Desde que Hubble dio a la humanidad la oportunidad de ver con nuestros propios ojos magníficas fotografías del espacio profundo, se ha abierto ante nosotros una auténtica fantasmagoría. A través de los filtros ultravioleta e infrarrojos del dispositivo, el Universo brillaba con gemas y comenzó a revelar sus misterios a los astrónomos. Es como si los científicos finalmente hubieran encontrado una máquina del tiempo; después de todo, la luz de las estrellas distantes tarda millones de años en llegar a la Tierra, y al mirar el cielo nocturno, vemos otros mundos antiguos, estrellas extintas hace mucho tiempo y supernovas, que en De hecho, ya han alcanzado la “mayoría de edad”. Las nebulosas estelares son quizás los objetos espaciales más bellos y fascinantes, cuya esencia permaneció incomprensible para la gente durante mucho tiempo. Pero hoy en día existe una clasificación más o menos clara de estas sustancias "eternas": al igual que las personas, las estrellas nacen de este polvo y vuelven a convertirse en polvo al final de su evolución.
Historia de los descubrimientos
Andrómeda
¿Qué es una nebulosa? Anteriormente, cuando la capacidad de observar de cerca las profundidades del espacio era limitada, se llamaba "nebulosa" a casi todo lo que no tenía contornos claros, brillaba y estaba relativamente inmóvil. Por lo tanto, la colosal galaxia espiral más cercana, M31 (NGC 224), fue llamada erróneamente Nebulosa de Andrómeda (en la foto). El Cúmulo de Hércules, que en realidad es un cúmulo de estrellas globulares, se incluyó en la misma categoría. Sin embargo, estos errores realmente deberían disculparse; después de todo, la investigación la llevó a cabo en 1787 Charles Monsieur, que buscaba cometas. Fue entonces cuando su atención se centró en los cuerpos celestes inmóviles.
Con la llegada del aparato de Lundmark, fue posible realizar un análisis más preciso de su naturaleza: separaron las galaxias de las nebulosas, descubrieron nubes de estrellas no luminosas e identificaron varias razones por las que todos los demás cúmulos brillan. Sin embargo, no se corrigieron todos los conceptos erróneos: a principios del siglo XX se creía que las nebulosas eran polvorientas o gaseosas; por eso, el famoso investigador B.A. Vorontsov-Velyaminov las colocó en diferentes secciones de sus libros. Los científicos modernos ya no dudan de que cualquier acumulación de materia interestelar contenga polvo y gas; las diferencias sólo pueden ser porcentuales. Y ahora más sobre las “joyas” del espacio.
Nebulosas oscuras
cabeza de caballo
No es sorprendente que durante mucho tiempo no se sospechara de su existencia; como en el caso de los agujeros negros, es como buscar un gato negro en una habitación oscura. Sin embargo, estos objetos pueden verse si se encuentran en una zona bien iluminada, entre cúmulos de estrellas. Buenos ejemplos de tales objetos son las nebulosas Coalsack o Horsehead (en la foto).
Cuando la resolución de los telescopios permitió observar la Vía Láctea, los astrónomos inicialmente decidieron que las manchas oscuras eran una especie de brecha a través de la cual se podían ver regiones más distantes de la galaxia. Pero resultó que la teoría del "tamiz" resultó ser errónea: las manchas negras son nubes de polvo concentradas que absorben la radiación y oscurecen el centro de la galaxia de nuestra vista. Al estar en sus afueras, debido a las nebulosas oscuras, no podemos ver el caleidoscopio en el cielo nocturno, que podría eclipsar incluso la luz de la Luna. Pero no se apresure a estar triste: es en el corazón de la Vía Láctea donde arden estrellas altamente radiactivas, lo que hace imposible la vida en ellas. Y nuestra bola de ozono tiene bastante trabajo que ver con la hiperactividad solar, por lo que para toda la biosfera en su conjunto, esta situación no podría ser más conveniente.
Nebulosas de reflexión
Pléyades
Para brillar como las estrellas, es necesario un proceso termonuclear; esto, por supuesto, no tiene nada que ver con las nebulosas. Pero algunos de los cúmulos de polvo pueden reflejar la luz, como los satélites de los planetas. Las estrellas grandes se convierten en la fuente de luz, y puedes entender que este es el tipo de nebulosa que tienes frente a ti por el brillo azul o azul alrededor de los soles colosales (por ejemplo, cerca de las estrellas de las Pléyades). Sin embargo, hay una excepción a esta regla: la supergigante roja Antares está rodeada por una nebulosa del mismo color.
