ગ્રહોની નિહારિકા. અવકાશ નિહારિકા

જેમ કે કાર્બન, નાઇટ્રોજન, ઓક્સિજન અને કેલ્શિયમ).

તાજેતરના વર્ષોમાં, હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ દ્વારા મેળવેલી છબીઓની મદદથી, તે શોધવાનું શક્ય બન્યું છે કે ઘણા ગ્રહોની નિહારિકાઓ ખૂબ જટિલ અને અનન્ય રચના ધરાવે છે. તેમ છતાં તેમાંના લગભગ પાંચમા ભાગની ગોળાકાર છે, બહુમતી પાસે કોઈ ગોળાકાર સમપ્રમાણતા નથી. મિકેનિઝમ્સ જે આવા વિવિધ સ્વરૂપો બનાવવાનું શક્ય બનાવે છે તે આજની તારીખે સંપૂર્ણ રીતે સમજી શકાયું નથી. એવું માનવામાં આવે છે કે તારાકીય પવન અને દ્વિસંગી તારાઓની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા, ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને તારાઓ વચ્ચેનું માધ્યમ આમાં મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

સંશોધનનો ઇતિહાસ

ગ્રહોની નિહારિકાઓ મોટે ભાગે ઝાંખા પદાર્થો હોય છે અને સામાન્ય રીતે નરી આંખે દેખાતા નથી. સૌપ્રથમ શોધાયેલ ગ્રહોની નિહારિકા નક્ષત્ર વલ્પેક્યુલામાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા હતી: ચાર્લ્સ મેસિયર, જે ધૂમકેતુઓની શોધ કરી રહ્યા હતા, જ્યારે 1764માં તેમની નિહારિકાઓ (આકાશનું અવલોકન કરતી વખતે ધૂમકેતુ જેવા સ્થિર પદાર્થો) ની સૂચિનું સંકલન કરી, તેને M27 નંબર હેઠળ સૂચિબદ્ધ કર્યું. 1784 માં, યુરેનસના શોધક વિલિયમ હર્શેલે તેમની સૂચિનું સંકલન કરતી વખતે તેમને નિહારિકાના એક અલગ વર્ગ તરીકે ઓળખ્યા ( વર્ગ IV નિહારિકા) અને યુરેનસની ડિસ્ક સાથે તેમની દેખીતી સામ્યતાને કારણે તેમના માટે "પ્લેનેટરી નેબ્યુલા" શબ્દનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો.

અવલોકનોમાં સ્પેક્ટ્રોસ્કોપીના ઉપયોગની શરૂઆત સાથે, 19મી સદીના મધ્યમાં ગ્રહોની નિહારિકાઓની અસામાન્ય પ્રકૃતિની શોધ થઈ હતી. વિલિયમ હગિન્સ ગ્રહોની નિહારિકાના સ્પેક્ટ્રા મેળવનાર પ્રથમ ખગોળશાસ્ત્રી બન્યા - પદાર્થો કે જે તેમની અસામાન્યતા માટે અલગ છે:

આમાંની કેટલીક સૌથી રહસ્યમય વસ્તુઓ એવી છે કે જે ટેલિસ્કોપિક રીતે જોવામાં આવે ત્યારે ગોળાકાર અથવા સહેજ અંડાકાર ડિસ્ક તરીકે દેખાય છે. ...તેમનો લીલો-વાદળી રંગ પણ નોંધપાત્ર છે, એકલ તારાઓ માટે અત્યંત દુર્લભ છે. વધુમાં, આ નિહારિકાઓમાં કેન્દ્રિય ઘનીકરણના કોઈ ચિહ્નો નથી. આ લાક્ષણિકતાઓના આધારે, ગ્રહોની નિહારિકાઓ સૂર્ય અને સ્થિર તારાઓના ગુણધર્મોથી સંપૂર્ણપણે અલગ ગુણધર્મો ધરાવતા પદાર્થો તરીકે સ્પષ્ટપણે બહાર આવે છે. આ કારણોસર, અને તેમની તેજસ્વીતાને કારણે, મેં આ નિહારિકાઓને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક અભ્યાસ માટે સૌથી યોગ્ય તરીકે પસંદ કરી.

બીજી સમસ્યા ગ્રહોની નિહારિકાઓની રાસાયણિક રચના હતી: હગિન્સ, પ્રમાણભૂત સ્પેક્ટ્રા સાથે સરખામણી કરીને, નાઇટ્રોજન અને હાઇડ્રોજનની રેખાઓ ઓળખવામાં સક્ષમ હતા, પરંતુ 500.7 એનએમની તરંગલંબાઇ સાથેની સૌથી તેજસ્વી રેખાઓ તે સમયના જાણીતા સ્પેક્ટ્રામાં જોવા મળી ન હતી. રાસાયણિક તત્વો. એવું અનુમાન કરવામાં આવ્યું હતું કે આ રેખા અજાણ્યા તત્વને અનુરૂપ છે. તેને અગાઉથી નેબ્યુલિયમ નામ આપવામાં આવ્યું હતું - 1868 માં સૂર્યના સ્પેક્ટ્રલ વિશ્લેષણ દરમિયાન હિલિયમની શોધ તરફ દોરી જતા વિચાર સાથે સામ્યતા દ્વારા.

નવા તત્વની શોધ વિશે ધારણાઓ નેબ્યુલિયાપુષ્ટિ કરવામાં આવી ન હતી. 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હેનરી રસેલે અનુમાન લગાવ્યું હતું કે 500.7 nm પરની રેખા નવા તત્વને નહીં, પરંતુ અજાણી પરિસ્થિતિઓમાં જૂના તત્વને અનુરૂપ છે.

થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓનું પુનઃપ્રારંભ ન્યુક્લિયસના વધુ સંકોચનને અટકાવે છે. બર્નિંગ હિલીયમ ટૂંક સમયમાં જ કાર્બન અને ઓક્સિજનનો બનેલો એક જડ કોર બનાવે છે, જે સળગતા હિલીયમના શેલથી ઘેરાયેલો છે. હિલીયમને સંડોવતા થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તાપમાન પ્રત્યે ખૂબ જ સંવેદનશીલ હોય છે. પ્રતિક્રિયા દર T40 ના પ્રમાણસર છે, એટલે કે, માત્ર 2% તાપમાનમાં વધારો પ્રતિક્રિયા દરના બમણા તરફ દોરી જશે. આ તારાને ખૂબ જ અસ્થિર બનાવે છે: તાપમાનમાં એક નાનો વધારો પ્રતિક્રિયાઓના દરમાં ઝડપી વધારોનું કારણ બને છે, ઊર્જાના પ્રકાશનમાં વધારો કરે છે, જે બદલામાં, તાપમાનમાં વધારો કરે છે. બર્નિંગ હિલીયમના ઉપલા સ્તરો ઝડપથી વિસ્તરણ કરવાનું શરૂ કરે છે, તાપમાનમાં ઘટાડો થાય છે અને પ્રતિક્રિયા ધીમી પડે છે. આ બધું શક્તિશાળી ધબકારાનું કારણ બની શકે છે, જે ક્યારેક તારાના વાતાવરણના નોંધપાત્ર ભાગને બાહ્ય અવકાશમાં બહાર કાઢવા માટે પૂરતું મજબૂત હોય છે.

બહાર નીકળેલો વાયુ તારાના ખુલ્લા ભાગની આસપાસ વિસ્તરતો શેલ બનાવે છે. જેમ જેમ વધુ અને વધુ વાતાવરણ તારામાંથી છીનવાઈ જાય છે, તેમ તેમ ઊંચા તાપમાન સાથે ઊંડા અને ઊંડા સ્તરો પ્રગટ થાય છે. જ્યારે ખુલ્લી સપાટી (તારાનું ફોટોસ્ફિયર) 30,000 K ના તાપમાને પહોંચે છે, ત્યારે ઉત્સર્જિત અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનની ઊર્જા બહાર નીકળેલી સામગ્રીમાંના અણુઓને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતી બની જાય છે, જેના કારણે તે ચમકે છે. આમ, વાદળ ગ્રહોની નિહારિકા બની જાય છે.

