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NEBELS. Anteriormente, os astrônomos usavam esse nome para quaisquer objetos celestes imóveis em relação às estrelas, que, em contraste com eles, têm uma aparência difusa e embaçada, como uma pequena nuvem (o termo latino usado em astronomia para "nebulosa" nebulosa significa "nuvem"). Com o tempo, descobriu-se que alguns deles, por exemplo, a nebulosa de Órion, são compostos de gás e poeira interestelar e pertencem à nossa Galáxia. Outras nebulosas "brancas", como Andrômeda e Triângulo, revelaram-se sistemas estelares gigantescos semelhantes à Galáxia. Aqui vamos falar sobre nebulosas gasosas.

Até meados do século XIX. os astrônomos acreditavam que todas as nebulosas eram aglomerados distantes de estrelas. Mas em 1860, usando o espectroscópio pela primeira vez, W. Hoggins mostrou que algumas nebulosas são gasosas. Quando a luz passa por um espectroscópio estrela comum, há um espectro contínuo em que todas as cores do violeta ao vermelho estão representadas; em algumas partes do espectro da estrela existem estreitas linhas de absorção escuras, mas é bastante difícil notá-las - elas são visíveis apenas em fotografias de alta qualidade dos espectros. Portanto, quando observado a olho nu, o espectro de um aglomerado estelar parece um Barra de cor. O espectro de emissão de um gás rarefeito, pelo contrário, consiste em linhas brilhantes individuais, entre as quais praticamente não há luz. Isso é exatamente o que Hoggins viu ao observar certas nebulosas através de um espectroscópio. Observações mais recentes confirmaram que muitas nebulosas são de fato nuvens de gás quente. Muitas vezes os astrônomos chamam de "nebulosas" e objetos difusos escuros - também nuvens de gás interestelar, mas frias.

tipos de nebulosas.

As nebulosas são divididas nos seguintes tipos principais: nebulosas difusas, ou regiões H II, como a Nebulosa de Órion; nebulosas de reflexão, como a nebulosa Merope nas Plêiades; nebulosas escuras, como o Saco de Carvão, que geralmente estão associadas a nuvens moleculares; remanescentes de supernovas como a Nebulosa do Retículo em Cygnus; nebulosas planetárias, como o Anel em Lyra.

nebulosas difusas.

Largo exemplos notáveis nebulosas difusas - esta é a Nebulosa de Órion no céu de inverno, bem como a Lagoa e a Tripla (Triplo) - no verão. As linhas escuras que separam a Nebulosa Tríplice são as nuvens frias de poeira que ficam na frente dela. A distância para esta nebulosa é de aprox. Rua 2200 anos, e seu diâmetro é ligeiramente inferior a 2 St. anos. A massa desta nebulosa é 100 vezes a do Sol. Algumas nebulosas difusas, como a Lagoa 30 Doradus e a Nebulosa de Órion, são muito maiores e mais massivas.

Ao contrário das estrelas, as nebulosas gasosas não têm própria fonte energia; eles brilham apenas se houver estrelas quentes com uma temperatura de superfície de 20.000–40.000 ° C dentro ou nas proximidades. radiação ultravioleta, que é absorvido pelo gás da nebulosa e reemitido por ele na forma luz visível. Passada por um espectroscópio, essa luz é dividida em linhas de emissão características vários elementos gás.

Nebulosas de reflexão.

Uma nebulosa de reflexão é formada quando uma nuvem de partículas de poeira espalhadoras de luz é iluminada por uma estrela próxima que não é quente o suficiente para fazer com que o gás brilhe. Pequenas nebulosas de reflexão às vezes são vistas perto de estrelas em formação.

Nebulosas escuras.

As nebulosas escuras são nuvens compostas principalmente de gás e parcialmente de poeira (numa proporção de massa de ~ 100:1). Na faixa óptica, eles cobrem o centro da Galáxia de nós e são visíveis como manchas pretas ao longo de toda a Via Láctea, por exemplo, Grande falha em Cisne. Mas nas faixas de infravermelho e rádio, essas nebulosas irradiam bastante ativamente. Alguns deles estão agora formando estrelas. A densidade do gás neles é muito maior do que no espaço intercloud, e a temperatura é menor, de -260 a -220 ° C. Eles consistem principalmente em hidrogênio molecular, mas outras moléculas também são encontradas neles até moléculas de aminoácidos.

Remanescentes de supernovas.

Quando uma estrela envelhecida explode, suas camadas externas se desprendem a uma taxa de aprox. 10.000 km/s. Esta substância em movimento rápido, como uma escavadora, recolhe gás interestelar à sua frente e, juntos, formam uma estrutura semelhante à Nebulosa da Rede Cygnus. Em uma colisão, substâncias em movimento e estacionárias são aquecidas em uma poderosa onda de choque e brilham sem fontes adicionais energia. A temperatura do gás neste caso atinge centenas de milhares de graus e torna-se uma fonte radiação de raios-x. Além disso, o campo magnético interestelar aumenta na onda de choque, e as partículas carregadas - prótons e elétrons - são aceleradas a energias muito superiores à energia do movimento térmico. O movimento dessas partículas de carga rápida em um campo magnético causa radiação na faixa de rádio, chamada não térmica.

O remanescente de supernova mais interessante é a Nebulosa do Caranguejo. Nele, o gás de supernova ejetado ainda não se misturou com a matéria interestelar.

Em 1054, uma explosão de uma estrela na constelação de Touro era visível. A imagem do surto, reconstruída a partir das crônicas chinesas, mostra que foi uma explosão de supernova, que no máximo atingiu uma luminosidade 100 milhões de vezes maior que a do sol. A Nebulosa do Caranguejo está localizada exatamente no local desse surto. Ao medir o tamanho angular e a velocidade da expansão da nebulosa e dividindo um pelo outro, eles calcularam quando essa expansão começou - quase exatamente 1054. Não há dúvida: a Nebulosa do Caranguejo é o remanescente de uma supernova.

No espectro desta nebulosa, cada linha é bifurcada. É claro que um componente da linha, deslocado para o lado azul, vem da parte da concha que se aproxima de nós, e o outro, deslocado para o lado vermelho, vem da parte da concha que se afasta. Utilizando a fórmula Doppler, calculamos a velocidade de expansão (1200 km/s) e, comparando-a com a velocidade de expansão angular, determinamos a distância até nebulosa de caranguejo: OK. Rua 3300 anos.

A Nebulosa do Caranguejo tem estrutura complexa: sua parte externa fibrosa irradia linhas de emissão individuais características de gás quente; dentro desta concha corpo amorfo, cuja radiação tem um espectro contínuo e é fortemente polarizada. Além disso, uma poderosa emissão de rádio não térmica vem de lá. Isso só pode ser explicado pelo fato de que dentro da nebulosa, elétrons rápidos se movem em um campo magnético, enquanto emitem radiação síncrotron em ampla variedade espectro - do rádio ao raio-X. Por muitos anos, a fonte de elétrons rápidos na Nebulosa do Caranguejo permaneceu misteriosa, até que em 1968 foi possível descobrir uma estrela de nêutrons em rotação rápida em seu centro - um pulsar, o remanescente de uma estrela massiva que explodiu há cerca de 950 anos. Fazendo 30 revoluções por segundo e tendo um enorme campo magnético, a estrela de nêutrons lança correntes de elétrons rápidos responsáveis ​​pela radiação observada na nebulosa circundante.

