À quel type de nébuleuse appartient bto ? Nébuleuses créées par des ondes de choc

Depuis que Hubble a donné à l'humanité la possibilité de voir de nos propres yeux de magnifiques photographies de l'espace lointain, une véritable fantasmagorie s'est ouverte devant nous. Grâce aux filtres ultraviolets et infrarouges de l'appareil, l'Univers scintille de pierres précieuses et commence à révéler ses mystères aux astronomes. C'est comme si les scientifiques avaient enfin trouvé une machine à remonter le temps - après tout, la lumière des étoiles lointaines met des millions d'années pour atteindre la Terre, et en regardant dans le ciel nocturne, nous voyons d'anciens autres mondes, des étoiles éteintes depuis longtemps et des supernovae, qui dans En fait, ils ont déjà atteint la « majorité ». Les nébuleuses stellaires sont peut-être les objets spatiaux les plus beaux et les plus excitants, dont l'essence est restée longtemps incompréhensible pour les gens. Mais il existe aujourd'hui une classification plus ou moins claire de ces substances « éternelles » : comme les hommes, les étoiles naissent de cette poussière et redeviennent poussière à la fin de leur évolution.

Histoire des découvertes

Andromède

Qu'est-ce qu'une nébuleuse ? Auparavant, lorsque la capacité de regarder de près les profondeurs de l'espace était limitée, les « nébuleuses » étaient appelées presque tout ce qui n'avait pas de contours clairs, brillait et était relativement immobile. Par conséquent, la galaxie spirale colossale la plus proche, M31 (NGC 224), a été appelée par erreur la nébuleuse d'Andromède (photo). L'amas d'Hercule, qui est en réalité un amas d'étoiles globulaires, a été inclus dans la même catégorie. Cependant, ces erreurs devraient vraiment être excusées - après tout, les recherches ont été menées en 1787 par Charles Monsieur, qui recherchait des comètes. C'est alors que son attention fut attirée sur les corps célestes immobiles.

Avec l'avènement de l'appareil Lundmark, il a été possible de faire une analyse plus précise de leur nature : ils ont séparé les galaxies des nébuleuses, découvert des nuages ​​​​d'étoiles non lumineuses et identifié plusieurs raisons pour lesquelles tous les autres amas brillent. Cependant, toutes les idées fausses n'ont pas été corrigées : au début du XXe siècle, on croyait que les nébuleuses étaient soit poussiéreuses, soit gazeuses. C'est pourquoi le célèbre chercheur B.A. Vorontsov-Velyaminov les a placées dans différentes sections de ses livres. Les scientifiques modernes ne doutent plus qu'un tel amas de matière interstellaire contienne à la fois de la poussière et du gaz - les différences ne peuvent être qu'en pourcentage. Et maintenant davantage sur les « joyaux » de l’espace.

Nébuleuses sombres

tête de cheval

Il n'est pas surprenant que pendant longtemps leur existence n'ait pas été soupçonnée - comme dans le cas des trous noirs, c'est comme chercher un chat noir dans une pièce sombre. Cependant, de tels objets peuvent être vus s'ils sont situés dans une zone bien éclairée, parmi des amas d'étoiles. De bons exemples de tels objets sont les nébuleuses Coalsack ou Horsehead (photo).

Lorsque la résolution des télescopes a permis d'observer la Voie lactée, les astronomes ont d'abord décidé que les taches sombres étaient une sorte d'espace à travers lequel des régions plus éloignées de la galaxie étaient visibles. Mais il s’est avéré que la théorie du « tamis » s’est avérée erronée : les points noirs sont des nuages ​​​​de poussière concentrés qui absorbent les radiations et masquent le centre de la Galaxie à notre vue. Étant situé à sa périphérie, à cause des nébuleuses sombres, nous sommes privés de la possibilité de voir un kaléidoscope dans le ciel nocturne, qui pourrait même éclipser la lumière de la Lune. Mais ne vous précipitez pas pour être triste : c’est au cœur de la Voie lactée que brûlent les étoiles hautement radioactives, rendant la vie impossible sur elles. Et notre boule d'ozone a suffisamment de travail à faire avec l'hyperactivité solaire - donc pour l'ensemble de la biosphère, une telle situation ne pourrait pas être plus pratique.