આયુષ્ય

ગ્રહોની નિહારિકાની બાબત સેકન્ડ દીઠ કેટલાક દસ કિલોમીટરની ઝડપે કેન્દ્રિય તારાથી દૂર ઉડે છે. તે જ સમયે, જેમ જેમ દ્રવ્ય બહાર નીકળે છે, કેન્દ્રીય તારો ઠંડુ થાય છે, બાકીની ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે; થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થઈ જાય છે કારણ કે તારા પાસે કાર્બન અને ઓક્સિજનને ફ્યુઝ કરવા માટે જરૂરી તાપમાન જાળવવા માટે પૂરતો સમૂહ નથી. આખરે, તારો એટલો ઠંડો થશે કે તે ગેસના બહારના શેલને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશનું ઉત્સર્જન કરશે નહીં. તારો સફેદ વામન બની જાય છે, અને વાયુના વાદળો ફરીથી જોડાય છે, અદ્રશ્ય બની જાય છે. સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકા માટે, રચનાથી પુનઃસંયોજન સુધીનો સમય 10,000 વર્ષ છે.

ગેલેક્ટીક રિસાયકલર્સ

ગ્રહોની નિહારિકાઓ તારાવિશ્વોના ઉત્ક્રાંતિમાં મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે. પ્રારંભિક બ્રહ્માંડમાં મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમનો સમાવેશ થતો હતો, જેમાંથી પ્રકાર II તારાઓ. પરંતુ સમય જતાં, થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનના પરિણામે, તારાઓમાં ભારે તત્વોની રચના થઈ. આમ, ગ્રહોની નિહારિકાની બાબતમાં કાર્બન, નાઇટ્રોજન અને ઓક્સિજનનું પ્રમાણ વધુ હોય છે, અને તે જેમ જેમ વિસ્તરે છે અને તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં પ્રવેશ કરે છે, તે તેને આ ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ બનાવે છે, જેને ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે ધાતુઓ કહે છે.

તારાઓની અનુગામી પેઢીઓ, ઇન્ટરસ્ટેલર દ્રવ્યમાંથી રચાયેલી, ભારે તત્વોનો મોટો પ્રારંભિક જથ્થો ધરાવશે. જો કે તારાઓની રચનામાં તેમનો હિસ્સો નજીવો રહે છે, તેમ છતાં તેમની હાજરી જીવન ચક્રમાં નોંધપાત્ર ફેરફાર કરે છે. પ્રકાર I તારાઓ(જુઓ તારાઓની વસ્તી).

લાક્ષણિકતાઓ

શારીરિક લાક્ષણિકતાઓ

સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકા એક પ્રકાશ વર્ષની સરેરાશ હદ ધરાવે છે અને તેમાં અત્યંત દુર્લભ ગેસનો સમાવેશ થાય છે જેની ઘનતા લગભગ 1000 કણો પ્રતિ cm³ છે, જે સરખામણીમાં નહિવત્ છે, ઉદાહરણ તરીકે, પૃથ્વીના વાતાવરણની ઘનતા સાથે, પરંતુ લગભગ 10-100 સૂર્યથી પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાના અંતર પર આંતરગ્રહીય અવકાશની ઘનતા કરતા ગણી વધારે. યુવાન ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં સૌથી વધુ ઘનતા હોય છે, કેટલીકવાર તે 10 6 કણો પ્રતિ cm³ સુધી પહોંચે છે. જેમ જેમ નિહારિકાની ઉંમર થાય છે તેમ તેમ તેમના વિસ્તરણને કારણે તેમની ઘનતા ઘટે છે.

કેન્દ્રીય તારામાંથી રેડિયેશન વાયુઓને 10,000 ના ક્રમમાં તાપમાને ગરમ કરે છે. વિરોધાભાસી રીતે, કેન્દ્રીય તારાથી વધતા અંતર સાથે ગેસનું તાપમાન ઘણીવાર વધે છે. આવું એટલા માટે થાય છે કારણ કે ફોટોન જેટલી વધુ ઉર્જા ધરાવે છે, તેટલી જ તેના શોષણની શક્યતા ઓછી છે. તેથી, નિહારિકાના આંતરિક પ્રદેશોમાં ઓછી-ઊર્જાવાળા ફોટોન શોષાય છે, અને બાકીના ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા ફોટોન બાહ્ય પ્રદેશોમાં શોષાય છે, જેના કારણે તેમનું તાપમાન વધે છે.

નેબ્યુલાને વિભાજિત કરી શકાય છે બાબતમાં ગરીબઅને કિરણોત્સર્ગ નબળી. આ પરિભાષા અનુસાર, પ્રથમ કિસ્સામાં, નિહારિકા પાસે તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત તમામ અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનને શોષી લેવા માટે પૂરતો પદાર્થ નથી. તેથી, દૃશ્યમાન નિહારિકા સંપૂર્ણપણે આયોનાઇઝ્ડ છે. બીજા કિસ્સામાં, કેન્દ્રીય તારો આસપાસના તમામ ગેસને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનનું ઉત્સર્જન કરતું નથી, અને આયનીકરણનો આગળનો ભાગ તટસ્થ ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશમાં જાય છે.

ગ્રહોની નિહારિકામાં મોટાભાગનો ગેસ આયનોઈઝ્ડ (એટલે ​​​​કે પ્લાઝ્મા) હોવાથી, ચુંબકીય ક્ષેત્રો તેની રચના પર નોંધપાત્ર અસર કરે છે, જેના કારણે પ્લાઝ્માની ફિલામેન્ટેશન અને અસ્થિરતા જેવી ઘટનાઓ થાય છે.

જથ્થો અને વિતરણ

આજે, આપણી આકાશગંગામાં, જેમાં 200 અબજ તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, 1,500 ગ્રહોની નિહારિકાઓ જાણીતી છે. તારાઓની સરખામણીમાં તેમનું ટૂંકું આયુષ્ય તેમની નાની સંખ્યાનું કારણ છે. મૂળભૂત રીતે, તે બધા આકાશગંગાના સમતલમાં આવેલા છે, અને મોટાભાગે આકાશગંગાના કેન્દ્રની નજીક કેન્દ્રિત હોય છે, અને વ્યવહારીક રીતે સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં જોવા મળતા નથી.

ખગોળશાસ્ત્રીય સંશોધનમાં ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મને બદલે CCD મેટ્રિસિસનો ઉપયોગ જાણીતી ગ્રહોની નિહારિકાઓની સૂચિને નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત કરે છે.

માળખું

મોટાભાગની ગ્રહોની નિહારિકાઓ સપ્રમાણતાવાળી અને દેખાવમાં લગભગ ગોળાકાર હોય છે, પરંતુ આ તેમને ઘણા જટિલ આકારો ધરાવતા અટકાવતા નથી. લગભગ 10% ગ્રહોની નિહારિકાઓ વ્યવહારીક રીતે દ્વિધ્રુવી છે, અને માત્ર થોડી સંખ્યા અસમપ્રમાણ છે. એક લંબચોરસ ગ્રહોની નિહારિકા પણ જાણીતી છે. આકારોની આ વિવિધતાના કારણો સંપૂર્ણપણે સમજી શક્યા નથી, પરંતુ એવું માનવામાં આવે છે કે દ્વિસંગી સિસ્ટમોમાં તારાઓ વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે. અન્ય સંસ્કરણ મુજબ, હાલના ગ્રહો નિહારિકાની રચના દરમિયાન દ્રવ્યના સમાન ફેલાવાને વિક્ષેપિત કરે છે. જાન્યુઆરી 2005 માં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓએ બે ગ્રહોની નિહારિકાઓના કેન્દ્રિય તારાઓની આસપાસના ચુંબકીય ક્ષેત્રોની પ્રથમ શોધની જાહેરાત કરી, અને પછી સૂચવ્યું કે તેઓ આ નિહારિકાઓના આકારને બનાવવા માટે આંશિક અથવા સંપૂર્ણ રીતે જવાબદાર છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં ચુંબકીય ક્ષેત્રોની નોંધપાત્ર ભૂમિકાની આગાહી ગ્રિગોર ગુર્ઝાદ્યાને 1960ના દાયકામાં કરી હતી. એવી ધારણા પણ છે કે દ્વિધ્રુવી આકાર સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પરના હિલીયમ સ્તરમાં વિસ્ફોટના આગળના ભાગના પ્રસારથી થતા આંચકાના તરંગોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે (ઉદાહરણ તરીકે, કેટની આંખમાં, હૉરગ્લાસ નિહારિકા, દૃષ્ટિની રેખા સાથે વિસ્તરણ દરની ગણતરી કરવાનું શક્ય બનાવે છે.

