისინი ქრება მოძრავი აირის კინეტიკური ენერგიის ამოწურვის შემდეგ.

ვარსკვლავთშორის გარემოში ძლიერი დარტყმითი ტალღების ძირითადი წყაროა ვარსკვლავური აფეთქებები - ჭურვების ამოფრქვევა სუპერნოვების და ახალი ვარსკვლავების ამოფრქვევის დროს, ასევე ვარსკვლავური ქარი (ამ უკანასკნელის მოქმედების შედეგად წარმოიქმნება ე.წ. ვარსკვლავური ქარის ბუშტები. ). ყველა ამ შემთხვევაში, არსებობს ნივთიერების გამოდევნის წერტილის წყარო (ვარსკვლავი). ამ გზით შექმნილ ნისლეულებს აქვთ გაფართოებული გარსის ფორმა, სფერულთან ახლოს.

გამოდევნილ მატერიას აქვს ასობით და ათასობით კმ/წმ რიგის სიჩქარე, ამიტომ დარტყმის ტალღის წინა ნაწილის უკან გაზის ტემპერატურამ შეიძლება მიაღწიოს მილიონებს და მილიარდ გრადუსსაც კი.

რამდენიმე მილიონ გრადუსამდე ტემპერატურაზე გაცხელებული გაზი ძირითადად რენტგენის დიაპაზონში გამოყოფს, როგორც უწყვეტ სპექტრში, ასევე სპექტრულ ხაზებში. ის ძალიან სუსტად ანათებს ოპტიკურ სპექტრულ ხაზებში. როდესაც დარტყმის ტალღა ვარსკვლავთშორის გარემოში არაჰომოგენურობას ხვდება, ის ლუქების ირგვლივ იხრება. უფრო ნელი დარტყმითი ტალღა ვრცელდება ბეჭდების შიგნით, რაც იწვევს რადიაციას ოპტიკური დიაპაზონის სპექტრულ ხაზებში. შედეგი არის ნათელი ბოჭკოები, რომლებიც აშკარად ჩანს ფოტოებზე. მთავარი დარტყმის ფრონტი, რომელიც შეკუმშავს ვარსკვლავთშორისი აირის კოლტს, აყენებს მას მოძრაობაში მისი გავრცელების მიმართულებით, მაგრამ უფრო ნელი სიჩქარით, ვიდრე დარტყმის ტალღა.

სუპერნოვას ნარჩენები და ახალი ვარსკვლავები

დარტყმითი ტალღების მიერ შექმნილი ყველაზე კაშკაშა ნისლეულები გამოწვეულია სუპერნოვას აფეთქებებით და უწოდებენ აფეთქების ნარჩენებს. სუპერნოვა. ძალიან თამაშობენ მნიშვნელოვანი როლივარსკვლავთშორისი აირის სტრუქტურის ფორმირებაში. აღწერილ მახასიათებლებთან ერთად, მათ ახასიათებთ არათერმული რადიო გამოსხივება ძალაუფლების კანონის სპექტრით, რომელიც გამოწვეულია რელატივისტური ელექტრონებით, აჩქარებული როგორც სუპერნოვას აფეთქების დროს, ასევე მოგვიანებით პულსარის მიერ, რომელიც ჩვეულებრივ რჩება აფეთქების შემდეგ. ნოვა აფეთქებებთან დაკავშირებული ნისლეულები არის პატარა, სუსტი და ხანმოკლე.

ნისლეულები ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების გარშემო

თორის ჩაფხუტი - ნისლეული მგლის ვარსკვლავის - რაიეტის გარშემო

დარტყმითი ტალღების მიერ შექმნილი ნისლეულების კიდევ ერთი ტიპი დაკავშირებულია ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების ვარსკვლავურ ქართან. ამ ვარსკვლავებს ახასიათებთ ძალიან ძლიერი ვარსკვლავური ქარი წელიწადში მასის ნაკადით და გადინების სიჩქარით 1·10 3 -3·10 3 კმ/წმ. ისინი ქმნიან რამდენიმე პარსეკის ზომის ნისლეულებს ასეთი ვარსკვლავის ასტროსფეროს კიდეზე კაშკაშა ძაფებით. სუპერნოვას აფეთქებების ნარჩენებისგან განსხვავებით, ამ ნისლეულების რადიო გამოსხივება თერმული ხასიათისაა. ასეთი ნისლეულების სიცოცხლე შემოიფარგლება ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავურ სტადიაზე ვარსკვლავების ყოფნის ხანგრძლივობით და უახლოვდება 10 5 წელს.

ნისლეულები O ვარსკვლავების გარშემო

მსგავსი თვისებებით ნისლეულებს ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების გარშემო, მაგრამ წარმოიქმნება ყველაზე კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავების გარშემო. სპექტრული ტიპი O - ის, რომელსაც აქვს ძლიერი ვარსკვლავური ქარი. ისინი განსხვავდებიან ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებთან დაკავშირებული ნისლეულებისგან მათი დაბალი სიკაშკაშით, დიდი ზომით და, როგორც ჩანს, სიცოცხლის ხანგრძლივობით.

ნისლეულები ვარსკვლავთწარმომქმნელ რეგიონებში

Orion A ნისლეული არის გიგანტური ვარსკვლავთწარმომქმნელი რეგიონი

დაბალი სიჩქარის დარტყმითი ტალღები წარმოიქმნება ვარსკვლავთშორისი გარემოს რეგიონებში, სადაც ხდება ვარსკვლავების ფორმირება. ისინი იწვევს გაზის გათბობას ასობით და ათასობით გრადუსამდე, აგზნებამდე მოლეკულური დონეები, მოლეკულების ნაწილობრივი განადგურება, მტვრის გათბობა. ასეთი დარტყმითი ტალღები განიხილება, როგორც წაგრძელებული ნისლეულები, რომლებიც ანათებენ უპირატესად ინფრაწითელ დიაპაზონში. არაერთი ასეთი ნისლეული აღმოაჩინეს, მაგალითად, ორიონის ნისლეულთან ასოცირებულ ვარსკვლავთფორმირების ცენტრში.