Descobriu-se que o mecanismo da radiação síncrotron é muito comum entre objetos astronômicos ativos. Na nossa Galáxia, pode-se apontar muitos remanescentes de supernovas emitindo como resultado do movimento de elétrons em um campo magnético, por exemplo, a poderosa fonte de rádio Cassiopeia A, à qual está associada uma concha fibrosa em expansão no alcance óptico. Um fino jato de plasma quente com um campo magnético é ejetado do núcleo da gigantesca galáxia elíptica M 87, irradiando em todas as faixas do espectro. Não está claro se os processos ativos nos núcleos de radiogaláxias e quasares estão associados a supernovas, mas processos físicos radiação neles são muito semelhantes.

nebulosas planetárias.

As nebulosas galácticas mais simples são planetárias. Existem cerca de dois mil deles, e no total são aprox. 20.000 Eles estão concentrados no disco galáctico, mas não gravitam, como nebulosas difusas, em braços espirais.

Quando vistas através de um pequeno telescópio, as nebulosas planetárias parecem discos difusos sem muitos detalhes e, portanto, lembram planetas. Muitos deles têm uma cor azul perto do centro. estrela quente; exemplo típico A Nebulosa do Anel em Lyra. Como as nebulosas difusas, seu brilho vem da radiação ultravioleta da estrela interna.

Análise espectral.

Analisar composição espectral a radiação da nebulosa geralmente usa um espectrógrafo sem fenda. No caso mais simples, uma lente côncava é colocada perto do foco do telescópio, que transforma o feixe de luz convergente em um paralelo. É direcionado para um prisma ou ralar, dividindo o feixe em um espectro e, em seguida, focando a luz em uma chapa fotográfica com uma lente convexa, obtendo não uma imagem do objeto, mas várias - de acordo com o número de linhas de emissão em seu espectro. No entanto, a imagem da estrela central é esticada em uma linha, pois possui um espectro contínuo.

Nos espectros nebulosas de gás linhas de todos elementos essenciais: hidrogênio, hélio, nitrogênio, oxigênio, neônio, enxofre e argônio. Além disso, como em outras partes do universo, hidrogênio e hélio são muito mais do que outros.

A excitação dos átomos de hidrogênio e hélio em uma nebulosa não ocorre da mesma forma que em um tubo de descarga de gás de laboratório, onde uma corrente de elétrons rápidos, bombardeando átomos, os transfere para um nível mais alto. estado de energia, após o qual o átomo retorna ao condição normal, emitindo luz. Não existem tais elétrons energéticos na nebulosa que poderiam excitar um átomo com seu impacto, ou seja, "lançar" seus elétrons em órbitas mais altas. Na nebulosa, a "fotoionização" dos átomos ocorre pela radiação ultravioleta da estrela central, ou seja, a energia do quantum de entrada é suficiente para arrancar completamente o elétron do átomo e deixá-lo “voar livre”. Em média, 10 anos se passam até que um elétron livre encontre um íon, e eles se recombinam (recombinam) em um átomo neutro, liberando energia de ligação na forma de quanta de luz. Linhas de emissão de recombinação são observadas nas faixas espectrais de rádio, óptica e infravermelha.

As linhas de emissão mais fortes nas nebulosas planetárias pertencem aos átomos de oxigênio que perderam um ou dois elétrons, bem como ao nitrogênio, argônio, enxofre e neônio. Além disso, eles emitem linhas que nunca são observadas em seus espectros de laboratório, mas aparecem apenas em condições características de nebulosas. Essas linhas são chamadas de "proibidas". O fato é que o átomo geralmente está localizado em Estado de excitação menos de um milionésimo de segundo, e depois volta ao normal, emitindo um quantum. No entanto, existem alguns níveis de energia entre os quais o átomo faz transições de forma muito “relutante”, permanecendo em estado excitado por segundos, minutos e até horas. Durante esse tempo, sob condições de um gás de laboratório relativamente denso, um átomo necessariamente colide com um elétron livre, que altera sua energia, e a transição é excluída. Mas em uma nebulosa extremamente rarefeita, um átomo excitado não colide com outras partículas por muito tempo e, finalmente, ocorre uma transição "proibida". É por isso que as linhas proibidas foram descobertas não por físicos em laboratórios, mas por astrônomos, observando nebulosas. Como essas linhas não estavam nos espectros de laboratório, por algum tempo até se acreditou que pertenciam a um elemento desconhecido na Terra. Eles queriam chamá-lo de "nebulium", mas o mal-entendido logo foi esclarecido. Essas linhas são visíveis nos espectros de nebulosas planetárias e difusas. Os espectros de tais nebulosas também contêm uma fraca emissão contínua decorrente da recombinação de elétrons com íons.

Em espectrogramas de nebulosas obtidos com um espectrógrafo de fenda, as linhas geralmente parecem quebradas e divididas. Este é o efeito Doppler, indicando o movimento relativo de partes da nebulosa. As nebulosas planetárias geralmente se expandem radialmente a partir da estrela central a uma velocidade de 20 a 40 km/s. As conchas das supernovas se expandem muito mais rápido, excitando uma onda de choque na frente delas. Em nebulosas difusas, em vez de uma expansão geral, geralmente é observado movimento turbulento (caótico) de partes individuais.

Uma característica importante de algumas nebulosas planetárias é a estratificação de sua radiação monocromática. Por exemplo, a emissão de oxigênio atômico isoladamente ionizado (perdendo um elétron) é observada em uma vasta região, a grande distância da estrela central, enquanto duplamente ionizado (isto é, tendo perdido dois elétrons) oxigênio e neônio são visíveis apenas em a parte interna da nebulosa, enquanto neon ionizado quatro vezes ou oxigênio são perceptíveis apenas em sua parte central. Este fato é explicado pelo fato de que os fótons energéticos necessários para a ionização mais forte dos átomos não atingem as regiões externas da nebulosa, mas são absorvidos pelo gás não muito distante da estrela.

A composição química das nebulosas planetárias é muito diversa: os elementos sintetizados no interior da estrela, alguns deles acabaram se misturando com a substância da concha ejetada, enquanto outros não. A composição dos remanescentes de supernovas é ainda mais complicada: a matéria ejetada pela estrela é amplamente misturada com gás interestelar e, além disso, diferentes fragmentos do mesmo remanescente às vezes têm uma composição química diferente (como em Cassiopeia A). Provavelmente, esta substância é ejetada de diferentes profundidades da estrela, o que torna possível testar a teoria da evolução estelar e explosões de supernovas.

Origem das nebulosas.

Nebulosas difusas e planetárias têm origens completamente diferentes. As difusas são sempre encontradas em regiões de formação de estrelas - geralmente nos braços espirais das galáxias. Eles geralmente estão associados a nuvens de gás e poeira grandes e frias nas quais as estrelas se formam. Uma nebulosa difusa brilhante é um pequeno pedaço de tal nuvem aquecido por uma estrela massiva. Como essas estrelas se formam com pouca frequência, as nebulosas difusas nem sempre acompanham as nuvens frias. Por exemplo, existem essas estrelas em Orion, então existem algumas nebulosas difusas, mas elas são pequenas em comparação com a nuvem escura invisível que ocupa quase toda a constelação de Orion. Não há estrelas quentes brilhantes na pequena região de formação de estrelas em Taurus e, portanto, nenhuma nebulosa difusa perceptível (há apenas algumas nebulosas fracas perto de estrelas T Tauri ativas).