આવા વિવિધ પ્રકારના નિહારિકા આકારોનું અસ્તિત્વ ગરમ ચર્ચાનો વિષય છે. એવું વ્યાપકપણે માનવામાં આવે છે કે આ વિવિધ ઝડપે તારાથી દૂર જતા પદાર્થો વચ્ચેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ માને છે કે ગ્રહોની નિહારિકાના ઓછામાં ઓછા સૌથી જટિલ આકારો માટે બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ જવાબદાર છે. તાજેતરના અભ્યાસોએ અનેક ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં શક્તિશાળી ચુંબકીય ક્ષેત્રોની હાજરીની પુષ્ટિ કરી છે, જે અગાઉ ઘણી વખત સૂચવવામાં આવી છે. આયનાઇઝ્ડ ગેસ સાથે ચુંબકીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ પણ તેમાંથી કેટલાકના આકારને નક્કી કરવામાં ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

આ ક્ષણે, વિવિધ પ્રકારની વર્ણપટ રેખાઓના આધારે નિહારિકામાં ધાતુઓ શોધવા માટેની બે અલગ અલગ પદ્ધતિઓ છે. કેટલીકવાર આ બે પદ્ધતિઓ સંપૂર્ણપણે અલગ પરિણામો આપે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ ગ્રહોની નિહારિકામાં નબળા તાપમાનના વધઘટની હાજરી દ્વારા આને સમજાવવા માટે વલણ ધરાવે છે. અન્ય લોકો માને છે કે અવલોકનોમાં તફાવતો તાપમાનની અસરો દ્વારા સમજાવી શકાય તેટલા નાટકીય છે. તેઓ ખૂબ જ ઓછી માત્રામાં હાઇડ્રોજન ધરાવતા ઠંડા ઝુંડના અસ્તિત્વની કલ્પના કરે છે. જો કે, ઝુંડ, જેની હાજરી, તેમના મતે, ધાતુઓના જથ્થાના અંદાજમાં તફાવત સમજાવી શકે છે, તે ક્યારેય જોવામાં આવ્યું નથી.

ગ્રહોની નિહારિકાનું ભૌતિકશાસ્ત્ર. - એમ.: નૌકા, 1982.

NGC 6543, બિલાડીની આંખની નેબ્યુલા - આંતરિક ક્ષેત્ર, ખોટી રંગીન છબી (લાલ - Hα; વાદળી - તટસ્થ ઓક્સિજન, 630 nm; લીલો - આયનાઇઝ્ડ નાઇટ્રોજન, 658.4 nm)

પ્લેનેટરી નેબ્યુલા એ ખગોળીય પદાર્થ છે જેમાં આયનાઈઝ્ડ ગેસ શેલ અને સેન્ટ્રલ નેબ્યુલાનો સમાવેશ થાય છે. જ્યારે બાહ્ય સ્તરો (શેલ્સ) અને 1.4 સૌર સુધીના દ્રવ્ય ધરાવતા સુપરજાયન્ટ્સ તેમના ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કામાં વહેતા થાય છે ત્યારે ગ્રહોની નિહારિકાઓ રચાય છે. ગ્રહોની નિહારિકા એ એક ઝડપી ગતિશીલ (ખગોળશાસ્ત્રીય ધોરણો દ્વારા) ઘટના છે, જે માત્ર હજારો વર્ષો સુધી ચાલે છે, જેમાં પૂર્વજ તારાનું જીવનકાળ કેટલાંક અબજ વર્ષ છે. હાલમાં, લગભગ 1,500 ગ્રહોની નિહારિકાઓ જાણીતી છે.

ગ્રહોની નિહારિકાઓના નિર્માણની પ્રક્રિયા, જ્વાળાઓ સાથે, રાસાયણિક ઉત્ક્રાંતિમાં મહત્વની ભૂમિકા ભજવે છે, ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશ સામગ્રીમાં બહાર નીકળે છે - તારાઓની ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસના ઉત્પાદનો (ખગોળશાસ્ત્રમાં, તમામ તત્વોને ભારે ગણવામાં આવે છે, અપવાદ સિવાય પ્રાથમિક ન્યુક્લિયોસિન્થેસિસ - હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ, જેમ કે કાર્બન, નાઇટ્રોજન, ઓક્સિજન અને કેલ્શિયમ).

તાજેતરના વર્ષોમાં, પ્રાપ્ત કરેલી છબીઓની મદદથી, તે શોધવાનું શક્ય બન્યું છે કે ઘણી ગ્રહોની નિહારિકાઓ ખૂબ જટિલ અને અનન્ય રચના ધરાવે છે. તેમ છતાં તેમાંના લગભગ પાંચમા ભાગની ગોળાકાર છે, બહુમતી પાસે કોઈ ગોળાકાર સમપ્રમાણતા નથી. મિકેનિઝમ્સ જે આવા વિવિધ સ્વરૂપો બનાવવાનું શક્ય બનાવે છે તે આજની તારીખે સંપૂર્ણ રીતે સમજી શકાયું નથી. એવું માનવામાં આવે છે કે બંનેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા અને ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમ આમાં મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

સંશોધનનો ઇતિહાસ

ખોટા રંગોમાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા

ગ્રહોની નિહારિકાઓ મોટે ભાગે ઝાંખા પદાર્થો હોય છે અને સામાન્ય રીતે નરી આંખે દેખાતા નથી. સૌપ્રથમ શોધાયેલ ગ્રહોની નિહારિકા નક્ષત્ર વલ્પેક્યુલામાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા હતી: ચાર્લ્સ મેસિયર, જેઓ 1764માં નિહારિકાઓ (આકાશનું અવલોકન કરતી વખતે ધૂમકેતુ જેવા સ્થિર પદાર્થો) ની સૂચિનું સંકલન કરતી વખતે, તેને સંખ્યા હેઠળ સૂચિમાં સૂચિબદ્ધ કરે છે. M27. 1784 માં, વિલિયમ હર્શેલ, શોધક, જ્યારે તેમની સૂચિનું સંકલન કરતી વખતે, તેમને નિહારિકાના એક અલગ વર્ગ તરીકે ઓળખાવ્યા ( વર્ગ IV નિહારિકા) અને યુરેનસની ડિસ્ક સાથે તેમની દેખીતી સામ્યતાને કારણે તેમના માટે "પ્લેનેટરી નેબ્યુલા" શબ્દનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો.

અવલોકનોમાં સ્પેક્ટ્રોસ્કોપીના ઉપયોગની શરૂઆત સાથે, 19મી સદીના મધ્યમાં ગ્રહોની નિહારિકાઓની અસામાન્ય પ્રકૃતિની શોધ થઈ હતી. વિલિયમ હગિન્સ ગ્રહોની નિહારિકાના સ્પેક્ટ્રા મેળવનાર પ્રથમ ખગોળશાસ્ત્રી બન્યા - પદાર્થો કે જે તેમની અસામાન્યતા માટે અલગ છે:

આમાંની કેટલીક સૌથી રહસ્યમય વસ્તુઓ એવી છે કે જે ટેલિસ્કોપિક રીતે જોવામાં આવે ત્યારે ગોળાકાર અથવા સહેજ અંડાકાર ડિસ્ક તરીકે દેખાય છે. ...તેમનો લીલો-વાદળી રંગ પણ નોંધપાત્ર છે, એકલ તારાઓ માટે અત્યંત દુર્લભ છે. વધુમાં, આ નિહારિકાઓમાં કેન્દ્રિય ઘનીકરણના કોઈ ચિહ્નો નથી. આ લાક્ષણિકતાઓના આધારે, ગ્રહોની નિહારિકાઓ નિશ્ચિત તારાઓના ગુણધર્મોથી સંપૂર્ણપણે અલગ હોય તેવા ગુણધર્મો ધરાવતા પદાર્થો તરીકે તીવ્રપણે બહાર આવે છે. આ કારણોસર, અને તેમની તેજસ્વીતાને કારણે, મેં આ નિહારિકાઓને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક અભ્યાસ માટે સૌથી યોગ્ય તરીકે પસંદ કરી.