Nebulosas ionizadas
Orión
La razón del resplandor del gas es la misma que cuando brilla la “cola” de un cometa: al recibir una cierta “carga” de fuentes más poderosas, las nebulosas la liberan al espacio circundante. Estas nubes estelares también se denominan nubes de emisión. Las nebulosas no se pueden comparar con las estrellas grandes: sus fotones tienen una carga mucho menor y les resulta más difícil llegar a la Tierra, por eso las vemos en el espectro rojo, como los últimos rayos del atardecer. Sin embargo, también aquí hay excepciones: en el caso de una fuente de radiación muy potente, las nebulosas de emisión siguen siendo verdes y azules. Las nubes ionizadas incluyen, por ejemplo, la Nebulosa de Orión (en la foto), América del Norte, Tarántula, Pelícano y otras.
Nebulosas planetarias
ojo de gato
Se trata de un tipo de nebulosa de emisión: normalmente estos objetos son relativamente pequeños y tienen una forma clara, que a veces recuerda a los círculos congelados sobre el agua formados por el flujo de una gota. De hecho, el "retiro" de una estrella gigante parece tan lujoso (al menos desde lejos): al consumir el hidrógeno restante, se expande debido al desprendimiento de su envoltura. Estas sustancias, que envuelven vastos espacios a su alrededor, están influenciadas por la radiación del núcleo de la estrella. La imagen más increíble de tal proceso se obtuvo en la constelación de Draco, la Nebulosa Ojo de Gato. Su estructura fibrosa, similar a todas las demás nebulosas, está asociada a la acción de potentes campos magnéticos de las estrellas, que tienen determinadas líneas de fuerza e impiden el movimiento transversal de partículas de polvo y gas cargadas eléctricamente.
Nebulosas por ondas de choque
Nebulosa del Cangrejo
Las fuentes de tales ondas, capaces de provocar movimientos supersónicos de sustancias en el medio interestelar, son los vientos estelares o las explosiones de supernovas. Las nebulosas resultantes pueden alcanzar miles de millones de grados de temperatura, por lo que el gas calentado emite principalmente en el rango de rayos X. Sin embargo, la energía cinética de la materia en movimiento pronto se agota, por lo que las nebulosas de corta duración desaparecen después de un corto período de tiempo (según los estándares cósmicos). La nebulosa más famosa de este tipo es la nebulosa del “Cangrejo” en la constelación de Tauro, que apareció en el cielo en 1054.
Además de las estrellas, a través del telescopio también se pueden ver pequeñas manchas nebulosas que brillan débilmente. Se llaman nebulosas. Algunos de ellos tienen contornos bastante distintos. Entre ellos hay algunos de los llamados planetarios. nebulosas. Dentro de cada uno de ellos, en el centro, siempre hay una estrella muy caliente. Semejante nebulosas Están formados por gas enrarecido que se aleja de la estrella central en todas direcciones a una velocidad de decenas de kilómetros por segundo. Si la capa de gas que rodea la estrella es hueca por dentro, entonces la nebulosa tiene la apariencia de un anillo, como la nebulosa de la constelación de Lyra. Pero muchos nebulosas no tienen una forma específica. Parecen niebla triturada que se extiende en arroyos en diferentes direcciones. Estos nebulosas se llaman difusos. Se conocen varios cientos de ellos.
La más notable de ellas es la Nebulosa de Orión. Es visible incluso con un telescopio débil y, a veces, a simple vista. En este enorme difuso nebulosas, como en las nebulosas planetarias, los gases enrarecidos brillan bajo la influencia de la luz de estrellas calientes ubicadas en su interior. nebulosas. A veces, una estrella brillante ilumina una nube de partículas de polvo que encuentra, comparables en tamaño a las partículas de humo. Luego, a través del telescopio también vemos una nebulosa de luz difusa, pero no una nebulosa de gas, sino una nebulosa de polvo. Muchas nebulosas en el siglo XIX. descubierto por William Herschel y su hijo John, quienes trabajaron, en particular, en Sudáfrica para observar el cielo del sur.