2010 წლის 31 ივლისი

ნისლეულები. ნაწილი I

ნისლეულები. ადრე, ასტრონომები ამ სახელს იყენებდნენ ნებისმიერი ციური ობიექტისთვის, რომელიც სტაციონარულია ვარსკვლავებთან მიმართებაში, რომლებსაც, პირიქით, აქვთ დიფუზური, ბუნდოვანი გარეგნობა, როგორც პატარა ღრუბელი (ლათინური ტერმინი, რომელიც ასტრონომიაში გამოიყენება "ნისლეულისთვის" არის ლათინური ტერმინი ნისლეული. ნიშნავს "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. ამიტომ მეცნიერები მივიდნენ დასკვნამდე, რომ ნისლეული - ვარსკვლავთშორისი ღრუბელი, რომელიც შედგება მტვრისგან, აირისგან და პლაზმისგან, რომელიც გამოიყოფა მისი გამოსხივებით ან შთანთქმით მიმდებარე ვარსკვლავთშორის გარემოსთან შედარებით.

ნისლეულის 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.

ეს არის NGC 2174, კაშკაშა ნისლეული ორინის თანავარსკვლავედში.

NGC 2237 - ემისიის ნისლეულითანავარსკვლავედში ერთრქა. ეს არის იონიზებული წყალბადის არეალი, სადაც მიმდინარეობს ვარსკვლავთფორმირების პროცესები.

ნახევარმთვარის ნისლეული. ან სხვა სახელი - NGC 6888 (სხვა აღნიშვნა - LBN 203) - ემისიური ნისლეული თანავარსკვლავედში Cygnus.

მედუზას ნისლეული, ჩვეულებრივ დახვეწილი და ბუნდოვანი, აღბეჭდილია ამ ულამაზეს ცრუ ფერის ტელესკოპურ სურათში. ცაში ნისლეული მდებარეობს ციური ტყუპების ფეხებთან, მის გვერდებზე კი ვარსკვლავები μ და η ტყუპები. თავად მედუზას ნისლეული სურათზე არის ქვედა მარჯვენა კუთხეში. ის ჰგავს ემისიის გაზის მანათობელ ნახევარმთვარეს ჩამოკიდებული საცეცებით. მედუზას ნისლეული არის სუპერნოვას ნარჩენი IC 443, აფეთქების შედეგად დარჩენილი გაფართოებული ბუშტის ნაწილი. მასიური ვარსკვლავი. ამ აფეთქების პირველი შუქი დედამიწას 30000 წლის წინ მიაღწია. მისი კოსმოსური ზღვაში მცურავი დის, კრაბის ნისლეულის მსგავსად, IC 443-ის ნარჩენი არის სახლი. ნეიტრონული ვარსკვლავივარსკვლავის დანგრეული ბირთვი. მედუზას ნისლეული ჩვენგან 5000 სინათლის წლის მანძილზეა. სურათი მოიცავს 300 სინათლის წლის ფართობს. სურათის დანარჩენი ველი უკავია ემისიურ ნისლეულს Sharpless 249.

ნისლეული ტუკანის თანავარსკვლავედში ან NGC 346 მიეკუთვნება ემისიის კლასს, ანუ ის არის ცხელი გაზისა და პლაზმის ღრუბელი. მისი სიგრძე დაახლოებით 200 სინათლის წელია. NGC 346-ის მაღალი ტემპერატურის მიზეზი არის დიდი რიცხვიახალგაზრდა ვარსკვლავები რეგიონში. ვარსკვლავების უმეტესობა მხოლოდ რამდენიმე მილიონი წლისაა. შედარებისთვის, მზის ასაკი დაახლოებით 4,5 მილიარდი წელია.

კრაბის ნისლეული(M1, NGC 1952, კლ. „კიბორჩხალა“) - აირისებრი ნისლეული კუროს თანავარსკვლავედში, რომელიც არის სუპერნოვას ნარჩენები. მდებარეობს დედამიწიდან დაახლოებით 6500 სინათლის წლის მანძილზე, აქვს დიამეტრი 6 სინათლის წელი და ფართოვდება 1000 კმ/წმ სიჩქარით. ნისლეულის ცენტრში არის ნეიტრონული ვარსკვლავი.

NGC 1499 (ასევე ცნობილი როგორც LBN 756, კალიფორნიის ნისლეული) არის ემისიური ნისლეული პერსევსის თანავარსკვლავედში. მას აქვს მოწითალო ფერი და ფორმაში წააგავს აშშ-ს კალიფორნიის შტატის კონტურებს. ნისლეულის სიგრძე დაახლოებით 100 სინათლის წელია, დედამიწიდან მანძილი 1500 სინათლის წელია.

ფარდის ნისლეული, ასევე ცნობილი, როგორც მარყუჟის ნისლეული ან სათევზაო ბადის ნისლეული, არის დიფუზური ნისლეული თანავარსკვლავედში გოდოლის, უზარმაზარი და შედარებით ბუნდოვანი სუპერნოვას ნარჩენი. ვარსკვლავი აფეთქდა დაახლოებით 5000-8000 წლის წინ, ამ დროის განმავლობაში ნისლეულმა ცაში 3 გრადუსიანი ტერიტორია მოიცვა. მანძილი მასამდე 1400 სინათლის წელია. ეს ნისლეული 1784 წლის 5 სექტემბერს უილიამ ჰერშელმა აღმოაჩინა.

არწივის ნისლეულის რამდენიმე „მტვრის სვეტიდან“ ერთ-ერთი, რომელიც გამოსახულების სახით ჩანს მითიური არსება. ის დაახლოებით ათი სინათლის წლისაა.