Nébuleuses par réflexion

Pléiades

Pour briller, comme le font les étoiles, un processus thermonucléaire est nécessaire - cela n'a bien sûr rien à voir avec les nébuleuses. Mais certains amas de poussière peuvent réfléchir la lumière, comme les satellites des planètes. Les grandes étoiles deviennent la source de lumière, et vous pouvez comprendre qu'il s'agit du type de nébuleuse devant vous grâce à la lueur bleue ou bleue autour des soleils colossaux (par exemple, près des étoiles des Pléiades). Il existe cependant une exception à cette règle : la supergéante rouge Antarès est entourée d'une nébuleuse de la même couleur.

Nébuleuses ionisées

Orion

La raison de la lueur du gaz est la même que lorsque la « queue » d'une comète brille : recevant une certaine « charge » provenant de sources plus puissantes, les nébuleuses la libèrent ensuite dans l'espace environnant. De tels nuages ​​stellaires sont également appelés nuages ​​d’émission. Les nébuleuses ne peuvent pas se comparer aux grandes étoiles - leurs photons ont une charge beaucoup plus petite et il leur est plus difficile d'atteindre la Terre - nous les voyons donc dans le spectre rouge, comme les derniers rayons du coucher du soleil. Cependant, il y a aussi des exceptions : dans le cas d'une source de rayonnement très puissante, les nébuleuses en émission sont toujours vertes et bleues. Les nuages ​​​​ionisés comprennent, par exemple, la nébuleuse d'Orion (photo), l'Amérique du Nord, la Tarentule, le Pélican et d'autres.

Nébuleuses planétaires

oeil de chat

Il s'agit d'un type de nébuleuse en émission : généralement, ces objets sont relativement petits et ont une forme claire, rappelant parfois des cercles gelés sur l'eau formés par l'écoulement d'une goutte. En fait, la « retraite » d’une étoile géante semble si luxueuse (du moins de loin) : utilisant l’hydrogène restant, elle se dilate en raison de la perte de sa coquille. Enveloppant de vastes espaces, ces substances sont influencées par le rayonnement du noyau de l’étoile. L'image la plus incroyable d'un tel processus a été obtenue dans la constellation du Draco - la nébuleuse de l'Œil de chat. Sa structure fibreuse, semblable à toutes les autres nébuleuses, est associée à l'action de puissants champs magnétiques d'étoiles, qui possèdent certaines lignes de force et entravent le mouvement transversal des particules de poussière et de gaz chargées électriquement.

Nébuleuses des ondes de choc

Nébuleuse du Crabe

Les sources de telles ondes, capables de provoquer un mouvement supersonique de substances dans le milieu interstellaire, sont des vents stellaires ou des explosions de supernova. Les nébuleuses qui en résultent peuvent atteindre des milliards de degrés de température, de sorte que le gaz chauffé émet principalement dans la gamme des rayons X. Cependant, l'énergie cinétique de la matière en mouvement s'épuise rapidement, de sorte que les nébuleuses de courte durée disparaissent après une courte période de temps (selon les normes cosmiques). La nébuleuse la plus célèbre de ce type est la nébuleuse du « Crabe » dans la constellation du Taureau, apparue dans le ciel en 1054.

En plus des étoiles, de petites taches nébuleuses faiblement brillantes sont visibles à travers le télescope. On les appelle nébuleuses. Certains d’entre eux ont des contours bien distincts. Parmi eux, il y a quelques soi-disant planétaires nébuleuses. À l’intérieur de chacun d’eux, au centre, il y a toujours une étoile très chaude. Tel nébuleuses constitué de gaz raréfié, qui s'éloigne dans toutes les directions de l'étoile centrale à une vitesse de plusieurs dizaines de kilomètres par seconde. Si la coquille de gaz autour de l'étoile est creuse à l'intérieur, alors la nébuleuse a l'apparence d'un anneau, comme la nébuleuse de la constellation de la Lyre. Mais beaucoup nébuleuses n'ont pas de forme spécifique. Ils ressemblent à du brouillard déchiqueté, se propageant en ruisseaux dans différentes directions. Ces nébuleuses sont appelés diffus. On en connaît plusieurs centaines.