En el siglo XX, el científico ruso G. A. Shain descubrió y estudió muchas nebulosas de gas en Crimea. En la mayoría de los casos, polvoriento. nebulosas no brillan, ya que normalmente no hay estrellas cercanas que puedan iluminarlos intensamente. Estos polvorientos oscuros nebulosas, a menudo con bordes claramente definidos, se encuentran como claros en las zonas claras de la Vía Láctea. Semejante nebulosas, como la Cabeza de Caballo (en Orión, cerca de la luz difusa nebulosas), que representan cúmulos de polvo diminuto, absorben la luz de las estrellas detrás de ellos
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El contenido del artículo.
NEBULOSA. Anteriormente, los astrónomos llamaban así a cualquier objeto celeste que está estacionario en relación con las estrellas y que, en contraste con ellas, tiene una apariencia difusa y borrosa, como una pequeña nube (el término latino usado en astronomía para "nebulosa") nebulosa significa "nube"). Con el tiempo, quedó claro que algunas de ellas, por ejemplo la Nebulosa de Orión, están compuestas de gas y polvo interestelar y pertenecen a nuestra Galaxia. Otras nebulosas “blancas”, como las de Andrómeda y Triángulo, resultaron ser sistemas estelares gigantes similares a la Galaxia. Aquí hablaremos de nebulosas de gas.
Hasta mediados del siglo XIX. Los astrónomos creían que todas las nebulosas eran cúmulos de estrellas distantes. Pero en 1860, utilizando por primera vez un espectroscopio, W. Hoggins demostró que algunas nebulosas son gaseosas. Cuando la luz de una estrella ordinaria pasa a través de un espectroscopio, se observa un espectro continuo, en el que están representados todos los colores desde el violeta al rojo; En algunos lugares del espectro de la estrella hay estrechas líneas de absorción oscuras, pero son bastante difíciles de notar: solo son visibles en fotografías de alta calidad del espectro. Por lo tanto, cuando se observa a simple vista, el espectro de un cúmulo de estrellas aparece como una banda continua de color. El espectro de emisión de un gas enrarecido, por el contrario, consta de líneas brillantes individuales, entre las cuales prácticamente no hay luz. Esto es exactamente lo que vio Hoggins al observar algunas nebulosas a través de un espectroscopio. Observaciones posteriores confirmaron que muchas nebulosas son en realidad nubes de gas caliente. Los astrónomos suelen llamar "nebulosas" a los objetos oscuros y difusos, también nubes de gas interestelar, pero frías.
Tipos de nebulosas.
Las nebulosas se dividen en los siguientes tipos principales: nebulosas difusas o regiones H II, como la Nebulosa de Orión; nebulosas de reflexión como la Nebulosa Merope en las Pléyades; nebulosas oscuras como Coalsack, que suelen estar asociadas con nubes moleculares; restos de supernovas como la Nebulosa Retículo en Cygnus; Nebulosas planetarias, como el Anillo de Lyra.
Nebulosas difusas.
Ejemplos ampliamente conocidos de nebulosas difusas son la Nebulosa de Orión en el cielo invernal, así como las nebulosas Laguna y Trífida en el cielo estival. Las líneas oscuras que separan la Triple Nebulosa son las frías nubes de polvo que se encuentran frente a ella. La distancia a esta nebulosa es de aprox. Calle 2200. años, y su diámetro es ligeramente inferior a 2 sv. años. La masa de esta nebulosa es 100 veces la del sol. Algunas nebulosas difusas, como la Laguna 30 Doradus y la Nebulosa de Orión, son mucho más grandes y masivas.
A diferencia de las estrellas, las nebulosas gaseosas no tienen una fuente de energía propia; brillan solo si hay estrellas calientes dentro o cerca de ellas con una temperatura superficial de 20 000 a 40 000 ° C. Estas estrellas emiten radiación ultravioleta, que es absorbida por el gas de la nebulosa y reemitida por ella en forma de luz visible. . Al pasar a través de un espectroscopio, esta luz se divide en líneas de emisión características de varios elementos del gas.
Nebulosas de reflexión.
Una nebulosa de reflexión se forma cuando una nube de granos de polvo que dispersan la luz es iluminada por una estrella cercana cuya temperatura no es lo suficientemente alta como para hacer que el gas brille. A veces son visibles pequeñas nebulosas de reflexión cerca de estrellas en formación.
Nebulosas oscuras.