არწივის ნისლეული (ასევე ცნობილი როგორც მესიეს ობიექტი 16, M16 ან NGC 6611) არის ახალგაზრდა ღია ვარსკვლავური გროვა გველების თანავარსკვლავედში.

მტვრის სვეტები, რომლებშიც ახალი ვარსკვლავები წარმოიქმნება არწივის ნისლეულში. სურათი გადაღებულია ჰაბლის ტელესკოპი.

NGC 281 (სხვა აღნიშვნები - IC 11, LBN 616) არის ემისიური ნისლეული თანავარსკვლავედში კასიოპეაში. ეს არის იონიზებული წყალბადის არეალი, სადაც მიმდინარეობს აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნის პროცესები. ის დედამიწიდან დაახლოებით 10 ათასი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. მისი ფორმის გამო, ნისლეულს დაარქვეს Pac-Man Nebula ამავე სახელწოდების არკადული კომპიუტერული თამაშის პერსონაჟის პატივსაცემად. ნისლეული ფლუორესირებს წითელი შუქით, როდესაც ექვემდებარება. ულტრაიისფერი გამოსხივება, რომლის წყაროა ღია გროვის IC 1590 ცხელი ახალგაზრდა ვარსკვლავები. ნისლეულში ასევე არის მუქი მტვრის სტრუქტურები.

თქვენ ხედავთ ცნობილ ფორმას უცნობ ადგილას! ეს ემისიის ნისლეული ფართოდ არის ცნობილი, რადგან ის ჰგავს პლანეტა დედამიწის ერთ-ერთ კონტინენტს - ჩრდილოეთ ამერიკას. ნისლეულის მარჯვნივ ჩრდილოეთ ამერიკა, რომელიც ასევე დასახელებულია NGC 7000, არის ნაკლებად კაშკაშა პელიკანის ნისლეული. ეს ორი ნისლეული დაახლოებით 50 სინათლის წლისაა და ჩვენგან დაახლოებით 1500 სინათლის წლითაა დაშორებული. ისინი გამოყოფილია მუქი შთამნთქმელი ღრუბლით.

ორიონის ნისლეული (ასევე ცნობილი როგორც მესიე 42, M42 ან NGC 1976) არის მანათობელი მომწვანო გამოსხივების ნისლეული, რომელიც მდებარეობს ორიონის სარტყლის ქვემოთ. ეს არის ყველაზე კაშკაშა დიფუზური ნისლეული. " დიდი ნისლეულიორიონი, ანდრომედას ნისლეულთან, პლეადებთან და მაგელანის ღრუბლებთან ერთად, ერთ-ერთია. ცნობილი ობიექტებიღრმა სივრცე. ეს არის ალბათ ყველაზე მიმზიდველი ზამთრის ობიექტი ჩრდილოეთ ცაზე ასტრონომიის მოყვარულთათვის. რამდენიმე ასტრონომიული ხედია ისეთივე ამაღელვებელი, როგორც ეს ახლომდებარე ვარსკვლავური ბაგა, რომელიც ცნობილია როგორც ორიონის ნისლეული. ნისლეულის მბზინავი გაზი გარს აკრავს ცხელ ახალგაზრდა ვარსკვლავებს უზარმაზარი ვარსკვლავთშორისი მოლეკულური ღრუბლის კიდეზე, ჩვენგან სულ რაღაც 1500 სინათლის წლის მანძილზე.

ჰანტელის ნისლეული (ასევე ცნობილი როგორც მესიეს ობიექტი 27, M27, ან NGC 6853) არის პლანეტარული ნისლეული თანავარსკვლავედის ვულპეკულაში, რომელიც მდებარეობს დედამიწიდან 1250 სინათლის წლის მანძილზე. მისი ასაკი შეფასებულია 3000-დან 4000 წლამდე. ეს პლანეტარული ნისლეული ერთ-ერთი ყველაზე გამორჩეული ობიექტია სამოყვარულო დაკვირვებები. M27 არის დიდი, შედარებით კაშკაშა და ადვილად საპოვნელი.ეს ფოტო გადაღებულია კომპიუტერზე ვიწრო ზოლიანი გამოსახულების მეთოდით, როდესაც ტელესკოპებით გადაღებული სურათები სხვადასხვა ტალღის სიგრძის დიაპაზონში გაერთიანებულია: ხილული, ინფრაწითელი, ულტრაიისფერი და ა.შ.

ესკიმოს ნისლეული აღმოაჩინა ასტრონომმა უილიამ ჰერშელმა 1787 წელს. თუ NGC 2392 ნისლეულს დედამიწის ზედაპირიდან შეხედავთ, მაშინ ის ადამიანის თავს ჰგავს, თითქოს კაპოტში. თუ ნისლეულს კოსმოსიდან შეხედავთ, როგორც ამას კოსმოსური ტელესკოპი აკეთებდა. ჰაბლი 2000 წელს, განახლების შემდეგ, ეს არის ყველაზე რთული გაზის ღრუბელი შიდა სტრუქტურა, რომლის აგებულებაზეც მეცნიერები ჯერ კიდევ თავს იღრღნიან. ესკიმოს ნისლეული მიეკუთვნება პლანეტარული ნისლეულების კლასს, ე.ი. არის გარსი, რომელიც 10 ათასი წლის წინ იყო მზის მსგავსი ვარსკვლავის გარე ფენები. დღეს სურათზე ნანახი შიდა ჭურვები აფეთქდა. ძლიერი ქარივარსკვლავიდან ნისლეულის ცენტრში. „კაპოტი“ შედგება მრავალი შედარებით მკვრივი აირისებრი ძაფისგან, რომლებიც, როგორც სურათზეა ნაჩვენები, აზოტის ხაზში ნარინჯისფრად ანათებენ. ესკიმოს ნისლეული ჩვენგან 5 ათასი სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს და მისი დაფიქსირება შესაძლებელია პატარა ტელესკოპით ტყუპების თანავარსკვლავედის მიმართულებით.