La plus remarquable d’entre elles est la nébuleuse d’Orion. Il est visible même avec un télescope faible, et parfois à l'œil nu. Dans cette immense diffusion nébuleuses, comme dans les nébuleuses planétaires, les gaz raréfiés brillent sous l'influence de la lumière des étoiles chaudes situées à l'intérieur nébuleuses. Parfois, une étoile brillante illumine un nuage de particules de poussière qu’elle rencontre, de taille comparable à celle des particules de fumée. Ensuite, à travers le télescope, nous voyons également une nébuleuse lumineuse diffuse, mais pas une nébuleuse gazeuse, mais une nébuleuse poussiéreuse. De nombreuses nébuleuses au 19ème siècle. découvert par William Herschel et son fils John, qui travaillèrent notamment en Afrique du Sud pour y observer le ciel austral.

Au XXe siècle, de nombreuses nébuleuses gazeuses ont été découvertes et étudiées en Crimée par le scientifique russe G. A. Shain. Dans la plupart des cas, poussiéreux nébuleuses ne brillent pas, car il n'y a généralement pas d'étoiles à proximité qui puissent les éclairer brillamment. Ces sombres et poussiéreux nébuleuses, souvent aux bords clairement définis, se trouvent comme des clairières dans les zones claires de la Voie Lactée. Tel nébuleuses, comme la Tête de Cheval (dans Orion, près de la lumière diffuse nébuleuses), représentant des amas de minuscules poussières, absorbent la lumière des étoiles derrière elles

Le contenu de l'article

NÉBULEUSE. Auparavant, les astronomes appelaient ainsi tout objet céleste stationnaire par rapport aux étoiles, ayant, contrairement à elles, un aspect diffus et flou, comme un petit nuage (terme latin utilisé en astronomie pour « nébuleuse »). nébuleuse signifie « nuage »). Au fil du temps, il est devenu clair que certains d'entre eux, par exemple la nébuleuse d'Orion, sont constitués de gaz et de poussières interstellaires et appartiennent à notre Galaxie. D’autres nébuleuses « blanches », comme celles d’Andromède et du Triangle, se sont révélées être des systèmes stellaires géants semblables à la Galaxie. Nous parlerons ici des nébuleuses gazeuses.

Jusqu'au milieu du 19ème siècle. Les astronomes pensaient que toutes les nébuleuses étaient des amas d’étoiles distants. Mais en 1860, utilisant pour la première fois un spectroscope, W. Hoggins montra que certaines nébuleuses sont gazeuses. Lorsque la lumière d'une étoile ordinaire traverse un spectroscope, un spectre continu est observé dans lequel toutes les couleurs, du violet au rouge, sont représentées ; à certains endroits du spectre de l'étoile, il y a d'étroites lignes d'absorption sombres, mais elles sont assez difficiles à remarquer - elles ne sont visibles que sur des photographies de haute qualité du spectre. Par conséquent, lorsqu’on l’observe à l’œil nu, le spectre d’un amas d’étoiles apparaît comme une bande continue de couleur. Le spectre d'émission d'un gaz raréfié, au contraire, est constitué de raies lumineuses individuelles entre lesquelles il n'y a pratiquement pas de lumière. C’est exactement ce que Hoggins a vu en observant certaines nébuleuses à l’aide d’un spectroscope. Des observations ultérieures ont confirmé que de nombreuses nébuleuses sont effectivement des nuages ​​de gaz chauds. Les astronomes appellent souvent les objets sombres et diffus « nébuleuses » - également des nuages ​​​​de gaz interstellaire, mais froids.

Types de nébuleuses.

Les nébuleuses sont divisées en types principaux suivants : les nébuleuses diffuses, ou régions H II, telles que la nébuleuse d'Orion ; des nébuleuses par réflexion comme la nébuleuse Mérope dans les Pléiades ; des nébuleuses sombres comme Coalsack, qui sont généralement associées à des nuages ​​​​moléculaires ; des restes de supernova comme la nébuleuse du Réticulum dans le Cygne ; nébuleuses planétaires, comme l'Anneau de la Lyre.