As nebulosas planetárias são conchas lançadas por estrelas sobre estágio final sua evolução. Uma estrela normal brilha devido ao fluxo em seu núcleo reações termonucleares que convertem hidrogênio em hélio. Mas quando as reservas de hidrogênio no núcleo de uma estrela se esgotam, ocorrem mudanças rápidas: o núcleo de hélio se contrai, a casca se expande e a estrela se transforma em uma gigante vermelha. Normalmente são estrelas variáveis ​​como Mira Ceti ou OH/IR com enormes conchas pulsantes. Eles eventualmente perdem as partes externas de suas conchas. A parte interna não envelopada da estrela tem uma temperatura muito alta, às vezes acima de 100.000 ° C. Ela se contrai gradualmente e se transforma em uma anã branca, desprovida de uma fonte de energia nuclear e esfriando lentamente. Assim, nebulosas planetárias são ejetadas por suas estrelas centrais, enquanto nebulosas difusas como a Nebulosa de Órion são materiais que não foram utilizados no processo de formação estelar.

- isto é tipos de nebulosas. Eles são lindos, majestosos, fascinantes e, apesar de serem difíceis de detectar com um telescópio, os entusiastas da observação passam muito tempo procurando por eles. Eles são únicos, cada um não é como o outro. As dimensões no espaço são relativamente pequenas e são afastadas de nós por pequenas distâncias (em termos de valores astronômicos). Eles consistem principalmente de hidrogênio - 90% e hélio - 9,9%. Não consideraremos a pertença a uma ou outra de cada uma das nebulosas no âmbito deste artigo, nossa tarefa é diferente. E deixe-me não mais reclamar, mas vá direto ao ponto.

1. Nebulosa difusa

Nebulosa da Lagoa Difusa

As nebulosas difusas, ao contrário das estrelas, não têm sua própria fonte de energia. O brilho dentro deles é devido às estrelas quentes que estão dentro ou ao lado dele. Tais nebulosas são mais comuns nos "ramos" das galáxias, onde ocorre a formação estelar ativa e são uma substância que não foi incluída na composição da estrela.

As nebulosas difusas são predominantemente de cor vermelha - isso se deve à abundância de hidrogênio dentro delas. Verde e cores azuis fale-nos sobre outros elementos químicos, como hélio, nitrogênio, metais pesados.

Essas nebulosas incluem as mais populares e acessíveis para observação em dispositivos com um pequeno aumento - Nebulosa de Órion na constelação de Orion, que mencionei no artigo.

As nebulosas difusas são frequentemente chamadas de emissão.

2. Nebulosa de Reflexão

Nebulosa de Reflexão "Cabeça de Bruxa"

A nebulosa de reflexão não emite própria luz. É uma nuvem de gás e poeira que reflete a luz das estrelas próximas. Assim como as nebulosas difusas, as nebulosas de reflexão estão localizadas em regiões de formação estelar ativa. Em maior medida, eles têm um tom azulado, porque. ele se espalha melhor do que os outros.

Hoje, não são conhecidas muitas nebulosas desse tipo - cerca de 500.

Algumas fontes não distinguem a nebulosa de reflexão separadamente, mas a classificam como uma nebulosa de difusão.

3. Nebulosa Escura

Nebulosa Negra "Cabeça de Cavalo"

Tal nebulosa ocorre devido à sobreposição de luz de objetos localizados atrás dela. Isso é uma nuvem. A composição é quase idêntica à da nebulosa refletora anterior, diferindo apenas na localização da fonte de luz.

Como regra, uma nebulosa escura é observada junto com uma nebulosa refletiva ou difusa. Ótimo exemplo na foto acima. "Cabeça de cavalo"- aqui a região escura bloqueia a luz da nebulosa difusa muito maior atrás dela. Em um telescópio amador, essas nebulosas serão extremamente difíceis ou quase impossíveis de ver. No entanto, na faixa de rádio, mesmo essas nebulosas irradiam ativamente ondas eletromagnéticas.

4 Nebulosa Planetária

Nebulosa planetária M 57

Talvez o tipo mais bonito de nebulosa. Como regra, essa nebulosa é o resultado do fim da vida de uma estrela, ou seja, sua explosão e dispersão de gás no espaço sideral. Apesar do fato de a estrela explodir, ela é chamada de planetária. Isso se deve ao fato de que, quando observadas, essas nebulosas parecem planetas. A maioria deles é de forma redonda ou oval. A concha de gás localizada no interior é iluminada pelos restos da própria estrela.

No total, cerca de duas mil nebulosas planetárias foram descobertas, embora existam mais de 20.000 delas apenas na nossa Via Láctea.

5 Remanescentes de Supernova

Nebulosa do Caranguejo M 1

Super Nova- este é um aumento acentuado no brilho de uma estrela como resultado de sua explosão e ejeção grande quantidade energia para o ambiente do espaço sideral.

A foto acima mostra ótimo exemplo a explosão de uma estrela na qual o gás ejetado ainda não se misturou com a matéria interestelar. Com base nas crônicas chinesas, esta explosão foi capturada em 1054. Mas devemos entender que a distância até a Nebulosa do Caranguejo é de cerca de 3300 anos-luz.

Isso é tudo. Existem 5 tipos de nebulosas que você precisa conhecer e ser capaz de reconhecer. Espero ter conseguido transmitir a informação a vocês de forma acessível e em linguagem simples. Se você tiver alguma dúvida - pergunte, escreva nos comentários. Obrigada.

Observando das profundezas do espaço objetos misteriosos há muito tempo atraiu o interesse das pessoas que observavam o céu. Até mesmo o antigo cientista grego Hiparco em seu catálogo notou a presença de vários objetos nebulosos no céu noturno. Seu colega Ptolomeu acrescentou mais cinco nebulosas à lista. No século XVII, Galileu inventou o telescópio e com sua ajuda conseguiu ver as nebulosas de Órion e Andrômeda. Desde então, com o aprimoramento dos telescópios e outros instrumentos, novas descobertas começaram em espaço sideral. E as nebulosas foram classificadas como uma classe separada de objetos estelares.

Ao longo do tempo, havia muitas nebulosas conhecidas. Eles começaram a interferir com cientistas e astrônomos em busca de novos objetos. NO final do XVIII século, estudando certos objetos - cometas, Charles Messier compilou um "catálogo de objetos estacionários difusos" que pareciam cometas. Mas devido à falta de suporte técnico suficiente, este catálogo inclui nebulosas e galáxias, juntamente com aglomerados globulares de estrelas.

Assim como os telescópios melhoraram, a própria astronomia também. O conceito de "nebulosa" ganhou novas cores e foi constantemente aprimorado. Alguns tipos de nebulosas foram identificados como aglomerados de estrelas, alguns foram classificados como absorventes e, na década de 20 do século passado, o Hubble conseguiu estabelecer a natureza das nebulosas e destacar regiões das galáxias.

O site do portal contará sobre as teorias da origem das nebulosas, seu número aproximado, tipos e distância do nosso planeta. O portal opera fatos puramente comprovados cientificamente e as ideias mais populares.

Classificação e tipos de nebulosas no site do portal

O princípio primário pelo qual as nebulosas são classificadas é se elas absorvem ou espalham (emitem) luz. Este critério divide as nebulosas em claras e escuras. A radiação da luz depende de sua origem. E as fontes de energia que excitam sua radiação dependem de sua própria natureza. Muitas vezes, não um, mas dois mecanismos de radiação podem operar em uma nebulosa. Os escuros só podem ser vistos através da absorção de fontes de radiação localizadas atrás deles.