ირმის ნახტომის ცენტრალურ ნაწილში და ცნობილ თანავარსკვლავედში Ophiuchus-ში ვარსკვლავების მიმოფანტვის ფონზე ბნელი ნისლეულები ირევა. S-ის ფორმის ბნელ მახასიათებელს ამ ფართო ველის გამოსახულების ცენტრში ეწოდება Serpens Nebula.

კარინას ნისლეული მდებარეობს სამხრეთ თანავარსკვლავედიკიელი ჩვენგან 6500-10000 ქ. წლები. ეს არის ერთ-ერთი ყველაზე ნათელი და უდიდესი დიფუზური ნისლეული ცაში. მას აქვს მრავალი მასიური ვარსკვლავი და აქტიური ვარსკვლავის წარმოქმნა. ეს ნისლეული შეიცავს ახალგაზრდა, მასიური ვარსკვლავების უჩვეულოდ მაღალ კონცენტრაციას, რაც დაახლოებით 3 მილიონი წლის წინ ფეთქებადი ვარსკვლავის წარმოქმნის შედეგია. ნისლეული შეიცავს ათზე მეტ დიდ ვარსკვლავს, რომელთა მასა 50-100-ჯერ აღემატება ჩვენს მზეს. მათგან ყველაზე კაშკაშა - კარინა - უახლოეს მომავალში უნდა დაასრულოს არსებობა სუპერნოვას აფეთქებით.

მასიური ვარსკვლავის ქარმა ამ ვარსკვლავთშორისი ხედვის საოცრად ნაცნობი ფორმა აქვს. კატალოგირებული როგორც NGC 7635, ის უფრო ცნობილია, როგორც ბუშტის ნისლეული. მიუხედავად იმისა, რომ ეს ბუშტი, 10 სინათლის წლის დიამეტრით, ელეგანტურად გამოიყურება, ის ძალზე ძალადობრივი პროცესების მტკიცებულებაა. ბუშტის ცენტრის ზემოთ და მარჯვნივ არის ნათელი, ცხელი ვარსკვლავივოლფ-რაიეტი, რომლის მასა 10-დან 20-ჯერ არის მეტი მასამზე. ძლიერმა ვარსკვლავურმა ქარმა და ვარსკვლავის მძლავრმა გამოსხივებამ შექმნა ეს სტრუქტურა მიმდებარე მოლეკულურ ღრუბელში მბზინავი აირისგან. ყურადღების მიპყრობა Bubble Nebula მდებარეობს ჩვენგან სულ რაღაც 11000 სინათლის წლის მანძილზე, კასიოპეის თანავარსკვლავედში.

სურათებში: ორიონის ნისლეულში ტრაპეციული კასეტურის რეგიონი, სახელწოდებით ოთხი ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავებიტრაპეციასთან ახლოს რაღაცის ფორმირება. მარცხენა სურათი გადაღებულია ხილული სინათლე, მარჯვნივ - ინფრაწითელში. მარცხენა სურათზე მხოლოდ ჩვეულებრივი ვარსკვლავებიარ არის დაფარული მტვრის ღრუბლებით. მარჯვნივ დამატებულია ვარსკვლავები აირისებრი მტვრის ღრუბლებში და დაახლოებით 50 მკრთალი ობიექტი, სახელწოდებით "ყავისფერი ჯუჯები".

ასტრონეტის, ვიკიპედიისა და სულიერი და ფილოსოფიური ფორუმის A108-ის მასალებზე დაყრდნობით.

მე-18 საუკუნის დიდი ასტრონომი უილიამ ჰერშელი, რომელმაც აღმოაჩინა პლანეტა ურანი, ასევე ცნობილი იყო ნისლეულების სამყაროს პირველი ღრმა შესწავლით. მან ისინი კლასებად დაყო, კერძოდ, მათ შორის გამოყო ეგრეთ წოდებული „პლანეტარული ნისლეულები“. ჰერშელმა ეს სახელი შემოგვთავაზა მხოლოდ პლანეტა ურანთან მათი ზედაპირული მსგავსების გამო. პატარა და ბუნდოვანი, პლანეტარული ნისლეულები ასტრონომებს წარსულს აგონებდა შორეული პლანეტის დისკს.

მოგვიანებით მეცნიერებმა აღმოაჩინეს ფიზიკური ბუნებაეს ობიექტები. პლანეტარული ნისლეულების წარმოშობა პირველად 1950-იან წლებში ახსნა საბჭოთა ასტროფიზიკოსმა ი.ს. შკლოვსკიმ. აღმოჩნდა, რომ პლანეტარული ნისლეულები წარმოიქმნება მომაკვდავი ვარსკვლავების მიერ. თეთრ ჯუჯად გადაქცევის პროცესში ვარსკვლავები გარე ფენებს ყრიან კოსმოსში, რომლებიც იონიზებულია ულტრაიისფერი გამოსხივებით და ხელახლა ასხივებენ ფოტონებს ოპტიკურ დიაპაზონში. AT ბოლო დროსაღმოჩნდა, რომ ბევრ პლანეტურ ნისლეულს აქვს ძალიან რთული სტრუქტურა. ეს განსაკუთრებით შესამჩნევია ჰაბლის ტელესკოპით გადაღებულ ფოტოებში.

ასტრონომიული სტანდარტებით, პლანეტარული ნისლეულები ძალიან ხანმოკლე ფენომენია: მათი სიცოცხლე დაახლოებით ათი ათასი წელია. მაშასადამე, ასტრონომებმა ჩვენს გალაქტიკაში ათას ნახევარზე მეტი ასეთი ობიექტი არ იციან. თქვენს ყურადღებას წარმოგიდგენთ მათგან 34 ყველაზე საინტერესოს.