જ્યારે હગિન્સે NGC 6543 (કેટની આંખ), M27 (ડમ્બબેલ), M57 (લાયરા રિંગ નેબ્યુલા) અને અન્ય સંખ્યાબંધ નિહારિકાઓના સ્પેક્ટ્રાનો અભ્યાસ કર્યો, ત્યારે તે બહાર આવ્યું કે તેમનું વર્ણપટ તારાઓના સ્પેક્ટ્રાથી અત્યંત અલગ હતું: તમામ તારાઓની સ્પેક્ટ્રા તે સમય સુધીમાં મેળવેલ શોષણ સ્પેક્ટ્રા ( મોટી સંખ્યામાં શ્યામ રેખાઓ સાથે સતત સ્પેક્ટ્રમ), જ્યારે ગ્રહોની નિહારિકાઓનું સ્પેક્ટ્રા ઓછી સંખ્યામાં ઉત્સર્જન રેખાઓ સાથે ઉત્સર્જન સ્પેક્ટ્રા તરીકે બહાર આવ્યું, જે દર્શાવે છે કે તેમની પ્રકૃતિ મૂળભૂત રીતે પ્રકૃતિથી અલગ હતી. તારાઓ:

તેમાં કોઈ શંકા નથી કે નિહારિકા 37 H IV (NGC 3242), સ્ટ્રુવ 6 (NGC 6572), 73 H IV (NGC 6826), 1 H IV (NGC 7009), 57 M, 18 H. IV (NGC 7662) અને 27 M એ સમાન પ્રકારના તારાઓના ક્લસ્ટર તરીકે ગણી શકાય નહીં, જેમાં સ્થિર તારાઓ અને આપણો સૂર્ય શામેલ છે.<…>આ પદાર્થોની ખાસ અને અલગ રચના હોય છે<…>આપણે, તમામ સંભાવનાઓમાં, આ પદાર્થોને તેજસ્વી ગેસ અથવા વરાળના પ્રચંડ સમૂહ તરીકે જોવું જોઈએ.

બીજી સમસ્યા ગ્રહોની નિહારિકાઓની રાસાયણિક રચના હતી: હગિન્સ, પ્રમાણભૂત સ્પેક્ટ્રા સાથે સરખામણી કરીને, નાઇટ્રોજન અને હાઇડ્રોજનની રેખાઓને ઓળખવામાં સક્ષમ હતા, પરંતુ 500.7 એનએમની તરંગલંબાઇ સાથેની સૌથી તેજસ્વી રેખાઓ તે સમયના સ્પેક્ટ્રામાં જોવા મળી ન હતી. જાણીતા રાસાયણિક તત્વો. એવું અનુમાન કરવામાં આવ્યું હતું કે આ રેખા અજાણ્યા તત્વને અનુરૂપ છે. તેને અગાઉથી નેબ્યુલિયમ નામ આપવામાં આવ્યું હતું - 1868 માં સૂર્યના સ્પેક્ટ્રલ વિશ્લેષણ દરમિયાન હિલિયમની શોધ તરફ દોરી જતા વિચાર સાથે સામ્યતા દ્વારા.

નવા તત્વની શોધ વિશે ધારણાઓ નેબ્યુલિયાપુષ્ટિ કરવામાં આવી ન હતી. 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હેનરી રસેલે અનુમાન લગાવ્યું હતું કે 500.7 nm પરની રેખા નવા તત્વને નહીં, પરંતુ અજાણી પરિસ્થિતિઓમાં જૂના તત્વને અનુરૂપ છે.

20મી સદીના 20 ના દાયકામાં, એવું દર્શાવવામાં આવ્યું હતું કે ખૂબ જ દુર્લભ વાયુઓમાં, અણુઓ અને આયનો ઉત્તેજિત મેટાસ્ટેબલ અવસ્થામાં પરિવર્તિત થઈ શકે છે, જે કણોની અથડામણને કારણે ઊંચી ઘનતા પર લાંબા સમય સુધી અસ્તિત્વમાં રહી શકતા નથી. 1927માં, બોવેને 500.7 nm નેબ્યુલિયમ લાઇનને બમણા આયોનાઇઝ્ડ ઓક્સિજન અણુ (OIII) ના મેટાસ્ટેબલથી ગ્રાઉન્ડ સ્ટેટ સંક્રમણમાંથી ઉદ્ભવતી તરીકે ઓળખી કાઢ્યું હતું. આ પ્રકારની સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓ, માત્ર અત્યંત ઓછી ઘનતા પર અવલોકન કરવામાં આવે છે, કહેવામાં આવે છે પ્રતિબંધિત રેખાઓ. આમ, સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક અવલોકનોએ નિહારિકાની વાયુ ઘનતાની ઉપલી મર્યાદાનો અંદાજ કાઢવો શક્ય બનાવ્યો. તે જ સમયે, સ્લિટ સ્પેક્ટ્રોમીટર વડે મેળવેલા ગ્રહોની નિહારિકાના સ્પેક્ટ્રામાં જુદી જુદી ઝડપે ફરતા નિહારિકાના ઉત્સર્જિત પ્રદેશોના ડોપ્લર શિફ્ટને કારણે "તૂટેલી" અને રેખાઓનું વિભાજન દર્શાવ્યું હતું, જેના કારણે ગ્રહોની નિહારિકાઓની વિસ્તરણ ગતિનો અંદાજ લગાવવાનું શક્ય બન્યું હતું. 20-40 કિમી/સે.

ગ્રહોની નિહારિકાઓના કિરણોત્સર્ગની રચના, રચના અને પદ્ધતિની એકદમ વિગતવાર સમજ હોવા છતાં, તેમના મૂળનો પ્રશ્ન 20મી સદીના મધ્ય 50 ના દાયકા સુધી ખુલ્લો રહ્યો, જ્યાં સુધી આઈ.એસ. શ્ક્લોવ્સ્કીએ નોંધ્યું કે જો આપણે ગ્રહોની નિહારિકાઓના પરિમાણોને એક્સ્ટ્રાપોલેટ કરીએ તો ક્ષણે તેઓ વિસ્તરણ કરવાનું શરૂ કરે છે, પછી પરિમાણનો પરિણામી સમૂહ લાલ જાયન્ટ્સના ગુણધર્મો સાથે અને ગરમ સફેદ દ્વાર્ફના ગુણધર્મો સાથે તેમના મધ્યવર્તી કેન્દ્રના ગુણધર્મો સાથે એકરુપ થાય છે. હાલમાં, ગ્રહોની નિહારિકાની ઉત્પત્તિનો આ સિદ્ધાંત અસંખ્ય અવલોકનો અને ગણતરીઓ દ્વારા પુષ્ટિ મળે છે.

20મી સદીના અંત સુધીમાં, ટેક્નોલોજીમાં થયેલા સુધારાને કારણે ગ્રહોની નિહારિકાઓનો વધુ વિગતવાર અભ્યાસ કરવાનું શક્ય બન્યું. સ્પેસ ટેલિસ્કોપ્સે દૃશ્યમાન શ્રેણીની બહાર તેમના સ્પેક્ટ્રાનો અભ્યાસ કરવાનું શક્ય બનાવ્યું છે, જે સપાટી પરથી અવલોકન કરીને અગાઉ કરવું અશક્ય હતું. ઇન્ફ્રારેડ અને અલ્ટ્રાવાયોલેટ તરંગલંબાઇમાં અવલોકનોએ ગ્રહોની નિહારિકાઓના તાપમાન, ઘનતા અને રાસાયણિક રચનાના નવા, વધુ સચોટ અંદાજો પૂરા પાડ્યા છે. CCD ટેકનોલોજીના ઉપયોગથી નોંધપાત્ર રીતે ઓછી અલગ સ્પેક્ટ્રલ રેખાઓનું વિશ્લેષણ કરવાનું શક્ય બન્યું. હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપના ઉપયોગથી ગ્રહોની નિહારિકાઓનું અત્યંત જટિલ માળખું બહાર આવ્યું છે, જે અગાઉ સરળ અને એકરૂપ માનવામાં આવતું હતું.