Mas se o primeiro princípio de classificação for preciso, então o segundo (a divisão das nebulosas em poeirentas e gasosas) é um princípio condicional. Cada nebulosa contém poeira e gás. Essa divisão se deve a diferentes mecanismos de radiação e métodos de observação. A presença de poeira é melhor observada quando a radiação é absorvida por nebulosas escuras, localizadas atrás das fontes. A radiação intrínseca dos componentes gasosos de uma nebulosa é vista quando ela é ionizada por luz ultravioleta ou quando o meio interestelar é aquecido. O último processo é possível depois que uma onda o atinge, que se formou após a explosão de uma supernova.

A nebulosa escura é representada como uma nuvem densa, na maioria das vezes molecular, de poeira e gás interestelar. Ao absorver a luz, a nuvem se torna opaca. Na maioria das vezes, as nebulosas escuras são vistas contra um fundo claro. É extremamente raro que os cientistas os notem no contexto da Via Láctea. São chamados de glóbulos gigantes.

A absorção de luz Av nas escuras varia dentro de amplos limites. Pode atingir indicadores: de 1–10 m a 10–100 m. A estrutura de nebulosas com alta absorção só pode ser estudada usando os métodos de astronomia submilimétrica e radioastronomia, ao observar radiação infra-vermelha e linhas de rádio molecular. Muitas vezes, na própria nebulosa, são encontrados selos individuais com um valor Av de até 10.000 m. De acordo com as teorias de astrofísicos avançados, as estrelas se formam lá.

Nas partes translúcidas das nebulosas, uma estrutura fibrosa é claramente visível na faixa óptica. O alongamento geral e as fibras estão associados à presença de campos magnéticos, que dificultam o movimento da matéria através de instabilidades magnetohidrodinâmicas e linhas de força. Esta conexão se deve ao fato de que as partículas de poeira são carregadas com eletricidade.

Outro tipo brilhante Nebulosa é uma nebulosa de reflexão. São nuvens de gás e poeira iluminadas por estrelas. Se as estrelas estão localizadas dentro ou perto de uma nuvem interestelar, mas não são muito quentes para reduzir a quantidade de hidrogênio ao seu redor, então a fonte principal radiação óptica a própria nebulosa se torna a luz das estrelas espalhadas pela poeira interestelar. Um exemplo marcante um fenômeno semelhante é encontrado em torno das estrelas das Plêiades.

A maioria das nebulosas de reflexão estão localizadas perto do plano da Via Láctea. Em alguns casos, a presença de tais nebulosas é observada em altas latitudes galácticas. Essas nuvens moleculares são tamanhos diferentes, forma, densidade e massa e são iluminados pela radiação combinada das estrelas da Via Láctea. Eles são difíceis de estudar porque o brilho da superfície é muito baixo. Às vezes, aparecendo em imagens de galáxias, detalhes inexistentes são visíveis nas fotografias - jumpers, caudas, etc.

Uma pequena parte das nebulosas de reflexão tem uma aparência de cometa. Eles são chamados de cometas. Em nome de tal nebulosa, como regra, existe uma estrela variável do tipo Touro. Ilumina a nebulosa. Eles são variáveis ​​em brilho e são pequenos em tamanho, cerca de centésimos de parsec.

O eco de luz é o tipo mais raro de nebulosa de reflexão. Um exemplo notável é o flash resultante nova estrela na constelação de Perseu. Este flash iluminou a poeira, fazendo com que a nebulosa resultante ficasse visível por vários anos. E enquanto estava no espaço, ela se movia na velocidade da luz. Além dos ecos de luz, as nebulosas gasosas são formadas após esses incidentes.

A maioria das nebulosas de reflexão tem uma estrutura fibrosa fina, ou seja, um sistema de filamentos quase paralelos. Sua espessura pode atingir vários centésimos de parsec. Esses filamentos resultam da penetração do campo magnético na instabilidade da flauta da nebulosa. Fibras de poeira e gás se separam linhas de força em um campo magnético e se infiltrar entre eles.

Propriedades da poeira, como albedo, forma, orientação do grão, indicador de dispersão e tamanho, permitiram que cientistas e astronautas estudassem a distribuição da polarização da luz e do brilho na superfície das nebulosas de reflexão.

As nebulosas ionizadas por radiação são manchas de gás interestelar que são altamente ionizadas pela radiação estelar. Esta radiação também pode vir de outras fontes. Acima de tudo, essas nebulosas são estudadas em regiões de hidrogênio ionizado, como regra, esta é a zona H II. Em tais zonas, a matéria é completamente ionizada. Sua temperatura é de cerca de 104 K. Aquece devido à radiação ultravioleta interna. Dentro das zonas H II, a radiação estelar no continuum de Lyman se transforma em radiação serial subordinada (correspondente ao teorema de Rosseland). Por causa disso, o espectro das nebulosas contém linhas brilhantes da série de Belmer e linhas Lyman-alfa.

Essas nebulosas também incluem zonas de carbono ionizado - C II. O carbono neles é completamente ionizado pela luz das estrelas. As zonas C II, como regra, estão localizadas em torno das zonas H II. Eles são produzidos devido ao baixo potencial de ionização do carbono em comparação com o hidrogênio. Eles também podem se formar em torno de estrelas com um tipo espectral alto nas densidades do meio interestelar. Nebulosas ionizadas por radiação também surgem em torno de fortes fontes de raios-X. Eles têm mais temperaturas altas do que nas zonas H II, e um grau relativamente alto de ionização.

As nebulosas planetárias são o tipo mais comum de nebulosas de emissão. Eles são criados pelas atmosferas superiores das estrelas. Tal nebulosa brilha e se expande no alcance óptico. Eles foram descobertos pela primeira vez no século 17 por Herschel e os chamou assim por causa de sua semelhança com os discos dos planetas. Mas nem todas as nebulosas planetárias são em forma de disco; algumas são anéis arredondados. Dentro dessas nebulosas, observa-se uma estrutura fina em forma de espirais, jatos e pequenos glóbulos. Essas nebulosas se expandem a uma velocidade de 20 km/s e sua massa é igual a 0,1 massa solar. Vivem cerca de 10 mil anos.

O site de portal fornece apenas informações verificadas e atualizadas. Nós vamos levá-lo para mundo misterioso espaço. E graças aos astrônomos e astrofísicos, as nebulosas não são mais um mistério tão grande quanto costumavam ser.

Além das formações nebulosas usuais, de longa duração, existem as de curto prazo criadas por ondas de choque. Eles desaparecem quando a energia cinética do gás em movimento desaparece. Existem várias fontes para a ocorrência de tais ondas de choque. Na maioria das vezes - este é o resultado da explosão de uma estrela. Menos frequentemente - vento estelar, flashes de novas e supernovas. Em qualquer caso, há uma fonte de emissão substância semelhante- Estrela. As nebulosas desta origem têm a forma de uma concha em expansão ou a forma de uma esfera. O material liberado da explosão pode ter várias velocidades de centenas a milhares de km / s, por causa disso, a temperatura do gás por trás da onda de choque atinge não milhões, mas bilhões de graus.

Gás aquecido a temperaturas enormes irradia na faixa de raios X como em linhas espectrais, bem como no espectro contínuo. Ele brilha fracamente em linhas ópticas espectrais. Ao encontrar a falta de homogeneidade do meio interestelar, a onda de choque se curva em torno dos selos. Dentro do próprio selo, sua própria onda de choque se propaga. Também causa radiação nas linhas do espectro da faixa óptica. Como resultado, são criadas fibras brilhantes que são perfeitamente visíveis nas fotografias.