Las nebulosas oscuras son nubes compuestas principalmente de gas y en parte de polvo (relación de masa ~ 100:1). En el rango óptico, nos oscurecen el centro de la galaxia y son visibles como puntos negros a lo largo de toda la Vía Láctea, por ejemplo, la Gran División en Cygnus. Pero en los rangos de infrarrojos y radio, estas nebulosas emiten de forma bastante activa. Algunos de ellos ahora están formando estrellas. La densidad del gas en ellos es mucho mayor que en el espacio entre nubes y la temperatura es más baja, de -260 a -220 ° C. Se componen principalmente de hidrógeno molecular, pero también contienen otras moléculas, incluidas moléculas de aminoácidos.
Restos de supernova.
Cuando una estrella envejecida explota, sus capas exteriores se desprenden a una velocidad de aprox. 10.000 kilómetros por segundo. Este material que se mueve rápidamente, como una excavadora, recoge gas interestelar frente a él y juntos forman una estructura similar a la Nebulosa Retículo en Cygnus. Durante una colisión, las sustancias en movimiento y estacionarias se calientan en una poderosa onda de choque y brillan sin fuentes de energía adicionales. La temperatura del gas alcanza cientos de miles de grados y se convierte en una fuente de radiación de rayos X. Además, el campo magnético interestelar se intensifica en la onda de choque y las partículas cargadas (protones y electrones) se aceleran a energías mucho más altas que la energía del movimiento térmico. El movimiento de estas partículas cargadas rápidamente en un campo magnético produce una radiación en el rango de radio, llamada no térmica.
El remanente de supernova más interesante es la Nebulosa del Cangrejo. En él, el gas expulsado por la supernova aún no se ha mezclado con la materia interestelar.
En 1054, se vio una llamarada estelar en la constelación de Tauro. La imagen del estallido, reconstruida a partir de crónicas chinas, muestra que se trató de la explosión de una supernova, que en su máximo alcanzó una luminosidad 100 millones de veces mayor que la del sol. La Nebulosa del Cangrejo se encuentra exactamente en el lugar de ese brote. Midiendo el tamaño angular y la tasa de expansión de la nebulosa y dividiéndola entre sí, calcularon cuándo comenzó esta expansión, casi exactamente el año 1054. No hay duda: la Nebulosa del Cangrejo es un remanente de supernova.
En el espectro de esta nebulosa, cada línea está bifurcada. Está claro que un componente de la línea, desplazado hacia el lado azul, proviene de la parte del caparazón que se acerca a nosotros, y el otro, desplazado hacia el lado rojo, de la que se aleja. Utilizando la fórmula Doppler calculamos la velocidad de expansión (1200 km/s) y, comparándola con la velocidad de expansión angular, determinamos la distancia a la Nebulosa del Cangrejo: aprox. Calle 3300. años.
La Nebulosa del Cangrejo tiene una estructura compleja: su parte fibrosa exterior emite líneas de emisión individuales características del gas caliente; Dentro de esta capa hay un cuerpo amorfo cuya radiación tiene un espectro continuo y está altamente polarizada. Además, de allí emana una potente emisión de radio no térmica. Esto sólo puede explicarse por el hecho de que dentro de la nebulosa, los electrones rápidos se mueven en un campo magnético, emitiendo radiación de sincrotrón en una amplia gama del espectro, desde la radio hasta los rayos X. Durante muchos años, la fuente de electrones rápidos en la Nebulosa del Cangrejo siguió siendo un misterio, hasta que en 1968 fue posible descubrir en su centro una estrella de neutrones que gira rápidamente: un púlsar, el remanente de una estrella masiva que explotó hace unos 950 años. La estrella de neutrones, que gira a 30 revoluciones por segundo y posee un enorme campo magnético, emite a la nebulosa circundante corrientes de electrones rápidos responsables de la radiación observada.
Resultó que el mecanismo de la radiación sincrotrón es muy común entre los objetos astronómicos activos. En nuestra galaxia podemos destacar muchos restos de supernova que se emiten como resultado del movimiento de electrones en un campo magnético, por ejemplo, la poderosa fuente de radio Casiopea A, a la que se asocia una capa fibrosa en expansión en el rango óptico. Desde el núcleo de la galaxia elíptica gigante M 87 se expulsa un fino chorro de plasma caliente con un campo magnético que se emite en todos los rangos espectrales. No está claro si los procesos activos en los núcleos de las radiogalaxias y los quásares están relacionados con las supernovas, pero los procesos físicos de radiación en ellos son muy similares.
Nebulosas planetarias.
Las nebulosas galácticas más simples son planetarias. Se han descubierto alrededor de dos mil, y en total hay alrededor de dos mil en la Galaxia. 20.000 están concentradas en el disco galáctico, pero no gravitan, como las nebulosas difusas, hacia los brazos espirales.