મૂળ

સપ્રમાણ ગ્રહોની નિહારિકાની રચના. ગરમ સફેદ વામનનો ઝડપી તારાકીય પવન (વાદળી તીર) - તારાનો મુખ્ય ભાગ (મધ્યમાં), બહાર નીકળેલા શેલ સાથે અથડાઈને - લાલ જાયન્ટ (લાલ તીર) નો ધીમો તારાકીય પવન, ગાઢ શેલ (વાદળી) બનાવે છે. ), કોરમાંથી અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણોત્સર્ગના પ્રભાવ હેઠળ ઝળકે છે.

ગ્રહોની નિહારિકા ઘણા તારાઓ માટે ઉત્ક્રાંતિના અંતિમ તબક્કાનું પ્રતિનિધિત્વ કરે છે. આપણો સૂર્ય એક મધ્યમ કદનો તારો છે, અને માત્ર થોડા જ તારા સમૂહમાં તેનાથી વધી જાય છે. તેમના અસ્તિત્વના અંતિમ તબક્કામાં સૂર્ય કરતાં અનેક ગણા વધારે સમૂહ ધરાવતા તારાઓ સુપરનોવામાં ફેરવાય છે. તેમના ઉત્ક્રાંતિ માર્ગના અંતે મધ્યમ અને ઓછા સમૂહના તારાઓ ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે.

સામાન્ય તારો સૂર્ય કરતાં અનેક ગણો ઓછો સમૂહ ધરાવતો તારો તેના મુખ્ય ભાગમાં હાઇડ્રોજનમાંથી હિલીયમના થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનની પ્રતિક્રિયાઓને કારણે તેના મોટાભાગના જીવન માટે ચમકતો હોય છે ("થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝન" શબ્દને બદલે "દહન" શબ્દનો વારંવાર ઉપયોગ થાય છે, આ કિસ્સામાં હાઇડ્રોજનનું દહન). આ પ્રતિક્રિયાઓમાં મુક્ત થતી ઉર્જા તારાને તેના પોતાના ગુરુત્વાકર્ષણ હેઠળ તૂટી પડતાં અટકાવે છે, જેનાથી તે સ્થિર બને છે.

કેટલાક અબજ વર્ષો પછી, હાઇડ્રોજનનો પુરવઠો સમાપ્ત થઈ જાય છે અને તારાના બાહ્ય સ્તરોને સમાવવા માટે પૂરતી ઊર્જા નથી. કોર સંકોચવાનું શરૂ કરે છે અને ગરમ થાય છે. હાલમાં, સૂર્યના કોરનું તાપમાન આશરે 15 મિલિયન K છે, પરંતુ હાઇડ્રોજનનો પુરવઠો સમાપ્ત થયા પછી, કોરનું સંકોચન તાપમાન 100 મિલિયન K સુધી વધશે. તે જ સમયે, બાહ્ય સ્તરો ઠંડું થાય છે અને નોંધપાત્ર રીતે વધે છે. ખૂબ ઊંચા તાપમાનના કર્નલોને કારણે કદમાં. તારો લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાય છે. આ તબક્કે કોર સંકોચવાનું અને ગરમ થવાનું ચાલુ રાખે છે; જ્યારે તાપમાન 100 મિલિયન K સુધી પહોંચે છે, ત્યારે હિલીયમમાંથી કાર્બન અને ઓક્સિજનના સંશ્લેષણની પ્રક્રિયા શરૂ થાય છે.

થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓનું પુનઃપ્રારંભ ન્યુક્લિયસના વધુ સંકોચનને રોકવા માટે પરવાનગી આપે છે. સળગતું હિલીયમ ટૂંક સમયમાં જ કાર્બન અને ઓક્સિજનનો નિષ્ક્રિય કોર બનાવે છે, જે સળગતા હિલીયમના શેલથી ઘેરાયેલો છે. હિલીયમને સંડોવતા થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તાપમાન પ્રત્યે ખૂબ જ સંવેદનશીલ હોય છે. પ્રતિક્રિયા દર T40 ના પ્રમાણસર છે, એટલે કે, માત્ર 2% તાપમાનમાં વધારો પ્રતિક્રિયા દરના બમણા તરફ દોરી જશે. આ તારાને ખૂબ જ અસ્થિર બનાવે છે: તાપમાનમાં એક નાનો વધારો પ્રતિક્રિયાઓના દરમાં ઝડપી વધારોનું કારણ બને છે, ઊર્જાના પ્રકાશનમાં વધારો કરે છે, જે બદલામાં, તાપમાનમાં વધારો કરે છે. બર્નિંગ હિલીયમના ઉપલા સ્તરો ઝડપથી વિસ્તરણ કરવાનું શરૂ કરે છે, તાપમાનમાં ઘટાડો થાય છે અને પ્રતિક્રિયા ધીમી પડે છે. આ બધું શક્તિશાળી ધબકારાનું કારણ બની શકે છે, જે ક્યારેક તારાના વાતાવરણના નોંધપાત્ર ભાગને બાહ્ય અવકાશમાં બહાર કાઢવા માટે પૂરતું મજબૂત હોય છે.

બહાર નીકળેલો વાયુ તારાના ખુલ્લા ભાગની આસપાસ વિસ્તરતો શેલ બનાવે છે. જેમ જેમ વધુ અને વધુ વાતાવરણ તારામાંથી છીનવાઈ જાય છે, તેમ તેમ ઊંચા તાપમાન સાથે ઊંડા અને ઊંડા સ્તરો પ્રગટ થાય છે. જ્યારે ખુલ્લી સપાટી (તારાનું ફોટોસ્ફિયર) 30,000 K ના તાપમાને પહોંચે છે, ત્યારે ઉત્સર્જિત અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનની ઊર્જા બહાર નીકળેલી સામગ્રીમાંના અણુઓને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતી બની જાય છે, જેના કારણે તે ચમકે છે. આમ, વાદળ ગ્રહોની નિહારિકા બની જાય છે.

આયુષ્ય

અનિયમિત ડિસ્કવાળા તારામાંથી ગ્રહોની નિહારિકાની રચનાનું કમ્પ્યુટર સિમ્યુલેશન, જે સમજાવે છે કે કેવી રીતે નાની પ્રારંભિક અસમપ્રમાણતા જટિલ માળખું ધરાવતા પદાર્થમાં પરિણમી શકે છે.

ગ્રહોની નિહારિકાની બાબત સેકન્ડ દીઠ કેટલાક દસ કિલોમીટરની ઝડપે કેન્દ્રિય તારાથી દૂર ઉડે છે. તે જ સમયે, જેમ જેમ દ્રવ્ય બહાર નીકળે છે, કેન્દ્રીય તારો ઠંડુ થાય છે, બાકીની ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે; થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થઈ જાય છે કારણ કે તારા પાસે કાર્બન અને ઓક્સિજનને ફ્યુઝ કરવા માટે જરૂરી તાપમાન જાળવવા માટે પૂરતો સમૂહ નથી. આખરે, તારો એટલો ઠંડો થશે કે તે ગેસના બહારના શેલને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશનું ઉત્સર્જન કરશે નહીં. તારો સફેદ વામન બની જાય છે, અને વાયુના વાદળો ફરીથી જોડાય છે, અદ્રશ્ય બની જાય છે. સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકા માટે, રચનાથી પુનઃસંયોજન સુધીનો સમય 10,000 વર્ષ છે.

ગેલેક્ટીક રિસાયકલર્સ

ગ્રહોની નિહારિકાઓ તારાવિશ્વોના ઉત્ક્રાંતિમાં મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે. પ્રારંભિક એકમાં મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમનો સમાવેશ થતો હતો, પરંતુ સમય જતાં, થર્મોન્યુક્લિયર ફ્યુઝનના પરિણામે, તારાઓમાં ભારે તત્વોની રચના થઈ હતી. આમ, ગ્રહોની નિહારિકાની બાબતમાં કાર્બન, નાઇટ્રોજન અને ઓક્સિજનનું પ્રમાણ વધુ હોય છે, અને તે જેમ જેમ વિસ્તરે છે અને તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં પ્રવેશ કરે છે, તે તેને આ ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ બનાવે છે, જેને ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે ધાતુઓ કહે છે.