As nebulosas pós-choque mais brilhantes são criadas por explosões de supernovas. Eles são chamados de remanescentes de starbursts. Eles desempenham um papel importante na formação da forma do gás interestelar. Eles são caracterizados por tamanho pequeno, fraqueza e fragilidade.

Existe outro tipo de nebulosas. Este tipo também é criado após o aparecimento da onda de choque. Mas a principal razão é o vento estelar das estrelas Wolf-Rayet. As estrelas-lobo têm um fluxo de massa de vento bastante poderoso e velocidade de saída. Formam nebulosas de tamanho médio com filamentos muito brilhantes. Comparando-os com os restos de explosões de supernovas, os cientistas argumentam que a emissão de rádio de tais nebulosas tem uma natureza térmica. As nebulosas localizadas ao redor das estrelas Wolf não vivem muito. Sua existência depende diretamente da duração da presença da estrela no estágio da estrela Wolf-Rayet.

Nebulosas absolutamente semelhantes são encontradas em torno de estrelas O. Estas são estrelas quentes muito brilhantes que pertencem à classe espectral O. Elas têm um forte vento estelar. Ao contrário das nebulosas localizadas ao redor das estrelas Wolf-Rayet, as nebulosas O-star são menos brilhantes, mas têm um tamanho e duração de existência muito maiores.

As nebulosas mais comuns são encontradas em regiões de formação de estrelas. Velocidade lenta ondas de choque são criados em regiões do meio interestelar. É aqui que ocorre a formação de estrelas. Tal processo envolve o aquecimento do gás a centenas e até milhares de graus, destruição parcial de moléculas, aquecimento da própria poeira e excitação de níveis moleculares. Essas ondas de choque parecem nebulosas alongadas e, como regra, brilham na faixa do infravermelho. Um exemplo marcante desse fenômeno é visto na constelação de Orion.

Nebulosas de gás e poeira - a paleta do Universo

O universo é essencialmente um espaço quase vazio. As estrelas ocupam apenas uma pequena fração dela. No entanto, o gás está presente em todos os lugares, embora em quantidades muito pequenas. É principalmente hidrogênio, o elemento químico mais leve. Se você "colhe" com uma xícara de chá comum (volume de cerca de 200 cm3) matéria do espaço interestelar a uma distância de 1-2 anos-luz do Sol, ela conterá cerca de 20 átomos de hidrogênio e 2 átomos de hélio. No mesmo volume no habitual ar atmosférico contém 1022 átomos de oxigênio e nitrogênio.Tudo o que preenche o espaço entre as estrelas dentro das galáxias é chamado de meio interestelar. E a principal coisa que compõe o meio interestelar é o gás interestelar. É bastante uniformemente misturado com poeira interestelar e permeado por partículas interestelares. Campos magnéticos, raios cósmicos e radiação eletromagnética.

As estrelas são formadas a partir do gás interestelar, que nos estágios posteriores da evolução cedem novamente parte de sua matéria ao meio interestelar. Algumas das estrelas, quando morrem, explodem como supernovas, devolvendo ao espaço uma proporção significativa do hidrogênio a partir do qual foram formadas. Mas é muito mais importante que durante tais explosões um grande número de elementos pesados formados no interior das estrelas como resultado de reações termonucleares. Tanto a Terra quanto o Sol se condensaram no espaço interestelar a partir de um gás enriquecido dessa maneira com carbono, oxigênio, ferro e outros. elementos químicos. Para compreender as leis de tal ciclo, é preciso saber como as novas gerações de estrelas se condensam sucessivamente a partir do gás interestelar. Entenda como as estrelas se formam objetivo importante pesquisas sobre a matéria interestelar.

Há 200 anos, ficou claro para os astrônomos que, além de planetas, estrelas e ocasionalmente cometas, outros objetos são observados no céu. Esses objetos, devido à sua aparência nebulosa, foram chamados de nebulosas. O astrônomo francês Charles Messier (1730-1817) foi forçado a criar um catálogo desses objetos nebulosos para evitar confusão ao procurar cometas. Seu catálogo continha 103 objetos e foi publicado em 1784. Sabe-se agora que a natureza desses objetos, combinados pela primeira vez em grupo comum chamado de "nebulosas", é completamente diferente. O astrônomo inglês William Herschel (1738-1822), observando todos esses objetos, descobriu mais duas mil novas nebulosas em sete anos. Ele também destacou uma classe de nebulosas que, do ponto de vista observacional, lhe parecia diferente das demais. Ele as chamou de "nebulosas planetárias" porque tinham alguma semelhança com os discos esverdeados dos planetas. Assim, consideraremos os seguintes objetos: gás interestelar, poeira interestelar, nebulosas escuras, nebulosas claras (autoluminosas e reflexivas), nebulosas planetárias.

Cerca de um milhão de anos após o início da expansão, o universo ainda era uma mistura relativamente homogênea de gás e radiação. Não havia estrelas ou galáxias. As estrelas foram formadas um pouco mais tarde como resultado da compressão do gás sob a influência de sua própria gravidade. Esse processo é chamado de instabilidade gravitacional. Quando uma estrela colapsa sob a influência de sua própria atração gravitacional, suas camadas internas são continuamente comprimidas. Essa compressão leva ao aquecimento da substância. Em temperaturas acima de 107 K, as reações começam levando à formação de elementos pesados. Composição química moderna sistema solaré o resultado de reações de fusão termonuclear que ocorrem nas primeiras gerações de estrelas.

A fase em que a substância ejetada durante a explosão da Supernova se mistura com o gás interestelar e se contrai, formando novamente estrelas, é a mais complexa e menos compreendida que todas as outras fases. Primeiro, o próprio gás interestelar é heterogêneo, tem uma estrutura irregular e turva. Em segundo lugar, expandindo de grande velocidade A casca da supernova varre o gás rarefeito e o comprime, aumentando as heterogeneidades. Em terceiro lugar, já em cem anos o remanescente de supernova contém mais gás interestelar capturado ao longo do caminho do que a matéria da estrela. Além disso, a substância é misturada de forma imperfeita. A imagem à direita mostra o remanescente da supernova Cygnus (NGC 6946). Acredita-se que as fibras são formadas por conchas de gás em expansão. Curvas e voltas são visíveis, formadas pelo gás luminoso do remanescente, expandindo-se a uma velocidade de muitos milhares de quilômetros por segundo. Pode surgir a questão, o que termina, no final, o ciclo cósmico? As reservas de gás estão diminuindo. Afinal, a maior parte do gás permanece em estrelas de baixa massa que morrem pacificamente e não ejetam sua matéria no espaço circundante. Com o tempo, suas reservas se esgotarão tanto que nem uma única estrela poderá ser formada. Até então, o Sol e outras estrelas antigas terão morrido. O universo mergulhará gradualmente na escuridão. Mas o destino final do universo pode ser diferente. A expansão irá gradualmente parar e ser substituída pela contração. Depois de muitos bilhões de anos, o universo encolherá novamente para uma densidade inimaginavelmente alta.

gás interestelar

O gás interestelar compõe cerca de 99% da massa de todo o meio interestelar e cerca de 2% da nossa galáxia. A temperatura do gás varia de 4 K a 106 K. O gás interestelar também emite em uma ampla faixa (desde ondas de rádio longas até radiação gama forte). Existem áreas onde o gás interestelar está em um estado molecular (nuvens moleculares) - essas são as partes mais densas e frias do gás interestelar. Existem regiões onde o gás interestelar consiste em átomos neutros hidrogênio (regiões HI) e regiões de hidrogênio ionizado (zonas H II), que são nebulosas de emissão brilhantes ao redor de estrelas quentes.