პლანეტარული ნისლეულების მრავალფეროვნება

ბრწყინვალე პლანეტარული ნისლეული "Snail" არის ერთ-ერთი ყველაზე ნათელი და ლამაზი. ახალში ზოგადი დირექტორიანისლეულები, მისი ნომერია 7293. ფოტო: NASA, ESA, C.R. O "Dell (ვანდერბილტის უნივერსიტეტი), M. Meixner და P. McCullough (STScI)

კატის თვალის ნისლეული, NGC 6543: ფანტასტიკური გაზისა და მტვრის ქანდაკებები გადაღებული ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ. ფოტო: NASA, ESA, HEIC, დაჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA)

NGC 6543-ის კიდევ ერთი ყალბი ფერადი ფოტო. კატის თვალის ნისლეული დაახლოებით 1000 წლისაა. მისი ფორმა შეიძლება მიუთითებდეს, რომ იგი ჩამოყალიბდა ორობითი ვარსკვლავური სისტემისგან. ფოტო: J.P. ჰარინგტონი, კ.ჯ. ბორკოვსკი (მერილენდის უნივერსიტეტი) / NASA

ცნობილი პლანეტარული ნისლეული M57 თანავარსკვლავედში ლირაში, ან რგოლის ნისლეული. მსგავსი სურათები გვიჩვენებს ნისლეულის რთულ სტრუქტურას. ფოტო: ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA/NASA)

სხვა ცნობილი მაგალითიპლანეტარული ნისლეული - ობიექტი MyCn18, „ქვიშის საათი“ მომაკვდავი ვარსკვლავის გარშემო. ფოტო: რაღვენდრა საჰაი / ჯონ ტრაუგერი (JPL) / WFPC2 სამეცნიერო გუნდი / NASA

მედუზას ნისლეული ძალიან ძველი პლანეტარული ნისლეულია. ის დედამიწიდან დაახლოებით 1500 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს ტყუპების თანავარსკვლავედში. ფოტო: H. Schweiker/NOAO/AURA/NSF/T.A. რექტორი/ალიასკის უნივერსიტეტის ანკორიჯი

ნისლეული NGC 3132 არის სინათლის ტბა. ფოტო: ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA/NASA)

პლანეტარული ნისლეული Abell 39 თითქმის იდეალურად სფერულია. მისი დიამეტრი თითქმის 5 სინათლის წელია, ხოლო კედლების სისქე მესამედია სინათლის წელიწადი. Abell 39 ნისლეული დედამიწიდან 7000 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს ჰერკულესის თანავარსკვლავედში. ფოტო: WIYN/NOAO/NSF

როდესაც ვარსკვლავი კვდება, ის იშლება თავის გარე ფენებს, რომლებიც კოსმოსში გაფანტვით წარმოქმნიან პლანეტურ ნისლეულს. ასეთ ნისლეულებს პლანეტურ ნისლეულებს უწოდებენ მხოლოდ იმიტომ, რომ პატარა ტელესკოპებში ისინი პატარა და ბუნდოვან დისკებს ჰგავს. ადრე, ბევრმა ასტრონომმა მიიღო ისინი შორეულ პლანეტებზე, აქედან მომდინარეობს სახელი. მაგრამ დიდი და თანამედროვე ინსტრუმენტებიაჩვენე ასტრონომებს ბევრი საინტერესო დეტალი. NGC 6369 არის შესანიშნავი პლანეტარული ნისლეულის კიდევ ერთი მაგალითი მდიდარი სტრუქტურით. ფოტო: NASA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA)

პლანეტარული ნისლეული "ჰანტელი" თანავარსკვლავედის ვულპეკულაში ერთ-ერთი ყველაზე ნათელი ობიექტია. ნისლეული პირველად აღმოაჩინა ფრანგმა ასტრონომმა ჩარლზ მესიემ, რომელმაც ის შეიტანა თავის ნისლეული ობიექტების კატალოგში 27 ნომერზე. მანძილი M27-მდე ცნობილია მხოლოდ დაახლოებით და არის დაახლოებით 1200 სინათლის წელი. ფოტო: ESO

პლანეტარული ნისლეული NGC 2346. კრედიტი: NASA/The Hubble Heritage Team (AURA/STScI).

Ერთ - ერთი ბოლო ფოტოები კოსმოსური ტელესკოპიმათ. ჰაბლის ნისლეული "ყელსაბამი". ფოტო: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

ესკიმოს ნისლეული ან NGC 2392. ფოტო: NASA / ენდრიუ ფრუხტერი / ERO გუნდი

სპიროგრაფის ნისლეული (IC 418). ფოტო: NASA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA)

ჯონსი 1 ნისლეული, ასევე ცნობილი როგორც PK 104-29.1, არის ძალიან მკრთალი, მოჩვენების მსგავსი ნისლეული თანავარსკვლავედში პეგასუსი. ეს სურათი გადაღებულია 2009 წელს მაიალის ტელესკოპით. ფოტო: თ.ა. რექტორი/ალიასკის უნივერსიტეტი ანკორიჯი, H. Schweiker/WIYN და NOAO/AURA/NSF

პლანეტარული ნისლეული "კუს", NGC 6210. ფოტო: NASA

ელექტრული სხივის ნისლეული ან ქათამი-1357 ყველაზე ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეულია. ფოტო: Matt Bobrowsky (Orbital Sciences Corporation) / NASA

ახალგაზრდა პლანეტარული ნისლეული ქათამი 1357. კრედიტი: Matt Bobrowsky (CTA INCORPORATED) / NASA

ძალიან უჩვეულო პლანეტარული ნისლეული Sharpless 2-188 (Sh2-188). თითქმის სფერული ფორმის მქონე ნისლეული არათანაბრად ანათებს. სამხრეთ-აღმოსავლეთის ნაწილის უფრო კაშკაშა (მარცხნივ ქვედა) განპირობებულია გაზის შეჯახებით ვარსკვლავთშორის მატერიასთან, რამაც წარმოქმნა ეს დარტყმითი ტალღა. სწორედ ამ მიმართულებით მოძრაობს მკვდარი ვარსკვლავი, რომელმაც წარმოქმნა ნისლეული. Sharpless 2-188 მდებარეობს კასიოპეის თანავარსკვლავედში. ფოტო: თ.ა. რექტორი/ალიასკის უნივერსიტეტი ანკორიჯი, H. Schweiker/WIYN და NOAO/AURA/NSF