તારાઓની અનુગામી પેઢીઓ જે તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્યમાંથી રચાય છે તેમાં ભારે તત્વોનો મોટો પ્રારંભિક જથ્થો હશે; જો કે તારાઓની રચનામાં તેમની હાજરી નજીવી રહે છે, તેઓ તેમના ઉત્ક્રાંતિને નોંધપાત્ર રીતે પ્રભાવિત કરે છે. બ્રહ્માંડની રચના પછી તરત જ રચાયેલા તારાઓમાં પ્રમાણમાં ઓછી માત્રામાં ધાતુઓ હોય છે - તેઓને આ રીતે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે પ્રકાર II તારાઓ. ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ તારાઓ સંબંધિત છે પ્રકાર I તારાઓ.

લાક્ષણિકતાઓ

શારીરિક લાક્ષણિકતાઓ

સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકામાં સરેરાશ એકની માત્રા હોય છે અને તેમાં અત્યંત દુર્લભ ગેસનો સમાવેશ થાય છે જેની ઘનતા cm³ દીઠ આશરે 1000 કણોની હોય છે, જે પૃથ્વીના વાતાવરણની ઘનતાની સરખામણીમાં નહિવત્ છે, પરંતુ તેના કરતાં લગભગ 10-100 ગણી વધારે છે. સૂર્યથી પૃથ્વીના ભ્રમણકક્ષાના અંતર પર આંતરગ્રહીય અવકાશની ઘનતા. યુવાન ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં સૌથી વધુ ઘનતા હોય છે, કેટલીકવાર તે 10 6 કણો પ્રતિ cm³ સુધી પહોંચે છે. જેમ જેમ નિહારિકાની ઉંમર થાય છે તેમ તેમ તેમના વિસ્તરણને કારણે તેમની ઘનતા ઘટે છે.

કેન્દ્રીય તારામાંથી કિરણોત્સર્ગ વાયુઓને 10,000 K ના ક્રમમાં તાપમાને ગરમ કરે છે. વિરોધાભાસી રીતે, કેન્દ્રીય તારાથી વધતા અંતર સાથે ગેસનું તાપમાન ઘણીવાર વધે છે. આવું એટલા માટે થાય છે કારણ કે ફોટોન જેટલી વધુ ઉર્જા ધરાવે છે, તેટલી જ તેના શોષણની શક્યતા ઓછી છે. તેથી, નિહારિકાના આંતરિક પ્રદેશોમાં ઓછી-ઊર્જાવાળા ફોટોન શોષાય છે, અને બાકીના ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા ફોટોન બાહ્ય પ્રદેશોમાં શોષાય છે, જેના કારણે તેમનું તાપમાન વધે છે.

નેબ્યુલાને વિભાજિત કરી શકાય છે બાબતમાં ગરીબઅને કિરણોત્સર્ગ નબળી. આ પરિભાષા અનુસાર, પ્રથમ કિસ્સામાં, નિહારિકા પાસે તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત તમામ અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનને શોષી લેવા માટે પૂરતો પદાર્થ નથી. તેથી, દૃશ્યમાન નિહારિકા સંપૂર્ણપણે આયોનાઇઝ્ડ છે. બીજા કિસ્સામાં, કેન્દ્રીય તારો આસપાસના તમામ ગેસને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનનું ઉત્સર્જન કરતું નથી, અને આયનીકરણનો આગળનો ભાગ તટસ્થ ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશમાં જાય છે.

ગ્રહોની નિહારિકામાં મોટાભાગનો ગેસ આયનોઈઝ્ડ (એટલે ​​​​કે પ્લાઝ્મા) હોવાથી, ચુંબકીય ક્ષેત્રો તેની રચના પર નોંધપાત્ર અસર કરે છે, જેના કારણે પ્લાઝ્માની ફિલામેન્ટેશન અને અસ્થિરતા જેવી ઘટનાઓ થાય છે.

જથ્થો અને વિતરણ

આજે, આપણી ગેલેક્સીમાં, જેમાં 200 અબજ તારાઓ છે, ત્યાં 1,500 જાણીતા ગ્રહોની નિહારિકાઓ છે. તારાઓની સરખામણીમાં તેમનું ટૂંકું આયુષ્ય તેમની નાની સંખ્યાનું કારણ છે. મૂળભૂત રીતે, તે બધા પ્લેનમાં પડેલા હોય છે, અને મોટાભાગે આકાશગંગાના કેન્દ્રની નજીક કેન્દ્રિત હોય છે, અને વ્યવહારીક રીતે તે જોવા મળતું નથી.

ખગોળશાસ્ત્રીય સંશોધનમાં ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મને બદલે CCD મેટ્રિસિસનો ઉપયોગ જાણીતી ગ્રહોની નિહારિકાઓની સૂચિને નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત કરે છે.

માળખું

મોટાભાગની ગ્રહોની નિહારિકાઓ સપ્રમાણતાવાળી અને દેખાવમાં લગભગ ગોળાકાર હોય છે, પરંતુ આ તેમને ઘણા જટિલ આકારો ધરાવતા અટકાવતા નથી. લગભગ 10% ગ્રહોની નિહારિકાઓ વ્યવહારીક રીતે દ્વિધ્રુવી છે, અને માત્ર થોડી સંખ્યા અસમપ્રમાણ છે. એક લંબચોરસ ગ્રહોની નિહારિકા પણ જાણીતી છે. આકારોની આ વિવિધતાના કારણો સંપૂર્ણપણે સમજી શક્યા નથી, પરંતુ એવું માનવામાં આવે છે કે દ્વિસંગી સિસ્ટમોમાં તારાઓ વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે. અન્ય સંસ્કરણ મુજબ, હાલના ગ્રહો નિહારિકાની રચના દરમિયાન દ્રવ્યના સમાન ફેલાવાને વિક્ષેપિત કરે છે. જાન્યુઆરી 2005 માં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓએ બે ગ્રહોની નિહારિકાઓના કેન્દ્રિય તારાઓની આસપાસના ચુંબકીય ક્ષેત્રોની પ્રથમ શોધની જાહેરાત કરી, અને પછી સૂચવ્યું કે તેઓ આ નિહારિકાઓના આકારને બનાવવા માટે આંશિક અથવા સંપૂર્ણ રીતે જવાબદાર છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં ચુંબકીય ક્ષેત્રોની નોંધપાત્ર ભૂમિકાની આગાહી ગ્રિગોર ગુર્ઝાદ્યાને 1960ના દાયકામાં કરી હતી. એવી ધારણા પણ છે કે દ્વિધ્રુવી સ્વરૂપ સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પરના હિલીયમ સ્તરમાં વિસ્ફોટના આગળના ભાગના પ્રસારથી આંચકાના તરંગોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે (ઉદાહરણ તરીકે, કેટની આંખ, કલાકગ્લાસ, કીડી નિહારિકામાં ).

ગ્રહોની નિહારિકાના અભ્યાસમાં વર્તમાન મુદ્દાઓ

ગ્રહોની નિહારિકાઓનો અભ્યાસ કરવામાં એક પડકાર એ તેમના અંતરને ચોક્કસ રીતે નિર્ધારિત કરવાનો છે. કેટલાક નજીકના ગ્રહોની નિહારિકાઓ માટે, માપેલા વિસ્તરણ લંબનનો ઉપયોગ કરીને અમારાથી તેમના અંતરની ગણતરી કરવી શક્ય છે: ઘણા વર્ષો પહેલા લેવામાં આવેલી ઉચ્ચ-રિઝોલ્યુશન છબીઓ નિહારિકાને દૃષ્ટિની રેખા પર લંબ વિસ્તરતી દર્શાવે છે, અને ડોપ્લર શિફ્ટનું સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક વિશ્લેષણ વિસ્તરણને મંજૂરી આપશે. ગણતરી કરવાની દૃષ્ટિની રેખા સાથે દર. પરિણામી વિસ્તરણ દર સાથે કોણીય વિસ્તરણની સરખામણી કરવાથી નિહારિકાના અંતરની ગણતરી કરવાનું શક્ય બનશે.