Comparado ao Sol, há visivelmente menos elementos pesados ​​no gás interestelar, especialmente alumínio, cálcio, titânio, ferro e níquel. O gás interestelar existe em todos os tipos de galáxias. A maior parte dela errada (irregular), e menos ainda na galáxias elípticas. Em nossa Galáxia, o máximo de gás está concentrado a uma distância de 5 kpc do centro. As observações mostram que, além de um movimento ordenado em torno do centro da Galáxia, as nuvens interestelares também têm velocidades caóticas. Após 30-100 milhões de anos, a nuvem colide com outra nuvem. Complexos gás-poeira são formados. A substância neles é densa o suficiente para impedir que a parte principal da radiação penetrante passe a uma grande profundidade. Portanto, dentro dos complexos, o gás interestelar é mais frio do que nas nuvens interestelares. Processos complexos de transformação de moléculas, juntamente com instabilidade gravitacional, levam ao surgimento de aglomerados autogravitantes - protoestrelas. Assim, as nuvens moleculares devem rapidamente (em menos de 106 anos) se transformar em estrelas. O gás interestelar está constantemente trocando matéria com as estrelas. Segundo estimativas, atualmente na Galáxia o gás passa para as estrelas na quantidade de cerca de 5 massas solares por ano.

Região M 42 na constelação de Órion, onde em nosso o tempo corre processo ativo formação estelar. A nebulosa brilha quando o gás é aquecido pela radiação quente de estrelas brilhantes próximas. Assim, no processo de evolução das galáxias, há uma circulação de matéria: gás interestelar -> estrelas -> gás interestelar, levando a um aumento gradual no conteúdo de elementos pesados ​​no gás interestelar e nas estrelas e uma diminuição na quantidade de gás interestelar em cada uma das galáxias. É possível que na história da Galáxia haja atrasos na formação estelar de bilhões de anos.

poeira interestelar

pequena assunto particular espalhadas no espaço interestelar são quase uniformemente misturadas com gás interestelar. Os tamanhos dos grandes complexos de gás-poeira, que discutimos acima, atingem dezenas de centenas de parsecs e sua massa é de aproximadamente 105 massas solares. Mas também existem pequenas e densas formações de poeira gasosa - glóbulos que variam em tamanho de 0,05 a vários pc e pesando apenas 0,1 - 100 massas solares. Os grãos de poeira interestelar não são esféricos e seu tamanho é de aproximadamente 0,1-1 mícron. Eles são compostos de areia e grafite. Eles são formados nas conchas de gigantes e supergigantes vermelhas tardias, as conchas de estrelas novas e supernovas, em nebulosas planetárias, perto de protoestrelas. O núcleo refratário é revestido por uma casca de gelo com impurezas, que por sua vez é envolta por uma camada hidrogênio atômico. Os grãos de poeira no meio interestelar se quebram como resultado de colisões entre si em velocidades superiores a 20 km/s, ou vice-versa, ficam juntos se as velocidades forem inferiores a 1 km/s.

A presença de poeira interestelar no meio interestelar afeta as características de radiação do corpos celestiais. As partículas de poeira enfraquecem a luz de estrelas distantes, alteram sua composição espectral e polarização. Além disso, os grãos de poeira absorvem a radiação ultravioleta das estrelas e a processam em radiação com menos energia. Esta radiação, que eventualmente se tornou infravermelha, é observada nos espectros de nebulosas planetárias, zonas H II, conchas circunstelares e galáxias Seyfert. Na superfície das partículas de poeira podem se formar ativamente várias moléculas. Os grãos de poeira geralmente são eletricamente carregados e interagem com campos magnéticos interestelares. É aos grãos de poeira que devemos um efeito como a radiação cósmica de radiação. Surge nas conchas de estrelas frias tardias e em nuvens moleculares (as zonas H I e H II). Este efeito de amplificação da radiação de microondas "funciona" quando um grande número de moléculas está em um estado vibracional ou rotacional excitado instável, e então é suficiente para um fóton passar pelo meio para causar uma transição semelhante a uma avalanche de moléculas para o solo estado com energia mínima. Como resultado, vemos um fluxo de emissão de rádio muito poderoso estreitamente direcionado (coerente). A figura mostra uma molécula de água. A emissão de rádio desta molécula vem em um comprimento de onda de 1,35 cm. Além disso, um maser muito brilhante aparece em moléculas de OH hidroxila interestelar em um comprimento de onda de 18 cm. .

nebulosas escuras

Nebulosas são áreas do meio interestelar que se distinguem por sua emissão ou absorção em antecedentes gerais céu. As nebulosas escuras são nuvens densas (geralmente moleculares) de gás e poeira interestelar que são opacas devido à absorção interestelar de luz pela poeira. Às vezes, nebulosas escuras são visíveis diretamente contra o fundo da Via Láctea. Tais, por exemplo, são a nebulosa "Coal Sack" e numerosos glóbulos. Nas partes que são translúcidas para o alcance óptico, a estrutura fibrosa é claramente visível. Os filamentos e o alongamento geral das nebulosas escuras estão associados à presença de campos magnéticos nelas, que impedem o movimento da matéria através das linhas de força magnética.

nebulosas de luz

As nebulosas de reflexão são nuvens de gás e poeira iluminadas por estrelas. Um exemplo de tal nebulosa são as Plêiades. A luz das estrelas é espalhada pela poeira interestelar. A maioria das nebulosas de reflexão estão localizadas perto do plano da Galáxia. Algumas nebulosas de reflexão têm uma aparência cometária e são chamadas de cometárias. Na cabeça de tal nebulosa é geralmente uma estrela variável T Tauri que ilumina a nebulosa. Um tipo raro de nebulosa de reflexão é o "eco de luz" observado após a explosão da nova em 1901 na constelação de Perseu. Um clarão brilhante de uma estrela iluminou a poeira e, por vários anos, uma nebulosa fraca foi observada, espalhando-se em todas as direções à velocidade da luz. A imagem à esquerda acima mostra o aglomerado estelar das Plêiades, com estrelas cercadas por nebulosas brilhantes. Se uma estrela que está dentro ou perto da nebulosa estiver quente o suficiente, ela ionizará o gás na nebulosa. Então o gás começa a brilhar, e a nebulosa é chamada de autoluminosa ou nebulosa ionizada por radiação.

Os representantes mais brilhantes e mais comuns, bem como os mais estudados de tais nebulosas, são as zonas de hidrogênio ionizado H II. Existem também zonas C II onde o carbono é quase completamente ionizado pela luz das estrelas centrais. As zonas C II geralmente estão localizadas em torno das zonas H II nas regiões de hidrogênio neutro H I. Elas parecem estar aninhadas umas nas outras. Remanescentes de supernovas (veja a imagem à direita acima), conchas de novas e ventos estelares também são nebulosas auto-luminosas, já que o gás nelas é aquecido a muitos milhões de K (atrás da frente da onda de choque). As estrelas Wolf-Rayet criam um vento estelar muito poderoso. Como resultado, nebulosas com vários parsecs de tamanho com filamentos brilhantes aparecem ao seu redor. Semelhantes são as nebulosas em torno de estrelas quentes brilhantes de tipos espectrais O - De estrelas, que também têm um forte vento estelar.