Nébuleuses diffuses.

Des exemples largement connus de nébuleuses diffuses sont la nébuleuse d'Orion dans le ciel d'hiver, ainsi que les nébuleuses de la Lagune et de Trifide dans le ciel d'été. Les lignes sombres qui séparent la Triple Nébuleuse sont les nuages ​​​​de poussière froide qui se trouvent devant elle. La distance jusqu'à cette nébuleuse est d'env. 2200 rue. ans, et son diamètre est légèrement inférieur à 2 sv. années. La masse de cette nébuleuse est 100 fois supérieure à celle du Soleil. Certaines nébuleuses diffuses, comme Lagoon 30 Doradus et la nébuleuse d'Orion, sont beaucoup plus grandes et massives.

Contrairement aux étoiles, les nébuleuses gazeuses ne disposent pas de leur propre source d’énergie ; elles ne brillent que s'il y a des étoiles chaudes à l'intérieur ou à proximité d'elles avec une température de surface de 20 000 à 40 000 °C. Ces étoiles émettent un rayonnement ultraviolet, qui est absorbé par le gaz de la nébuleuse et réémis par celui-ci sous forme de lumière visible. . Passée à travers un spectroscope, cette lumière est divisée en raies d'émission caractéristiques de divers éléments du gaz.

Nébuleuses par réflexion.

Une nébuleuse par réflexion se forme lorsqu'un nuage de grains de poussière diffusant la lumière est éclairé par une étoile proche dont la température n'est pas suffisamment élevée pour faire briller le gaz. De petites nébuleuses par réflexion sont parfois visibles à proximité des étoiles en formation.

Nébuleuses sombres.

Les nébuleuses sombres sont des nuages ​​constitués principalement de gaz et en partie de poussière (rapport de masse ~ 100:1). Dans le domaine optique, ils nous cachent le centre de la Galaxie et sont visibles sous forme de points noirs le long de toute la Voie Lactée, par exemple la Grande Division du Cygne. Mais dans les domaines infrarouge et radio, ces nébuleuses émettent assez activement. Certains d’entre eux forment désormais des étoiles. La densité des gaz y est beaucoup plus élevée que dans l'espace internuageux, et la température est plus basse, de - 260 à - 220°C. Ils sont principalement constitués d'hydrogène moléculaire, mais on y trouve également d'autres molécules, notamment des molécules d'acides aminés.

Restes de supernova.

Lorsqu'une étoile âgée explose, ses couches externes se détachent à une vitesse d'env. 10 000 km/s. Ce matériau en mouvement rapide, comme un bulldozer, ramasse le gaz interstellaire devant lui et forme ensemble une structure similaire à la nébuleuse du Réticulum dans le Cygne. Lors d'une collision, les substances en mouvement et stationnaires se réchauffent dans une puissante onde de choc et brillent sans sources d'énergie supplémentaires. La température du gaz atteint des centaines de milliers de degrés et devient une source de rayonnement X. De plus, le champ magnétique interstellaire s'intensifie dans l'onde de choc et les particules chargées - protons et électrons - sont accélérées à des énergies bien supérieures à l'énergie du mouvement thermique. Le mouvement de ces particules chargées rapidement dans un champ magnétique produit un rayonnement dans le domaine radio, appelé non thermique.

Le reste de supernova le plus intéressant est la nébuleuse du Crabe. Dans celui-ci, le gaz éjecté par la supernova ne s'est pas encore mélangé à la matière interstellaire.

En 1054, une éruption d'étoiles était visible dans la constellation du Taureau. L'image de l'épidémie, reconstituée à partir de chroniques chinoises, montre qu'il s'agissait de l'explosion d'une supernova qui, à son maximum, atteignait une luminosité 100 millions de fois supérieure à celle du soleil. La nébuleuse du Crabe est située exactement sur le site de cette épidémie. En mesurant la taille angulaire et le taux d'expansion de la nébuleuse et en les divisant l'un par l'autre, ils ont calculé le moment où cette expansion a commencé - presque exactement l'année 1054. Il n’y a aucun doute : la nébuleuse du Crabe est un vestige de supernova.