આવા વિવિધ પ્રકારના નિહારિકા આકારોનું અસ્તિત્વ ગરમ ચર્ચાનો વિષય છે. એવું વ્યાપકપણે માનવામાં આવે છે કે આ વિવિધ ઝડપે તારાથી દૂર જતા પદાર્થો વચ્ચેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ માને છે કે ગ્રહોની નિહારિકાના ઓછામાં ઓછા સૌથી જટિલ આકારો માટે બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ જવાબદાર છે. તાજેતરના અભ્યાસોએ અનેક ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં શક્તિશાળી ચુંબકીય ક્ષેત્રોની હાજરીની પુષ્ટિ કરી છે, જે અગાઉ ઘણી વખત સૂચવવામાં આવી છે. આયનાઇઝ્ડ ગેસ સાથે ચુંબકીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ પણ તેમાંથી કેટલાકના આકારને નક્કી કરવામાં ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

આ ક્ષણે, વિવિધ પ્રકારની વર્ણપટ રેખાઓના આધારે નિહારિકામાં ધાતુઓ શોધવા માટેની બે અલગ અલગ પદ્ધતિઓ છે. કેટલીકવાર આ બે પદ્ધતિઓ સંપૂર્ણપણે અલગ પરિણામો આપે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ ગ્રહોની નિહારિકામાં નબળા તાપમાનના વધઘટની હાજરી દ્વારા આને સમજાવવા માટે વલણ ધરાવે છે. અન્ય લોકો માને છે કે અવલોકનોમાં તફાવતો તાપમાનની અસરો દ્વારા સમજાવી શકાય તેટલા નાટકીય છે. તેઓ ખૂબ જ ઓછી માત્રામાં હાઇડ્રોજન ધરાવતા ઠંડા ઝુંડના અસ્તિત્વની કલ્પના કરે છે. જો કે, ઝુંડ, જેની હાજરી, તેમના મતે, ધાતુઓના જથ્થાના અંદાજમાં તફાવત સમજાવી શકે છે, તે ક્યારેય જોવામાં આવ્યું નથી.

આકાર, મોટાભાગનામાં કોઈ ગોળાકાર સમપ્રમાણતા હોતી નથી. મિકેનિઝમ્સ જે આવા વિવિધ સ્વરૂપો બનાવવાનું શક્ય બનાવે છે તે આજની તારીખે સંપૂર્ણ રીતે સમજી શકાયું નથી. એવું માનવામાં આવે છે કે તારાકીય પવન અને દ્વિસંગી તારાઓની ક્રિયાપ્રતિક્રિયા, ચુંબકીય ક્ષેત્ર અને તારાઓ વચ્ચેનું માધ્યમ આમાં મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

સંશોધનનો ઇતિહાસ

ખોટા રંગોમાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા

ગ્રહોની નિહારિકાઓ મોટે ભાગે ઝાંખા પદાર્થો હોય છે અને સામાન્ય રીતે નરી આંખે દેખાતા નથી. સૌપ્રથમ શોધાયેલ ગ્રહોની નિહારિકા નક્ષત્ર વલ્પેક્યુલામાં ડમ્બબેલ ​​નેબ્યુલા હતી: ચાર્લ્સ મેસિયર, જે ધૂમકેતુઓની શોધ કરી રહ્યા હતા, જ્યારે 1764માં તેમની નિહારિકાઓ (આકાશનું અવલોકન કરતી વખતે ધૂમકેતુ જેવા સ્થિર પદાર્થો) ની સૂચિનું સંકલન કરી, તેને M27 નંબર હેઠળ સૂચિબદ્ધ કર્યું. 1784 માં, યુરેનસના શોધક વિલિયમ હર્શેલે, જ્યારે તેમની સૂચિનું સંકલન કર્યું, ત્યારે તેમને નેબ્યુલાના એક અલગ વર્ગ (વર્ગ IV નિહારિકા) તરીકે ઓળખાવ્યા અને યુરેનસની ડિસ્ક સાથે તેમની દેખીતી સામ્યતાના કારણે તેમના માટે "પ્લેનેટરી નેબ્યુલા" શબ્દનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો.

અવલોકનોમાં સ્પેક્ટ્રોસ્કોપીના ઉપયોગની શરૂઆત સાથે, 19મી સદીના મધ્યમાં ગ્રહોની નિહારિકાઓની અસામાન્ય પ્રકૃતિની શોધ થઈ હતી. વિલિયમ હગિન્સ ગ્રહોની નિહારિકાના સ્પેક્ટ્રા મેળવનાર પ્રથમ ખગોળશાસ્ત્રી બન્યા - પદાર્થો કે જે તેમની અસામાન્યતા માટે અલગ છે:

"આમાંની કેટલીક સૌથી રહસ્યમય વસ્તુઓ એવી છે કે જેને ટેલિસ્કોપિક રીતે જોવામાં આવે ત્યારે, ગોળાકાર અથવા સહેજ અંડાકાર ડિસ્ક તરીકે દેખાય છે. … તેમનો લીલો-વાદળી રંગ પણ નોંધપાત્ર છે, એકલ તારાઓ માટે અત્યંત દુર્લભ છે. વધુમાં, આ નિહારિકાઓમાં કેન્દ્રિય ઘનીકરણના કોઈ ચિહ્નો નથી. આ લાક્ષણિકતાઓના આધારે, ગ્રહોની નિહારિકાઓ સૂર્ય અને સ્થિર તારાઓના ગુણધર્મોથી સંપૂર્ણપણે અલગ ગુણધર્મો ધરાવતા પદાર્થો તરીકે સ્પષ્ટપણે બહાર આવે છે. આ કારણોસર, તેમજ તેમની તેજસ્વીતાને લીધે, મેં આ નિહારિકાઓને સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક અભ્યાસ માટે સૌથી યોગ્ય તરીકે પસંદ કરી."

બીજી સમસ્યા ગ્રહોની નિહારિકાઓની રાસાયણિક રચના હતી: હગિન્સ, પ્રમાણભૂત સ્પેક્ટ્રા સાથે સરખામણી કરીને, નાઇટ્રોજન અને હાઇડ્રોજનની રેખાઓ ઓળખવામાં સક્ષમ હતા, પરંતુ 500.7 એનએમની તરંગલંબાઇ સાથેની સૌથી તેજસ્વી રેખાઓ તે સમયના જાણીતા સ્પેક્ટ્રામાં જોવા મળી ન હતી. રાસાયણિક તત્વો. એવું સૂચવવામાં આવ્યું હતું કે આ રેખા અજાણ્યા તત્વને અનુરૂપ છે. તેને અગાઉથી નેબ્યુલિયમ નામ આપવામાં આવ્યું હતું - 1868 માં સૂર્યના સ્પેક્ટ્રલ વિશ્લેષણ દરમિયાન હિલિયમની શોધ તરફ દોરી જતા વિચાર સાથે સામ્યતા દ્વારા.

નવા તત્વની શોધ વિશે ધારણાઓ નેબ્યુલિયાપુષ્ટિ કરવામાં આવી ન હતી. 20મી સદીની શરૂઆતમાં, હેનરી રસેલે અનુમાન લગાવ્યું હતું કે 500.7 એનએમ પરની રેખા નવા તત્વને નહીં, પરંતુ અજાણી પરિસ્થિતિઓમાં જૂના તત્વને અનુરૂપ છે.

થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓનું પુનઃપ્રારંભ ન્યુક્લિયસના વધુ સંકોચનને રોકવા માટે પરવાનગી આપે છે. બર્નિંગ હિલીયમ ટૂંક સમયમાં જ કાર્બન અને ઓક્સિજનનો બનેલો એક જડ કોર બનાવે છે, જે સળગતા હિલીયમના શેલથી ઘેરાયેલો છે. હિલીયમને સંડોવતા થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ તાપમાન પ્રત્યે ખૂબ જ સંવેદનશીલ હોય છે. પ્રતિક્રિયા દર T40 ના પ્રમાણસર છે, એટલે કે, માત્ર 2% તાપમાનમાં વધારો પ્રતિક્રિયા દરના બમણા તરફ દોરી જશે. આ તારાને ખૂબ જ અસ્થિર બનાવે છે: તાપમાનમાં એક નાનો વધારો પ્રતિક્રિયાઓના દરમાં ઝડપી વધારોનું કારણ બને છે, ઊર્જાના પ્રકાશનમાં વધારો કરે છે, જે બદલામાં, તાપમાનમાં વધારો કરે છે. બર્નિંગ હિલીયમના ઉપલા સ્તરો ઝડપથી વિસ્તરણ કરવાનું શરૂ કરે છે, તાપમાનમાં ઘટાડો થાય છે અને પ્રતિક્રિયા ધીમી પડે છે. આ બધું શક્તિશાળી ધબકારાનું કારણ બની શકે છે, જે ક્યારેક તારાના વાતાવરણના નોંધપાત્ર ભાગને બાહ્ય અવકાશમાં બહાર કાઢવા માટે પૂરતું મજબૂત હોય છે.