nebulosas planetárias

Em meados do século XIX, tornou-se possível fornecer evidências sérias de que essas nebulosas pertenciam a uma classe independente de objetos. O espectroscópio apareceu. Josef Fraunhofer descobriu que o Sol emite um espectro contínuo salpicado de linhas de absorção nítidas. Descobriu-se que os espectros dos planetas têm muitos traços de caráter espectro solar. As estrelas também apresentavam um espectro contínuo, porém, cada uma delas tinha seu próprio conjunto de linhas de absorção. William Heggins (1824-1910) foi o primeiro a estudar o espectro de uma nebulosa planetária. Era uma nebulosa brilhante na constelação de Draco NGC 6543. Antes disso, Heggins vinha observando os espectros de estrelas por um ano inteiro, mas o espectro de NGC 6543 era completamente inesperado. O cientista encontrou apenas uma única linha brilhante. Ao mesmo tempo, a brilhante Nebulosa de Andrômeda mostrou um espectro contínuo característico dos espectros das estrelas. Agora sabemos que a Nebulosa de Andrômeda é na verdade uma galáxia e, portanto, é composta de muitas estrelas. Em 1865, o mesmo Heggins, usando um espectroscópio de resolução mais alta, descobriu que essa linha brilhante "única" consistia em três linhas separadas. Um deles foi identificado com a linha de Balmer de hidrogênio Hb, mas os outros dois, comprimentos de onda mais longos e mais intensos, permaneceram desconhecidos. Eles foram atribuídos a um novo elemento - nebulium. Não foi até 1927 que este elemento foi identificado com o íon oxigênio. E as linhas nos espectros das nebulosas planetárias ainda são chamadas de nebulares.

Então houve um problema com as estrelas centrais das nebulosas planetárias. Eles são muito quentes, colocando nebulosas planetárias na frente das primeiras estrelas da classe espectral. No entanto, estudos de velocidades espaciais levaram ao resultado oposto. Aqui estão os dados sobre as velocidades espaciais de vários objetos: nebulosas difusas - pequenas (0 km/s), estrelas de classe B - 12 km/s, estrelas de classe A - 21 km/s, estrelas de classe F - 29 km/s, classe Estrelas G - 34 km/s, estrelas da classe K - 12 km/s, estrelas da classe M - 12 km/s, nebulosas planetárias - 77 km/s. Somente quando a expansão das nebulosas planetárias foi descoberta foi possível calcular sua idade. Descobriu-se que tinha cerca de 10.000 anos. Esta foi a primeira evidência de que talvez a maioria das estrelas esteja passando por um estágio de nebulosa planetária. Assim, uma nebulosa planetária é um sistema de uma estrela, chamada de núcleo da nebulosa, e uma estrela luminosa que a circunda simetricamente. invólucro de gás(às vezes, várias conchas). A concha da nebulosa e seu núcleo estão geneticamente relacionados. As nebulosas planetárias têm um espectro de emissão que difere dos espectros de emissão das nebulosas difusas galácticas. em grande medida excitação dos átomos. Além das linhas de oxigênio duplamente ionizado, observam-se as linhas C IV, O V e até O VI. A massa da concha de uma nebulosa planetária é aproximadamente 0,1 da massa do Sol. Toda a variedade de formas de nebulosas planetárias provavelmente surge da projeção de sua estrutura toroidal principal sobre esfera celestial em ângulos diferentes.

As conchas das nebulosas planetárias se expandem no espaço circundante a velocidades de 20 a 40 km/s sob a ação da pressão interna do gás quente. À medida que a casca se expande, torna-se mais fina, sua luminosidade enfraquece e, eventualmente, torna-se invisível. Os núcleos de nebulosas planetárias são estrelas quentes de classes espectrais iniciais que sofrem mudanças significativas durante a vida da nebulosa. Suas temperaturas costumam ser de 50 a 100 mil K. Os núcleos das antigas nebulosas planetárias são próximos das anãs brancas, mas ao mesmo tempo muito mais brilhantes e quentes do que objetos típicos desse tipo. Há também estrelas duplas entre os núcleos. A formação de uma nebulosa planetária é uma das etapas da evolução da maioria das estrelas. Considerando esse processo, convém dividi-lo em duas partes: 1) desde o momento da ejeção da nebulosa até a fase em que as fontes de energia da estrela estão basicamente esgotadas; 2) evolução da estrela central de sequência principal antes da ejeção da nebulosa. A evolução após a ejeção da nebulosa é bastante bem estudada, tanto observacionalmente quanto teoricamente. Os estágios iniciais são muito menos compreendidos. Especialmente o estágio entre a gigante vermelha e a ejeção da nebulosa.

As estrelas centrais de menor luminosidade são geralmente cercadas pelas nebulosas maiores e, portanto, mais antigas. A imagem à esquerda mostra a nebulosa planetária M 27 Dumbbell na constelação de Vulpecula. Recordemos um pouco a teoria da evolução das estrelas. Ao se afastar da sequência principal, o estágio mais importante na evolução de uma estrela começa depois que o hidrogênio nas regiões centrais é completamente queimado. Então as regiões centrais da estrela começam a encolher, liberando energia gravitacional. Neste momento, a área em que o hidrogênio ainda está queimando começa a se mover para fora. A convecção ocorre. Mudanças dramáticas começam na estrela quando a massa do isotérmico núcleo de hélio constitui 10-13% da massa da estrela. As regiões centrais começam a encolher rapidamente e a concha da estrela se expande - a estrela se torna uma gigante, movendo-se ao longo do ramo da gigante vermelha. O núcleo, encolhendo, aquece. No final, a combustão do hélio começa nele. Após um certo período de tempo, as reservas de hélio também se esgotam. Em seguida, a segunda "ascensão" da estrela começa ao longo do ramo da gigante vermelha. O núcleo estelar, consistindo de carbono e oxigênio, está se contraindo rapidamente, e a concha se expande para tamanhos gigantescos. Essa estrela é chamada de estrela de ramo gigante assintótica. Nesta fase, as estrelas têm duas fontes de combustão em camadas - hidrogênio e hélio, e começam a pulsar.

O resto caminho evolutivo muito menos estudado. Em estrelas com massas maiores que 8-10 massas solares, o carbono no núcleo eventualmente se inflama. As estrelas se tornam supergigantes e continuam a evoluir até que um núcleo seja formado a partir dos elementos do "pico de ferro" (níquel, manganês, ferro). isto núcleo central, provavelmente colapsa para formar uma estrela de nêutrons, e o envelope é ejetado como uma supernova. É claro que as nebulosas planetárias são formadas por estrelas com massas inferiores a 8-10 massas solares. Dois fatos sugerem que os ancestrais das nebulosas planetárias são gigantes vermelhas. Primeiro, as estrelas do ramo assintótico são fisicamente muito semelhantes às nebulosas planetárias. O núcleo de uma gigante vermelha é muito semelhante em massa e tamanho à estrela central de uma nebulosa planetária, se removermos a atmosfera rarefeita estendida da gigante vermelha. Em segundo lugar, se a nebulosa é lançada por uma estrela, ela deve ter uma velocidade mínima suficiente para escapar campo gravitacional. Os cálculos mostram que apenas para as gigantes vermelhas essa velocidade é comparável às velocidades de expansão das conchas das nebulosas planetárias (10-40 km/s). Neste caso, a massa da estrela é estimada em 1 massa solar, e o raio está entre 100-200 raios solares (uma gigante vermelha típica). Em conclusão, notamos que os candidatos mais prováveis ​​para o papel dos ancestrais das nebulosas planetárias são estrelas variáveis ​​como Mira Ceti. Estrelas simbióticas podem ser representantes de um dos estágios de transição entre estrelas e nebulosas. E claro, você não pode ignorar o objeto, FG Sge (na imagem acima à direita). Assim, a maioria das estrelas com menos de 6 a 10 massas solares acabam se tornando nebulosas planetárias.Nos estágios anteriores, elas perdem a maior parte de sua massa original; apenas um núcleo com uma massa de 0,4-1 a massa do Sol permanece, que se torna uma anã branca. A perda de massa afeta não apenas a própria estrela, mas também as condições no meio interestelar e as futuras gerações de estrelas.