Dans le spectre de cette nébuleuse, chaque raie est bifurquée. Il est clair qu'une composante de la ligne, décalée vers le côté bleu, vient de la partie de l'obus qui s'approche de nous, et l'autre, décalée vers le côté rouge, de celle qui s'éloigne. À l'aide de la formule Doppler, nous avons calculé la vitesse d'expansion (1 200 km/s) et, en la comparant avec la vitesse d'expansion angulaire, nous avons déterminé la distance jusqu'à la nébuleuse du Crabe : env. 3300 rue. années.

La nébuleuse du Crabe a une structure complexe : sa partie fibreuse externe émet des raies d'émission individuelles caractéristiques des gaz chauds ; À l’intérieur de cette coque se trouve un corps amorphe dont le rayonnement a un spectre continu et est fortement polarisé. De plus, de puissantes émissions radio non thermiques en émanent. Cela ne peut s'expliquer que par le fait qu'à l'intérieur de la nébuleuse, des électrons rapides se déplacent dans un champ magnétique, émettant un rayonnement synchrotron dans une large gamme du spectre - de la radio aux rayons X. Pendant de nombreuses années, la source des électrons rapides dans la nébuleuse du Crabe est restée mystérieuse, jusqu'à ce qu'en 1968, il soit possible de découvrir en son centre une étoile à neutrons en rotation rapide - un pulsar, le reste d'une étoile massive qui a explosé il y a environ 950 ans. Faisant 30 tours par seconde et possédant un immense champ magnétique, l'étoile à neutrons émet des flux d'électrons rapides responsables du rayonnement observé dans la nébuleuse environnante.

Il s'est avéré que le mécanisme du rayonnement synchrotron est très courant parmi les objets astronomiques actifs. Dans notre Galaxie, nous pouvons signaler de nombreux restes de supernova qui émettent à la suite du mouvement d'électrons dans un champ magnétique, par exemple la puissante source radio Cassiopée A, à laquelle est associée une coque fibreuse en expansion dans le domaine optique. Du cœur de la galaxie elliptique géante M 87, un mince jet de plasma chaud doté d'un champ magnétique est éjecté, émettant dans toutes les plages spectrales. On ne sait pas si les processus actifs dans les noyaux des radiogalaxies et des quasars sont liés aux supernovae, mais les processus physiques de rayonnement qui s'y déroulent sont très similaires.

Nébuleuses planétaires.

Les nébuleuses galactiques les plus simples sont planétaires. Il y en a environ deux mille découverts, et au total il y en a environ deux mille dans la Galaxie. 20 000. Elles sont concentrées dans le disque galactique, mais ne gravitent pas, comme les nébuleuses diffuses, vers les bras spiraux.

Lorsqu'elles sont observées à travers un petit télescope, les nébuleuses planétaires apparaissent comme des disques flous sans beaucoup de détails et ressemblent donc à des planètes. Beaucoup d’entre eux ont une étoile bleue chaude visible près du centre ; un exemple typique est la nébuleuse annulaire de la Lyre. Comme les nébuleuses diffuses, la source de leur lueur est le rayonnement ultraviolet de l'étoile située à l'intérieur.

Analyse spectrale.

Pour analyser la composition spectrale de l'émission de la nébuleuse, un spectrographe sans fente est souvent utilisé. Dans le cas le plus simple, une lentille concave est placée près du foyer du télescope, transformant un faisceau de lumière convergent en un faisceau parallèle. Elle est dirigée sur un prisme ou un réseau de diffraction, qui divise le faisceau en un spectre, puis une lentille convexe est utilisée pour focaliser la lumière sur une plaque photographique, obtenant non seulement une image de l'objet, mais plusieurs, en fonction du nombre. de raies d'émission dans son spectre. Cependant, l’image de l’étoile centrale est étirée en ligne, car elle a un spectre continu.