სპირალური გალაქტიკავით დაგრეხილი, პლანეტარული ნისლეული K 4-55. ფოტო: NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScI / AURA)

ობიექტი Mz 3 არის პლანეტარული ნისლეული "ჭიანჭველა". სურათი ჰაბლის ტელესკოპიდან. ფოტო: NASA / ESA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI / AURA)

მომაკვდავი ვარსკვლავის ჩუმი კოსმოსური ალი: პლანეტარული ნისლეული NGC 6302. ფოტო: NASA / ESA / Hubble SM4 ERO Team

გაფანტული შუქი ბუმერანგის ნისლეულიდან. 1995 წელს ასტრონომებმა ჰაბლის ტელესკოპის გამოყენებით გაზომეს მატერიის ტემპერატურა ამ ნისლეულში. აღმოჩნდა, რომ ნისლეულის ნივთიერება წერტილზე მხოლოდ 1 გრადუსით თბილია აბსოლუტური ნული. ბუმერანგის ნისლეული სამყაროს ერთ-ერთი ყველაზე ცივი ადგილია. ფოტო: NASA / ESA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI / AURA)

ნისლეული NGC 7662 ან ლურჯი თოვლის ბურთი. ფოტო: ვოლკერ ვენდელი, იოზეფ პოპსელი, სტეფან ბინევისი

პლანეტარული ნისლეული საპნის ბუშტი". ობიექტი PN G75.5+1.7 იპოვა 2008 წლის 6 ივლისს მოყვარულმა ასტრონომმა დეივ იურაშევიჩმა. ეს სურათი გადაღებულია კიტ პიკის ობსერვატორიის 4 მეტრიანი ტელესკოპით. ფოტო: T. A. რექტორი/ალიასკის უნივერსიტეტის ანკორიჯი, H. Schweiker/WIYN და NOAO/AURA/NSF

ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპით დანახული პლანეტარული ნისლეული NGC 5307. ფოტო: NASA / ESA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI / AURA)

პლანეტარული ნისლეული M76 "პატარა ჰანტელი" პერსევსის თანავარსკვლავედში. საბერძნეთში 60 სმ ტელესკოპით გადაღებული ეს ფოტო გვიჩვენებს, რომ ნისლეულის ცენტრში არის ორმაგი ვარსკვლავი. ფოტო: შტეფან ჰოიცი, სტეფან ბინევისი, იოზეფ პოპსელი

ნისლეული ჰე 2-47. ფოტო: NASA / ESA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI / AURA)

შორეული პლანეტარული ნისლეული NGC 6894 თანავარსკვლავედში Cygnus. ფოტო: ვოლკერ ვენდელი, სტეფან ბინევისი, იოზეფ პოპსელი

NGC 3242 ან „იუპიტერის აჩრდილი“ არის პლანეტარული ნისლეული თანავარსკვლავედის ჰიდრაში. ფოტო: რაინერ სპარენბერგი, სტეფან ბინევისი, ვოლკერ რობერინგი

პლანეტარული ნისლეული NGC 6781 აკვილას თანავარსკვლავედში ასტროფოტოგრაფების საყვარელი თემაა. ფოტო: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona

პლანეტარული ნისლეული NGC 6751. კრედიტი: NASA/ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA)

პლანეტარული ნისლეული IC 4406 მადლობა რთული სტრუქტურასახელად "ბადურა". ფოტო: NASA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI/AURA)

ნისლეული NGC 5315. ფოტო: NASA / ESA / ჰაბლის მემკვიდრეობის გუნდი (STScI / AURA)

ნისლეული NGC 6445 გადაღებული H-ალფა სხივებში მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში. ფოტო: იოზეფ პოპსელი, ბიტე ბეჰლე

სამყაროში, ვარსკვლავების, პლანეტებისა და გალაქტიკების გარდა, ასევე არის დიფუზური ნისლეულებიც. მათი როლი განვითარებაში გარე სივრცეუზარმაზარი: სწორედ ნისლეულების სიღრმეში იბადება ვარსკვლავები. ნისლეულები შედგება ორი კომპონენტისგან, აირისა და მტვრისგან. გაზი პრეისტორიული წარმოშობისაა, ე.ი. იგი ჩამოყალიბდა სამყაროს გარიჟრაჟზე, სწორედ ამ დროს წარმოიქმნა წყალბადი და ჰელიუმი - პირველი ვარსკვლავების ძირითადი კომპონენტები. მეტი მძიმე ელემენტებიმოგვიანებით გამოჩნდა, როდესაც ვარსკვლავთშორის გარემოში ვარსკვლავური აფეთქებები და ამოფრქვევები დაიწყო.

მტვერი, რომელიც ქმნის ნისლეულებს, არის ნახშირბადის ნარევი სხვადასხვა ეტაპებიადჰეზია და სილიკატები, ასევე არის კვალი სხვა ორგანული ნივთიერებები. გაზი ძირითადად წყალბადია.

პრინციპში, ნისლეულები არის რეგიონები, სადაც ვარსკვლავთშორისი გარემო შეკუმშულია გრავიტაციის გავლენის ქვეშ, რომლებშიც ღრუბლები წარმოიქმნება. ზომაში მატებით, მათ მატერიის ნაწილი მიიპყრო გარემო. ზოგჯერ ეს ღრუბლები ხილული ხდება იმის გამო, რომ შედარებით ახალგაზრდა ვარსკვლავები, რომლებიც მათ ქმნიან, აღაგზნებს ატომებს. შედეგად, ნისლეული უფრო კაშკაშა ხდება.