Anteriormente, as nebulosas em astronomia eram chamadas de quaisquer objetos luminosos estendidos e imóveis. objetos astronômicos, Incluindo aglomerados de estrelas ou galáxias fora da Via Láctea que não podem ser separadas em estrelas.

Por exemplo, a Galáxia de Andrômeda é muitas vezes referida como a "Nebulosa de Andrômeda". Mas agora nebulosa chamado de seção do meio interestelar, distinguido por sua radiação ou absorção de radiação contra o fundo geral do céu.

A mudança na terminologia ocorreu porque na década de 1920 ficou claro que existem muitas galáxias entre as nebulosas. Com o desenvolvimento da astronomia e a resolução dos telescópios, o conceito de "nebulosa" tornou-se cada vez mais preciso: algumas das "nebulosas" foram identificadas como aglomerados de estrelas, gás escuro (absorvente) e nebulosas de poeira foram descobertas e, na década de 1920 , primeiro Lundmark, e depois Hubble, conseguiram considerar estrelas nas regiões periféricas de várias galáxias e assim estabelecer sua natureza. Depois disso, o termo "nebulosa" começou a ser entendido de forma mais restrita.
Composição das nebulosas: gás, poeira e plasma (gás parcial ou totalmente ionizado formado por átomos (ou moléculas) neutros e partículas carregadas (íons e elétrons).

Sinais de nebulosas

Como mencionado acima, a nebulosa absorve ou emite (espalha) luz, então acontece escuro ou claro.
nebulosas escuras- nuvens densas (geralmente moleculares) de gás interestelar e poeira interestelar. Eles não são transparentes devido à absorção interestelar de luz pela poeira. Eles geralmente são vistos contra o fundo de nebulosas de luz. Menos comumente, as nebulosas escuras são visíveis diretamente contra o fundo da Via Láctea. Estas são a Nebulosa do Saco de Carvão e muitas outras menores chamadas glóbulos gigantes. A imagem mostra a Nebulosa Cabeça de Cavalo (foto de Hubble). Muitas vezes, aglomerados individuais são encontrados dentro de nebulosas escuras, nas quais se acredita que as estrelas se formam.

reflexivo nebulosas geralmente têm uma tonalidade azul porque a dispersão cor azul mais eficaz que o vermelho (isso explica a cor azul do céu). São nuvens de gás e poeira iluminadas por estrelas. Às vezes, a principal fonte de radiação óptica da nebulosa é a luz das estrelas espalhadas poeira interestelar. Um exemplo de tais nebulosas são as nebulosas ao redor estrelas brilhantes no aglomerado das Plêiades. A maioria das nebulosas de reflexão estão localizadas perto do plano da Via Láctea.

Nebulosas ionizadas por radiação- áreas de gás interestelar, fortemente ionizadas pela radiação de estrelas ou outras fontes de radiação ionizante. Nebulosas ionizadas por radiação também aparecem em torno de poderosas fontes de raios X na Via Láctea e em outras galáxias (incluindo núcleos galácticos ativos e quasares). Eles são frequentemente caracterizados por temperaturas mais altas e mais alto grau ionização de elementos pesados.
nebulosas planetárias- estes são objetos astronômicos que consistem em uma concha de gás ionizado e uma estrela central, anã branca. As nebulosas planetárias são formadas durante a ejeção das camadas externas (conchas) de gigantes vermelhas e supergigantes com uma massa de 2,5-8 massas solares no estágio final de sua evolução. Uma nebulosa planetária é um fenômeno de movimento rápido (por padrões astronômicos) que dura apenas algumas dezenas de milhares de anos, enquanto a vida útil da estrela ancestral é de vários bilhões de anos. Atualmente, cerca de 1500 nebulosas planetárias são conhecidas em nossa galáxia. As nebulosas planetárias são principalmente objetos escuros e geralmente não são visíveis a olho nu. Primeira abertura nebulosa planetária foi a Nebulosa do Haltere na constelação de Chanterelles: Charles Messier, que estava procurando por cometas, ao compilar seu catálogo de nebulosas (objetos estacionários semelhantes a cometas ao observar o céu) em 1764 catalogou sob o número M27, e W. Herschel em 1784 ao compilar seu catálogo, ele as destacou como uma classe separada de nebulosas e propôs o termo "nebulosa planetária" para elas.

Nebulosas criadas por ondas de choque. Normalmente, essas nebulosas têm vida curta, pois desaparecem após a exaustão. energia cinética gás em movimento. As principais fontes de fortes ondas de choque no meio interestelar são explosões estelares - ejeções de conchas durante explosões de supernovas e novas estrelas, bem como vento estelar.
Restos de supernova e novas estrelas. As nebulosas mais brilhantes criadas por ondas de choque são causadas por explosões supernovas e são chamados de remanescentes de supernovas. Juntamente com os recursos descritos, eles são caracterizados pela emissão de rádio não térmica. As nebulosas associadas às explosões de novas estrelas são pequenas, fracas e de curta duração.

Nebulosas em torno de estrelas Wolf-Rayet. A emissão de rádio dessas nebulosas é de natureza térmica. As estrelas Wolf-Rayet são caracterizadas por um vento estelar muito poderoso. Mas o tempo de vida de tais nebulosas é limitado pela duração da permanência das estrelas no estágio estelar Wolf-Rayet e é de cerca de 105 anos.

Nebulosas em torno de estrelas O. Eles são semelhantes em propriedades às nebulosas em torno das estrelas Wolf-Rayet, mas se formam em torno das estrelas quentes mais brilhantes. tipo espectral O - De, possuindo um forte vento estelar. Eles diferem das nebulosas associadas às estrelas Wolf-Rayet por seu brilho mais baixo, tamanho maior e, aparentemente, vida útil mais longa.
Nebulosas em regiões de formação de estrelas. A formação de estrelas ocorre no meio interestelar e surgem ondas de choque que aquecem o gás a centenas e milhares de graus. Essas ondas de choque são visíveis como nebulosas alongadas, brilhando predominantemente na faixa do infravermelho. Várias dessas nebulosas foram encontradas no centro de formação estelar associado à Nebulosa de Órion.

A Galáxia de Andrômeda ou a Nebulosa de Andrômeda é galáxia espiral, mais perto de via Láctea grande galáxia localizado na constelação de Andrômeda. Ele é removido de nós a uma distância de 2,52 milhões de anos-luz. O plano da galáxia está inclinado para nós em um ângulo de 15°, por isso é muito difícil determinar sua estrutura. A nebulosa de Andrômeda é a nebulosa mais brilhante do hemisfério norte do céu. É visível a olho nu, mas apenas como um pontinho enevoado.
A Nebulosa de Andrômeda é semelhante à nossa galáxia, mas maior. Ele estudou várias centenas de estrelas variáveis, que são principalmente Cefeidas. Ele também contém 300 aglomerados globulares, mais de 200 novas estrelas e uma supernova.
A Nebulosa de Andrômeda é interessante não apenas porque é semelhante à nossa Galáxia, mas também porque possui quatro satélites - galáxias elípticas anãs.