Les spectres des nébuleuses gazeuses contiennent des raies de tous les éléments les plus importants : l'hydrogène, l'hélium, l'azote, l'oxygène, le néon, le soufre et l'argon. De plus, comme partout ailleurs dans l’Univers, l’hydrogène et l’hélium s’avèrent bien plus gros que le reste.

L'excitation des atomes d'hydrogène et d'hélium dans la nébuleuse ne se produit pas de la même manière que dans un tube à décharge gazeuse de laboratoire, où un flux d'électrons rapides, bombardant les atomes, les transfère à un état d'énergie plus élevé, après quoi l'atome revient à son état normal, émettant de la lumière. Dans la nébuleuse, il n'y a pas d'électrons aussi énergétiques qui pourraient exciter un atome avec leur impact, c'est-à-dire « jeter » ses électrons sur des orbites plus élevées. Dans la nébuleuse, la « photoionisation » des atomes se produit par le rayonnement ultraviolet de l'étoile centrale, c'est-à-dire l'énergie du quantum arrivant est suffisante pour arracher complètement un électron de l'atome et le laisser entrer en « vol libre ». En moyenne, 10 ans s'écoulent jusqu'à ce qu'un électron libre rencontre un ion, et ils s'unissent à nouveau (se recombinent) en un atome neutre, libérant de l'énergie de liaison sous forme de quanta de lumière. Des raies d'émission de recombinaison sont observées dans les domaines spectraux radio, optique et infrarouge.

Les raies d'émission les plus fortes dans les nébuleuses planétaires appartiennent aux atomes d'oxygène qui ont perdu un ou deux électrons, ainsi qu'à l'azote, à l'argon, au soufre et au néon. De plus, elles émettent des raies qui ne sont jamais observées dans leurs spectres de laboratoire, mais n'apparaissent que dans des conditions caractéristiques des nébuleuses. Ces lignes sont dites « interdites ». Le fait est qu'un atome est généralement dans un état excité pendant moins d'un millionième de seconde, puis passe à un état normal en émettant un quantum. Cependant, il existe certains niveaux d'énergie entre lesquels l'atome effectue des transitions très « à contrecœur », restant dans un état excité pendant des secondes, des minutes et même des heures. Pendant ce temps, dans les conditions d'un gaz de laboratoire relativement dense, l'atome entre nécessairement en collision avec un électron libre, qui modifie son énergie, et la transition est éliminée. Mais dans une nébuleuse extrêmement raréfiée, un atome excité n'entre pas en collision avec d'autres particules pendant longtemps et, finalement, une transition « interdite » se produit. C'est pourquoi les raies interdites ont été découvertes pour la première fois non pas par des physiciens dans des laboratoires, mais par des astronomes observant des nébuleuses. Comme ces raies n’étaient pas présentes dans les spectres de laboratoire, on a même cru pendant un certain temps qu’elles appartenaient à un élément inconnu sur Terre. Ils voulaient l’appeler « nébulium », mais le malentendu fut vite dissipé. Ces lignes sont visibles dans les spectres des nébuleuses planétaires et diffuses. Les spectres de ces nébuleuses contiennent également une faible émission continue qui se produit lorsque les électrons se recombinent avec des ions.

Dans les spectrogrammes de nébuleuses obtenus avec un spectrographe à fente, les lignes apparaissent souvent brisées et divisées. Il s'agit de l'effet Doppler, indiquant le mouvement relatif des parties de la nébuleuse. Les nébuleuses planétaires se développent généralement radialement à partir de l'étoile centrale à une vitesse de 20 à 40 km/s. Les coquilles de supernova se dilatent beaucoup plus rapidement, provoquant une onde de choc devant elles. Dans les nébuleuses diffuses, au lieu d'une expansion générale, on observe généralement un mouvement turbulent (chaotique) de pièces individuelles.