Cuando se observan a través de un telescopio pequeño, las nebulosas planetarias aparecen como discos borrosos sin mucho detalle y, por lo tanto, se parecen a los planetas. Muchos de ellos tienen una estrella azul caliente visible cerca del centro; un ejemplo típico es la Nebulosa del Anillo en Lyra. Al igual que las nebulosas difusas, la fuente de su brillo es la radiación ultravioleta de la estrella ubicada en su interior.
Análisis espectral.
Para analizar la composición espectral de la emisión de la nebulosa se suele utilizar un espectrógrafo sin rendijas. En el caso más sencillo, se coloca una lente cóncava cerca del foco del telescopio, convirtiendo un haz de luz convergente en uno paralelo. Se dirige sobre un prisma o rejilla de difracción, que divide el haz en un espectro, y luego se utiliza una lente convexa para enfocar la luz sobre una placa fotográfica, obteniendo no solo una imagen del objeto, sino varias, dependiendo del número. de líneas de emisión en su espectro. Sin embargo, la imagen de la estrella central está alargada formando una línea, ya que tiene un espectro continuo.
Los espectros de las nebulosas de gas contienen líneas de todos los elementos más importantes: hidrógeno, helio, nitrógeno, oxígeno, neón, azufre y argón. Además, como en todas partes del Universo, el hidrógeno y el helio resultan ser mucho más grandes que el resto.
La excitación de los átomos de hidrógeno y helio en una nebulosa no se produce de la misma manera que en un tubo de descarga de gas de laboratorio, donde una corriente de electrones rápidos, bombardeando los átomos, los transfiere a un estado de energía superior, después del cual el átomo regresa. a su estado normal, emitiendo luz. En la nebulosa no hay electrones tan energéticos que puedan excitar un átomo con su impacto, es decir “arrojar” sus electrones a órbitas más altas. En la nebulosa, la "fotoionización" de los átomos se produce por la radiación ultravioleta de la estrella central, es decir. la energía del cuanto que llega es suficiente para arrancar completamente un electrón del átomo y dejarlo en "vuelo libre". En promedio, pasan 10 años hasta que un electrón libre se encuentra con un ion y nuevamente se unen (recombinan) en un átomo neutro, liberando energía de enlace en forma de cuantos de luz. Se observan líneas de emisión de recombinación en los rangos espectrales de radio, óptico e infrarrojo.
Las líneas de emisión más fuertes en las nebulosas planetarias pertenecen a los átomos de oxígeno que han perdido uno o dos electrones, así como al nitrógeno, el argón, el azufre y el neón. Además, emiten líneas que nunca se observan en sus espectros de laboratorio, sino que aparecen sólo en condiciones características de las nebulosas. Estas líneas se llaman "prohibidas". El hecho es que un átomo suele estar en un estado excitado durante menos de una millonésima de segundo y luego pasa a un estado normal, emitiendo un cuanto. Sin embargo, hay algunos niveles de energía entre los cuales el átomo hace transiciones muy “a regañadientes”, permaneciendo en estado excitado durante segundos, minutos e incluso horas. Durante este tiempo, en las condiciones de un gas de laboratorio relativamente denso, el átomo necesariamente choca con un electrón libre, que cambia su energía y se elimina la transición. Pero en una nebulosa extremadamente enrarecida, un átomo excitado no choca con otras partículas durante mucho tiempo y, finalmente, se produce una transición "prohibida". Es por eso que las líneas prohibidas no fueron descubiertas por primera vez por físicos en laboratorios, sino por astrónomos que observaban nebulosas. Como estas líneas no estaban presentes en los espectros de laboratorio, durante algún tiempo incluso se creyó que pertenecían a un elemento desconocido en la Tierra. Quisieron llamarlo “nebulium”, pero pronto se aclaró el malentendido. Estas líneas son visibles en los espectros de nebulosas planetarias y difusas. Los espectros de tales nebulosas también contienen una emisión continua débil que ocurre cuando los electrones se recombinan con iones.
En los espectrogramas de nebulosas obtenidos con un espectrógrafo de rendija, las líneas suelen aparecer rotas y divididas. Este es el efecto Doppler, que indica el movimiento relativo de partes de la nebulosa. Las nebulosas planetarias suelen expandirse radialmente desde la estrella central a una velocidad de 20 a 40 km/s. Los proyectiles de supernova se expanden mucho más rápido, provocando una onda de choque frente a ellos. En las nebulosas difusas, en lugar de una expansión general, generalmente se observa un movimiento turbulento (caótico) de partes individuales.