ნისლეულის კლასიფიკაცია

ცაზე ბევრი ნისლეულია. ისინი იყოფა სამ ტიპად: ემისიური ნისლეულები, მსუბუქი (ისინი ანათებენ არეკლილი შუქით) და ბნელი. ეს დაყოფა ეფუძნება გარეგნობანისლეულები და მათთვის დამახასიათებელი მოვლენები. ემისიური ნისლეულები კაშკაშაა, რადგან ატომები აღფრთოვანებულია ულტრაიისფერი გამოსხივებაახლომდებარე ახალგაზრდა ვარსკვლავები. თავად ნისლეულებიც გადაიქცევიან რადიაციის წყაროდ.

მსუბუქი ნისლეულები არ ასხივებენ რადიაციას, მაგრამ ირეკლავენ ახლომდებარე ვარსკვლავების სინათლეს. კაშკაშა ნისლეულის კლასიკური მაგალითია მოლურჯო ნისლეული, რომელიც გარშემორტყმულია პლეადების ღია ვარსკვლავურ გროვას. ბნელი ნისლეულები არის მტვრის მკვრივი კონცენტრაცია, რომელიც აქტიურად შთანთქავს სინათლეს. ისინი ხილული ხდებიან მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ მათ უკან არის ბრწყინვალების წყარო.

ბევრი ნისლეული ადვილად ჩანს, ზოგჯერ შეუიარაღებელი თვალითაც კი. საკმარისია ბინოკლების ან პატარა სამოყვარულო ტელესკოპის გამოყენება. ასეთი ნისლეულები მესიეს ცნობილ კატალოგშია ჩაწერილი. ამ ფრანგმა ასტრონომმა იგი შეადგინა მე-18 საუკუნის მეორე ნახევარში.

ჩვენს ნახევარსფეროში ყველაზე კაშკაშა ნისლეული არის ორიონის ნისლეული, კატალოგში მას აქვს აღნიშვნა M42. ალბათ ეს პირველია ციური ობიექტი, რომელზეც ცის მოყვარულები უმიზნებენ თავიანთ ასტრონომიულ ინსტრუმენტებს ზამთრის გრძელ ღამეებში.

ბევრი სხვა ძალიან ლამაზი ნისლეულია. Აი ზოგიერთი მაგალითი.

ნისლეული მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში

Lagoon Nebula, M8, მდებარეობს მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში. ცის ამ მხარეში ბევრი ნისლეულია. ეს არის ირმის ნახტომის ძალიან "დასახლებული" რეგიონი, არის მრავალი გაზის ღრუბელი.

M8 მდებარეობს ღია ვარსკვლავური მტევნის მახლობლად - ეს კომბინაცია არ არის იშვიათი. როგორც უკვე აღვნიშნეთ, ნისლეულები არის ვარსკვლავთწარმოქმნის ზონები და ხშირად ახალგაზრდა და კაშკაშა ვარსკვლავების გროვები განლაგებულია მათ შიგნით ან მის მახლობლად. უკვე პატარა ბინოკლების დახმარებით შეგიძლიათ ნახოთ M8-ის ზოგიერთი დეტალი, ხოლო უფრო ძლიერი ბინოკლების გამოყენებით შეგიძლიათ ნახოთ მახასიათებლები, როგორიცაა მუქი ზოლი ღრუბელში.

ღია ვარსკვლავურ გროვაში NGC 6530 ჩანს დაახლოებით 40 ვარსკვლავი, რომელთა სიდიდე 8-დან 13-მდე მერყეობს. მათი სინათლე აღაგზნებს ნისლეულის ატომებს, რის შედეგადაც ის ხილული ხდება.

M8 ასევე შეიცავს ბოკის გლობულებს, ბნელ ზონებს, რომელთა დიამეტრი ათობით ათასი a.u-ს უდრის. მანძილი M8-მდე 3000-4000 სინათლის წელია. მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში ასევე არის M20, ტიპიური ემისიური ნისლეული. ეს ეხება ტრიფიდურ ნისლეულს („სამ ნაწილად დაყოფილი“). სახელი ასახავს მის ფორმას.

ეს ნისლეული აღმოაჩინა ასტრონომმა ლე ჯენტილმა 1750 წელს, მაგრამ მისი პირველი აღწერა მხოლოდ 1764 წელს გამოჩნდა. მესიემ ეს გააკეთა. უილიამ ჰერშელმა გამოავლინა სამი ხაზი, რომელიც ყოფს ამ ნისლეულს სამ სამკუთხა სექტორად. ბინოკლებით შეგიძლიათ იხილოთ ნისლეულის ყველაზე ნათელი ნაწილი. ის ჰგავს მრგვალ ლაქას 10'-მდე დიამეტრით. ბნელი ზონების არსებობა, რომლებიც ღრუბელს სამ ნაწილად ყოფს, დაკავშირებულია მის შემადგენლობაში მტვრისა და ცივი აირების არსებობასთან.

მანძილი M20-მდე დაახლოებით 3200 სინათლის წელია. მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში, ირმის ნახტომის შუაგულში, ასევე არის M24 ნისლეული, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით ჩანს. ის ადრე აღმოაჩინეს, მანამდეც კი, სანამ მესიე მის კატალოგში შეიტანდა. ამ ასტრონომს სჯეროდა, რომ მისი დიამეტრი დაახლოებით 1,5 ° იყო.

არწივის ნისლეული გველების თანავარსკვლავედში

M16, არწივის ნისლეული, აღმოაჩინა დე ჩეზომ 1746 წელს. მესიემ ის ჩაწერა ორი წლის შემდეგ. ეს ნისლეული ფარისა და გველის თანავარსკვლავედების საზღვარზე მდებარეობს. მის შიგნით არის ბნელი ტერიტორია, რომელიც ვრცელდება ღრუბლის ჩრდილოეთიდან ცენტრალურ ნაწილამდე.