Une caractéristique importante de certaines nébuleuses planétaires est la stratification de leur rayonnement monochromatique. Par exemple, l'émission d'oxygène atomique simplement ionisé (qui a perdu un électron) est observée dans une vaste zone, à une grande distance de l'étoile centrale, et l'oxygène et le néon doublement ionisés (c'est-à-dire ayant perdu deux électrons) ne sont visibles que dans la partie interne de la nébuleuse, tandis que le néon ou l'oxygène quadruple ionisé ne sont perceptibles que dans sa partie centrale. Ce fait s'explique par le fait que les photons énergétiques nécessaires à une ionisation plus forte des atomes n'atteignent pas les régions extérieures de la nébuleuse, mais sont absorbés par le gaz non loin de l'étoile.

En termes de composition chimique, les nébuleuses planétaires sont très diverses : des éléments synthétisés dans les entrailles de l'étoile, dans certaines d'entre elles ont été mélangés au matériau de la coque éjectée, tandis que dans d'autres ils ne l'ont pas été. La composition des restes de supernova est encore plus complexe : la matière éjectée par l'étoile est en grande partie mélangée à du gaz interstellaire, et, de plus, différents fragments d'un même reste ont parfois des compositions chimiques différentes (comme dans Cassiopée A). Ce matériau est probablement éjecté à différentes profondeurs de l'étoile, ce qui permet de tester la théorie de l'évolution stellaire et des explosions de supernova.

Origine des nébuleuses.

Les nébuleuses diffuses et planétaires ont des origines complètement différentes. Les étoiles diffuses se trouvent toujours dans les régions de formation d’étoiles – généralement dans les bras spiraux des galaxies. Ils sont généralement associés à de grands nuages ​​froids de gaz et de poussière dans lesquels se forment les étoiles. Une nébuleuse diffuse brillante est un petit morceau d'un tel nuage, chauffé par une étoile massive et chaude née à proximité. Comme ces étoiles se forment rarement, les nébuleuses diffuses n’accompagnent pas toujours les nuages ​​froids. Par exemple, il y a de telles étoiles dans Orion, donc il y a plusieurs nébuleuses diffuses, mais elles sont minuscules par rapport au nuage sombre invisible qui occupe presque toute la constellation d'Orion. Dans la petite région de formation d'étoiles du Taureau, il n'y a pas d'étoiles chaudes et brillantes, et donc pas de nébuleuses diffuses visibles (il n'y a que quelques nébuleuses faibles à proximité des jeunes étoiles T Tauri actives).

Les nébuleuses planétaires sont des coquilles déposées par les étoiles au stade final de leur évolution. Une étoile normale brille grâce aux réactions thermonucléaires qui se produisent dans son noyau, convertissant l'hydrogène en hélium. Mais lorsque les réserves d'hydrogène dans le noyau de l'étoile s'épuisent, des changements rapides se produisent : le noyau d'hélium se contracte, la coquille se dilate et l'étoile se transforme en géante rouge. Il s'agit généralement d'étoiles variables telles que Mira Ceti ou OH/IR avec d'énormes enveloppes pulsantes. Finalement, ils perdent les parties extérieures de leur coquille. L'intérieur sans coquille de l'étoile a une température très élevée, parfois supérieure à 100 000°C. Elle se contracte progressivement et se transforme en naine blanche, privée de source d'énergie nucléaire et se refroidissant lentement. Ainsi, les nébuleuses planétaires sont éjectées par leurs étoiles centrales, tandis que les nébuleuses diffuses comme la nébuleuse d'Orion sont des matériaux qui n'ont pas été utilisés pendant le processus de formation des étoiles.

- Ce types de nébuleuses. Ils sont beaux, majestueux, fascinants, et malgré le fait qu'ils soient difficiles à détecter au télescope, les passionnés d'observation consacrent beaucoup de temps à leur recherche. Ils sont uniques, chacun est différent des autres. Les dimensions dans l'espace sont relativement petites et se situent à de courtes distances de nous (du point de vue des valeurs astronomiques). Ils sont constitués principalement d'hydrogène - 90 % et d'hélium - 9,9 %. Nous ne considérerons pas si chaque nébuleuse appartient à l'une ou à l'autre dans le cadre de cet article, notre tâche est différente ; Et laissez-moi arrêter de déclamer et aller droit au but.