Una característica importante de algunas nebulosas planetarias es la estratificación de su radiación monocromática. Por ejemplo, la emisión de oxígeno atómico individualmente ionizado (que ha perdido un electrón) se observa en un área amplia, a gran distancia de la estrella central, y el oxígeno doblemente ionizado (es decir, que ha perdido dos electrones) y el neón son visibles únicamente. en la parte interior de la nebulosa, mientras que el neón u oxígeno cuádruple ionizado son perceptibles sólo en su parte central. Este hecho se explica por el hecho de que los fotones energéticos necesarios para una ionización más fuerte de los átomos no llegan a las regiones exteriores de la nebulosa, sino que son absorbidos por el gas no lejos de la estrella.
En cuanto a su composición química, las nebulosas planetarias son muy diversas: elementos sintetizados en las entrañas de la estrella, en algunas de ellas se mezclaron con el material de la capa expulsada, mientras que en otras no. La composición de los remanentes de supernova es aún más compleja: el material expulsado por la estrella está en gran parte mezclado con gas interestelar y, además, diferentes fragmentos de un mismo remanente a veces tienen diferentes composiciones químicas (como en Casiopea A). Es probable que este material sea expulsado desde varias profundidades de la estrella, lo que permite probar la teoría de la evolución estelar y las explosiones de supernovas.
Origen de las nebulosas.
Las nebulosas difusas y planetarias tienen orígenes completamente diferentes. Los difusos siempre se encuentran en regiones de formación estelar, normalmente en los brazos espirales de las galaxias. Suelen estar asociados con grandes y frías nubes de gas y polvo en las que se forman estrellas. Una nebulosa difusa brillante es un pequeño trozo de dicha nube, calentado por una estrella masiva caliente nacida cerca. Dado que estas estrellas se forman con poca frecuencia, las nebulosas difusas no siempre acompañan a las nubes frías. Por ejemplo, en Orión hay estrellas de este tipo, por lo que hay varias nebulosas difusas, pero son pequeñas en comparación con la nube oscura invisible que ocupa casi toda la constelación de Orión. En la pequeña región de formación estelar de Tauro no hay estrellas calientes brillantes y, por lo tanto, no hay nebulosas difusas perceptibles (sólo hay unas pocas nebulosas débiles cerca de estrellas jóvenes activas T Tauri).
Las nebulosas planetarias son capas que desprenden las estrellas en la etapa final de su evolución. Una estrella normal brilla debido a reacciones termonucleares que ocurren en su núcleo, convirtiendo el hidrógeno en helio. Pero cuando se agota el suministro de hidrógeno en el núcleo de la estrella, se producen cambios rápidos: el núcleo de helio se contrae, la capa se expande y la estrella se convierte en una gigante roja. Suelen ser estrellas variables como Mira Ceti u OH/IR con enormes envolturas pulsantes. Con el tiempo se despojaron de las partes exteriores de sus caparazones. El interior sin caparazón de la estrella tiene una temperatura muy alta, a veces superior a 100.000 ° C. Poco a poco se contrae y se convierte en una enana blanca, privada de una fuente de energía nuclear y enfriándose lentamente. Así, las nebulosas planetarias son expulsadas por sus estrellas centrales, mientras que las nebulosas difusas como la Nebulosa de Orión son material que quedó sin uso durante el proceso de formación estelar.
Análisis espectral. Para analizar la composición espectral de la emisión de la nebulosa se suele utilizar un espectrógrafo sin rendijas. En el caso más sencillo, se coloca una lente cóncava cerca del foco del telescopio, convirtiendo un haz de luz convergente en uno paralelo. Se dirige sobre un prisma o rejilla de difracción, que divide el haz en un espectro, y luego se utiliza una lente convexa para enfocar la luz sobre una placa fotográfica, obteniendo no solo una imagen del objeto, sino varias, dependiendo del número. de líneas de emisión en su espectro. Sin embargo, la imagen de la estrella central está alargada formando una línea, ya que tiene un espectro continuo.Los espectros de las nebulosas de gas contienen líneas de todos los elementos más importantes: hidrógeno, helio, nitrógeno, oxígeno, neón, azufre y argón. Además, como en todas partes del Universo, el hidrógeno y el helio resultan ser mucho más grandes que el resto.