ვარსკვლავურ გროვას რამდენიმე ათეული ვარსკვლავი აქვს, ზოგიერთი მათგანი ძალიან მკრთალი, წითელია. სიდიდეყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავები მერყეობს 8-დან 11-მდე; ისინი მიეკუთვნებიან O და B სპექტრულ კლასებს, ე.ი. ისინი კლასიკური ცხელი და ახალგაზრდა ვარსკვლავები არიან. M16 არის ემისიური ნისლეული, მაგრამ მას ასევე აქვს ამრეკლი ნისლეულის ელემენტი. მანძილი 5000-დან 11000 სინათლის წელიწადამდეა, საშუალოდ დაახლოებით 7500.

პლანეტარული ნისლეულები

გარდა დიფუზურისა, არის პლანეტარული ნისლეულები. მათი სახელი განპირობებულია იმით, რომ დასაწყისში დამკვირვებლები ხშირად ურევდნენ მათ პლანეტებთან, რადგან მათ აქვთ მრგვალი ფორმა.

ეს ნისლეულები წარმოიქმნება ემისიებისგან გაზის კონვერტივარსკვლავები მეტისთვის გვიანი ეტაპებიმათი ევოლუცია.

ყველაზე ცნობილი პლანეტარული ნისლეული, M57, მდებარეობს თანავარსკვლავედის ლირაში. ძნელია იდენტიფიცირება ზედაპირის დაბალი განათების გამო. ასევე არის M27 ნისლეული - ჰანტელი, ის მდებარეობს მელას თანავარსკვლავედში. ეს ნისლეული მესიემ 1764 წელს აღმოაჩინა. მან ტელესკოპით დაკვირვებით დაადგინა წარმონაქმნის ოვალური ფორმა. მცირე სამოყვარულო ტელესკოპებში ეს ნისლეული ჩნდება " ქვიშის საათი". M27 დედამიწიდან 500-1000 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს. მისი მაქსიმალური დიამეტრი დაახლოებით 2,5 სინათლის წელია.

ადრე ასტრონომიაში ნისლეულებს უწოდებდნენ ნებისმიერ უმოძრაო გაფართოებულ მანათობელ ასტრონომიულ ობიექტს, მათ შორის ვარსკვლავურ გროვებს ან გალაქტიკებს ირმის ნახტომის გარეთ, რომლებიც არ შეიძლებოდა ვარსკვლავებად დაყოფა.

მაგალითად, ანდრომედას გალაქტიკას ხშირად „ანდრომედას ნისლეულს“ უწოდებენ. Მაგრამ ახლა ნისლეულიეწოდება ვარსკვლავთშორისი გარემოს უბანს, რომელიც გამოირჩევა გამოსხივებით ან რადიაციის შთანთქმით. ზოგადი ფონიცა.

ტერმინოლოგიის ცვლილება მოხდა იმის გამო, რომ 1920-იან წლებში გაირკვა, რომ ნისლეულებს შორის ბევრი გალაქტიკაა. ასტრონომიის განვითარებით და ტელესკოპების გარჩევადობით, „ნისლეულის“ კონცეფცია უფრო და უფრო ზუსტი გახდა: ზოგიერთი „ნისლეული“ იდენტიფიცირებული იყო როგორც ვარსკვლავური მტევანი, აღმოაჩინეს მუქი (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 ნისლეულიდან ოპტიკური გამოსხივების მთავარი წყარო არის ვარსკვლავთშორისი მტვრის მიერ მიმოფანტული ვარსკვლავური სინათლე. ასეთი ნისლეულების მაგალითია ნისლეულები კაშკაშა ვარსკვლავების გარშემო პლეადების გროვაში. ამრეკლავი ნისლეულების უმეტესობა მდებარეობს ირმის ნახტომის სიბრტყის მახლობლად.

ნისლეულები იონიზირებულია რადიაციის მიერ- 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). ისინი ხშირად ხასიათდებიან მაღალი ტემპერატურით და მძიმე ელემენტების იონიზაციის უფრო მაღალი ხარისხით.
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 სუსტი ობიექტებია და, როგორც წესი, არ ჩანს. შეუიარაღებელი თვალი. პირველი აღმოჩენილი პლანეტარული ნისლეული იყო ჰანტელის ნისლეული თანავარსკვლავედში Chanterelle: ჩარლზ მესიემ, რომელიც ეძებდა კომეტებს, 1764 წელს ნისლეულების კატალოგს (სტაციონარული ობიექტების მსგავსი კომეტების მსგავსი ცაზე დაკვირვებისას) 1764 წელს, კატალოგირება მოახდინა M27 ნომრით. და W. Herschel-ში 1784 წელს, თავისი კატალოგის შედგენისას, მან გამოყო ისინი, როგორც ნისლეულების ცალკე კლასი 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. დარტყმითი ტალღების მიერ შექმნილი ყველაზე კაშკაშა ნისლეულები გამოწვეულია სუპერნოვას აფეთქებებით და მათ სუპერნოვას ნარჩენებს უწოდებენ. აღწერილ მახასიათებლებთან ერთად მათ ახასიათებთ არათერმული რადიო გამოსხივება. ნისლეულები, რომლებიც დაკავშირებულია ახალი ვარსკვლავების აფეთქებასთან, 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. ისინი მსგავსია ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავების გარშემო ნისლეულების თვისებებით, მაგრამ წარმოიქმნება O - Of სპექტრული ტიპის ყველაზე კაშკაშა ცხელი ვარსკვლავების გარშემო, რომლებსაც აქვთ 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. AT ვარსკვლავთშორისი საშუალოვარსკვლავის ფორმირება ხდება, თან დარტყმის ტალღები, რომელიც 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 სპირალური გალაქტიკაა 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 იმიტომაც, რომ მას ოთხი თანამგზავრი - ჯუჯა ელიფსური გალაქტიკები ჰყავს.