1. Nébuleuse diffuse

Nébuleuse diffuse de la lagune

Les nébuleuses diffuses, contrairement aux étoiles, ne disposent pas de leur propre source d'énergie. La lueur à l’intérieur d’eux provient des étoiles chaudes qui se trouvent à l’intérieur ou à proximité. De telles nébuleuses se trouvent davantage sur les « branches » des galaxies, où se produit la formation active d'étoiles et sont des substances qui n'entrent pas dans la composition de l'étoile.

Les nébuleuses diffuses sont principalement de couleur rouge, en raison de l'abondance d'hydrogène à l'intérieur. Les couleurs vertes et bleues nous renseignent sur d’autres éléments chimiques tels que l’hélium, l’azote et les métaux lourds.

Ces nébuleuses comprennent les plus populaires et les plus accessibles pour l'observation avec des appareils à faible grossissement - Nébuleuse d'Orion dans la constellation d'Orion, dont j'ai parlé dans l'article.

Les nébuleuses diffuses sont aussi souvent appelées émission.

2. Nébuleuse par réflexion

Nébuleuse par réflexion de la tête de sorcière

Une nébuleuse par réflexion n’émet aucune lumière propre. Il s'agit d'un nuage de gaz et de poussière qui reflète la lumière des étoiles proches. Tout comme les nébuleuses diffuses, les nébuleuses par réflexion se trouvent dans les régions de formation d’étoiles actives. Ils ont une teinte plus bleuâtre, car... il se dissipe mieux que d'autres.

Peu de nébuleuses de ce type sont connues aujourd’hui : environ 500.

Certaines sources ne distinguent pas séparément la nébuleuse par réflexion, mais la classent comme une nébuleuse diffuse.

3. Nébuleuse sombre

Nébuleuse de la Tête de Cheval Sombre

Une telle nébuleuse se produit en raison du blocage de la lumière provenant des objets situés derrière elle. C'est un nuage. La composition est presque identique à celle de la nébuleuse par réflexion précédente, ne différant que par l'emplacement de la source lumineuse.

En règle générale, une nébuleuse sombre est observée avec une nébuleuse réfléchie ou diffuse. Excellent exemple sur la photo ci-dessus. "Tête de cheval"— ici, la région sombre bloque la lumière d'une nébuleuse diffuse beaucoup plus grande derrière elle. Avec un télescope amateur, de telles nébuleuses seront extrêmement difficiles, voire presque impossibles, à voir. Cependant, dans le domaine radio, ces nébuleuses émettent activement des ondes électromagnétiques.

4. Nébuleuse planétaire

Nébuleuse planétaire M 57

Peut-être le plus beau type de nébuleuse. En règle générale, une telle nébuleuse est le résultat de la fin de la vie d’une étoile, c’est-à-dire son explosion et sa diffusion de gaz dans l’espace. Malgré le fait que l'étoile explose, elle est dite planétaire. Cela est dû au fait que lorsqu’elles sont observées, ces nébuleuses ressemblent à des planètes. La plupart d'entre eux sont de forme ronde ou ovale. La coquille de gaz située à l'intérieur est éclairée par les restes de l'étoile elle-même.

Au total, environ deux mille nébuleuses planétaires ont été découvertes, bien que dans notre seule Voie lactée, il y en ait plus de 20 000.

5. Reste de supernova

Nébuleuse du Crabe M 1

Supernova- il s'agit d'une forte augmentation de la luminosité d'une étoile à la suite de son explosion et de la libération d'une énorme quantité d'énergie dans l'environnement spatial.

La photo ci-dessus montre un excellent exemple d'explosion d'une étoile dans laquelle le gaz éjecté ne s'est pas encore mélangé à la matière interstellaire. D'après les chroniques chinoises, cette explosion a été enregistrée en 1054. Mais il faut comprendre que la distance jusqu'à la nébuleuse du Crabe est d'environ 3 300 années-lumière.

C'est tout. Il n’existe que 5 types de nébuleuses que vous devez connaître et pouvoir reconnaître. J'espère avoir pu vous transmettre l'information sous une forme accessible et dans un langage simple. Si vous avez des questions, posez-les, écrivez dans les commentaires. Merci.