La excitación de los átomos de hidrógeno y helio en una nebulosa no se produce de la misma manera que en un tubo de descarga de gas de laboratorio, donde una corriente de electrones rápidos, bombardeando los átomos, los transfiere a un estado de energía superior, después del cual el átomo regresa. a su estado normal, emitiendo luz. En la nebulosa no hay electrones tan energéticos que puedan excitar un átomo con su impacto, es decir “arrojar” sus electrones a órbitas más altas. En la nebulosa, la "fotoionización" de los átomos se produce por la radiación ultravioleta de la estrella central, es decir. la energía del cuanto que llega es suficiente para arrancar completamente un electrón del átomo y dejarlo en "vuelo libre". En promedio, pasan 10 años hasta que un electrón libre se encuentra con un ion y nuevamente se unen (recombinan) en un átomo neutro, liberando energía de enlace en forma de cuantos de luz. Se observan líneas de emisión de recombinación en los rangos espectrales de radio, óptico e infrarrojo.
Las líneas de emisión más fuertes en las nebulosas planetarias pertenecen a los átomos de oxígeno que han perdido uno o dos electrones, así como al nitrógeno, el argón, el azufre y el neón. Además, emiten líneas que nunca se observan en sus espectros de laboratorio, sino que aparecen sólo en condiciones características de las nebulosas. Estas líneas se llaman "prohibidas". El hecho es que un átomo suele estar en un estado excitado durante menos de una millonésima de segundo y luego pasa a un estado normal, emitiendo un cuanto. Sin embargo, hay algunos niveles de energía entre los cuales el átomo hace transiciones muy “a regañadientes”, permaneciendo en estado excitado durante segundos, minutos e incluso horas. Durante este tiempo, en las condiciones de un gas de laboratorio relativamente denso, el átomo necesariamente choca con un electrón libre, que cambia su energía y se elimina la transición. Pero en una nebulosa extremadamente enrarecida, un átomo excitado no choca con otras partículas durante mucho tiempo y, finalmente, se produce una transición "prohibida". Es por eso que las líneas prohibidas no fueron descubiertas por primera vez por físicos en laboratorios, sino por astrónomos que observaban nebulosas. Como estas líneas no estaban presentes en los espectros de laboratorio, durante algún tiempo incluso se creyó que pertenecían a un elemento desconocido en la Tierra. Quisieron llamarlo “nebulium”, pero pronto se aclaró el malentendido. Estas líneas son visibles en los espectros de nebulosas planetarias y difusas. Los espectros de tales nebulosas también contienen una emisión continua débil que ocurre cuando los electrones se recombinan con iones.
En los espectrogramas de nebulosas obtenidos con un espectrógrafo de rendija, las líneas suelen aparecer rotas y divididas. Este es el efecto Doppler, que indica el movimiento relativo de partes de la nebulosa. Las nebulosas planetarias suelen expandirse radialmente desde la estrella central a una velocidad de 20 a 40 km/s. Los proyectiles de supernova se expanden mucho más rápido, provocando una onda de choque frente a ellos. En las nebulosas difusas, en lugar de una expansión general, generalmente se observa un movimiento turbulento (caótico) de partes individuales.
Una característica importante de algunas nebulosas planetarias es la estratificación de su radiación monocromática. Por ejemplo, la emisión de oxígeno atómico individualmente ionizado (que ha perdido un electrón) se observa en un área amplia, a gran distancia de la estrella central, y el oxígeno doblemente ionizado (es decir, que ha perdido dos electrones) y el neón son visibles únicamente. en la parte interior de la nebulosa, mientras que el neón u oxígeno cuádruple ionizado son perceptibles sólo en su parte central. Este hecho se explica por el hecho de que los fotones energéticos necesarios para una ionización más fuerte de los átomos no llegan a las regiones exteriores de la nebulosa, sino que son absorbidos por el gas no lejos de la estrella.
En cuanto a su composición química, las nebulosas planetarias son muy diversas: elementos sintetizados en las entrañas de la estrella, en algunas de ellas se mezclaron con el material de la capa expulsada, mientras que en otras no. La composición de los remanentes de supernova es aún más compleja: el material expulsado por la estrella está en gran parte mezclado con gas interestelar y, además, diferentes fragmentos de un mismo remanente a veces tienen diferentes composiciones químicas (como en Casiopea A). Es probable que este material sea expulsado desde varias profundidades de la estrella, lo que permite probar la teoría de la evolución estelar y las explosiones de supernovas.
- Este tipos de nebulosas. Son hermosos, majestuosos, fascinantes y, a pesar de que son difíciles de detectar con un telescopio, los entusiastas de la observación dedican mucho tiempo a buscarlos. Son únicos, cada uno es diferente del otro. Las dimensiones en el espacio son relativamente pequeñas y se encuentran a cortas distancias de nosotros (en términos de valores astronómicos). Se componen principalmente de hidrógeno (90%) y helio (9,9%). No consideraremos si cada nebulosa pertenece a una u otra en el marco de este artículo, nuestra tarea es diferente; Y déjame dejar de despotricar y ir directo al grano.
1. Nebulosa difusa
Nebulosa de la Laguna Difusa
Las nebulosas difusas, a diferencia de las estrellas, no tienen una fuente de energía propia. El brillo en su interior proviene de estrellas calientes que se encuentran en su interior o cerca de él. Estas nebulosas se encuentran en mayor medida en las "ramas" de las galaxias, donde se produce la formación estelar activa y son sustancias que no están incluidas en la composición de la estrella.
Las nebulosas difusas son predominantemente de color rojo; esto se debe a la abundancia de hidrógeno en su interior. Los colores verde y azul nos hablan de otros elementos químicos como el helio, el nitrógeno y los metales pesados.
Estas nebulosas incluyen las más populares y accesibles para la observación con dispositivos de bajo aumento: Nebula de Orión en la constelación de Orión, que mencioné en el artículo.
Las nebulosas difusas también suelen denominarse emisión.
2. Nebulosa de reflexión
Nebulosa de reflexión de la cabeza de bruja
Una nebulosa de reflexión no emite luz propia. Se trata de una nube de gas y polvo que refleja la luz de las estrellas cercanas. Al igual que las nebulosas difusas, las nebulosas de reflexión se encuentran en regiones de formación estelar activa. Tienen un tinte azulado en mayor medida, porque... se disipa mejor que otros.
Hoy en día no se conocen muchas nebulosas de este tipo: unas 500.
Algunas fuentes no distinguen las nebulosas de reflexión por separado, sino que las clasifican como nebulosas difusas.
3. Nebulosa Oscura
Nebulosa Cabeza de Caballo Oscura
Esta nebulosa se produce debido al bloqueo de la luz de los objetos ubicados detrás de ella. Esta es una nube. La composición es casi idéntica a la anterior nebulosa de reflexión, diferenciándose únicamente en la ubicación de la fuente de luz.
Como regla general, se observa una nebulosa oscura junto con una nebulosa reflejada o difusa. Gran ejemplo en la foto de arriba. "Cabeza de caballo"— aquí la región oscura bloquea la luz de una nebulosa difusa mucho más grande detrás de ella. Con un telescopio de aficionado, estas nebulosas serán extremadamente difíciles o casi imposibles de ver. Sin embargo, en el rango de radio, estas nebulosas emiten activamente ondas electromagnéticas.
4. Nebulosa planetaria
Nebulosa planetaria M 57
Quizás el tipo de nebulosa más bello. Como regla general, una nebulosa de este tipo es el resultado del final de la vida de una estrella, es decir, su explosión y dispersión de gas al espacio exterior. A pesar de que la estrella explota, se la llama planetaria. Esto se debe al hecho de que, cuando se observan, estas nebulosas parecen planetas. La mayoría de ellos tienen forma redonda u ovalada. La capa de gas ubicada en el interior está iluminada por los restos de la propia estrella.
En total se han descubierto unas dos mil nebulosas planetarias, aunque sólo en nuestra Vía Láctea hay más de 20.000.
5. Remanente de supernova
Nebulosa del Cangrejo M 1
supernova- Se trata de un fuerte aumento en el brillo de una estrella como resultado de su explosión y la liberación de una gran cantidad de energía al espacio exterior.
La foto de arriba muestra un excelente ejemplo de la explosión de una estrella en la que el gas expulsado aún no se ha mezclado con la materia interestelar. Según las crónicas chinas, esta explosión se registró en el año 1054. Pero debemos entender que la distancia a la Nebulosa del Cangrejo es de unos 3300 años luz.
Eso es todo. Sólo hay 5 tipos de nebulosas que necesitas conocer y poder reconocer. Espero haber podido transmitirles la información de forma accesible y en un lenguaje sencillo. Si tienes dudas, pregunta, escribe en los comentarios. Gracias.