બહાર નીકળેલો વાયુ તારાના ખુલ્લા ભાગની આસપાસ વિસ્તરતો શેલ બનાવે છે. જેમ જેમ વધુ અને વધુ વાતાવરણ તારામાંથી છીનવાઈ જાય છે, તેમ તેમ ઊંચા તાપમાન સાથે ઊંડા અને ઊંડા સ્તરો પ્રગટ થાય છે. જ્યારે ખુલ્લી સપાટી (તારાનું ફોટોસ્ફિયર) 30,000 K ના તાપમાને પહોંચે છે, ત્યારે ઉત્સર્જિત અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનની ઊર્જા બહાર નીકળેલી સામગ્રીમાંના અણુઓને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતી બની જાય છે, જેના કારણે તે ચમકે છે. આમ, વાદળ ગ્રહોની નિહારિકા બની જાય છે.

આયુષ્ય

ગ્રહોની નિહારિકાની બાબત સેકન્ડ દીઠ કેટલાક દસ કિલોમીટરની ઝડપે કેન્દ્રિય તારાથી દૂર ઉડે છે. તે જ સમયે, જેમ જેમ દ્રવ્ય બહાર નીકળે છે, કેન્દ્રીય તારો ઠંડુ થાય છે, બાકીની ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે; થર્મોન્યુક્લિયર પ્રતિક્રિયાઓ બંધ થઈ જાય છે કારણ કે તારા પાસે કાર્બન અને ઓક્સિજનને ફ્યુઝ કરવા માટે જરૂરી તાપમાન જાળવવા માટે પૂરતો સમૂહ નથી. આખરે, તારો એટલો ઠંડો થશે કે તે ગેસના બહારના શેલને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશનું ઉત્સર્જન કરશે નહીં. તારો સફેદ વામન બની જાય છે, અને વાયુના વાદળો ફરીથી જોડાય છે, અદ્રશ્ય બની જાય છે. સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકા માટે, રચનાથી પુનઃસંયોજન સુધીનો સમય 10,000 વર્ષ છે.

ગેલેક્ટીક રિસાયકલર્સ

ગ્રહોની નિહારિકાઓ તારાવિશ્વોના ઉત્ક્રાંતિમાં મહત્વપૂર્ણ ભૂમિકા ભજવે છે. પ્રારંભિક બ્રહ્માંડ મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન અને હિલીયમથી બનેલું હતું, પરંતુ સમય જતાં, પરમાણુ ફ્યુઝન તારાઓમાં ભારે તત્વો ઉત્પન્ન કરે છે. આમ, ગ્રહોની નિહારિકાની બાબતમાં કાર્બન, નાઇટ્રોજન અને ઓક્સિજનનું પ્રમાણ વધુ હોય છે, અને તે જેમ જેમ વિસ્તરે છે અને તારાઓ વચ્ચેની અવકાશમાં પ્રવેશ કરે છે, તે તેને આ ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ બનાવે છે, જેને ખગોળશાસ્ત્રીઓ સામાન્ય રીતે ધાતુઓ કહે છે.

તારાઓની અનુગામી પેઢીઓ જે તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્યમાંથી રચાય છે તેમાં ભારે તત્વોનો મોટો પ્રારંભિક જથ્થો હશે; જો કે તારાઓની રચનામાં તેમની હાજરી નજીવી રહે છે, તેઓ તેમના ઉત્ક્રાંતિને નોંધપાત્ર રીતે પ્રભાવિત કરે છે. બ્રહ્માંડની રચના પછી તરત જ રચાયેલા તારાઓમાં પ્રમાણમાં ઓછી માત્રામાં ધાતુઓ હોય છે - તે આ રીતે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે પ્રકાર II તારાઓ. ભારે તત્વોથી સમૃદ્ધ તારાઓ સંબંધિત છે પ્રકાર I તારાઓ(જુઓ તારાઓની વસ્તી).

લાક્ષણિકતાઓ

શારીરિક લાક્ષણિકતાઓ

સામાન્ય ગ્રહોની નિહારિકા એક પ્રકાશ વર્ષની સરેરાશ હદ ધરાવે છે અને તેમાં અત્યંત દુર્લભ ગેસનો સમાવેશ થાય છે જેની ઘનતા લગભગ 1000 કણો પ્રતિ cm³ છે, જે સરખામણીમાં નહિવત્ છે, ઉદાહરણ તરીકે, પૃથ્વીના વાતાવરણની ઘનતા સાથે, પરંતુ લગભગ 10-100 સૂર્યથી પૃથ્વીની ભ્રમણકક્ષાના અંતર પર આંતરગ્રહીય અવકાશની ઘનતા કરતા ગણી વધારે. યુવાન ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં સૌથી વધુ ઘનતા હોય છે, કેટલીકવાર તે 10 6 કણો પ્રતિ cm³ સુધી પહોંચે છે. જેમ જેમ નિહારિકાની ઉંમર થાય છે તેમ તેમ તેમના વિસ્તરણને કારણે તેમની ઘનતા ઘટે છે.

કેન્દ્રીય તારામાંથી રેડિયેશન વાયુઓને 10,000 ના ક્રમમાં તાપમાને ગરમ કરે છે. વિરોધાભાસી રીતે, કેન્દ્રીય તારાથી વધતા અંતર સાથે ગેસનું તાપમાન ઘણીવાર વધે છે. આવું એટલા માટે થાય છે કારણ કે ફોટોન જેટલી વધુ ઉર્જા ધરાવે છે, તેટલી જ તેના શોષણની શક્યતા ઓછી છે. તેથી, નિહારિકાના આંતરિક પ્રદેશોમાં ઓછી-ઊર્જાવાળા ફોટોન શોષાય છે, અને બાકીના ઉચ્ચ-ઊર્જાવાળા ફોટોન બાહ્ય પ્રદેશોમાં શોષાય છે, જેના કારણે તેમનું તાપમાન વધે છે.

નેબ્યુલાને વિભાજિત કરી શકાય છે બાબતમાં ગરીબઅને કિરણોત્સર્ગ નબળી. આ પરિભાષા અનુસાર, પ્રથમ કિસ્સામાં, નિહારિકા પાસે તારા દ્વારા ઉત્સર્જિત તમામ અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનને શોષી લેવા માટે પૂરતો પદાર્થ નથી. તેથી, દૃશ્યમાન નિહારિકા સંપૂર્ણપણે આયોનાઇઝ્ડ છે. બીજા કિસ્સામાં, કેન્દ્રીય તારો આસપાસના તમામ ગેસને આયનીકરણ કરવા માટે પૂરતા અલ્ટ્રાવાયોલેટ ફોટોનનું ઉત્સર્જન કરતું નથી, અને આયનીકરણનો આગળનો ભાગ તટસ્થ ઇન્ટરસ્ટેલર અવકાશમાં જાય છે.

ગ્રહોની નિહારિકામાં મોટાભાગનો ગેસ આયનોઈઝ્ડ (એટલે ​​​​કે પ્લાઝ્મા) હોવાથી, ચુંબકીય ક્ષેત્રો તેની રચના પર નોંધપાત્ર અસર કરે છે, જેના કારણે પ્લાઝ્માની ફિલામેન્ટેશન અને અસ્થિરતા જેવી ઘટનાઓ થાય છે.

જથ્થો અને વિતરણ

આજે, આપણી આકાશગંગામાં, જેમાં 200 અબજ તારાઓનો સમાવેશ થાય છે, 1,500 ગ્રહોની નિહારિકાઓ જાણીતી છે. તારાઓની સરખામણીમાં તેમનું ટૂંકું આયુષ્ય તેમની નાની સંખ્યાનું કારણ છે. મૂળભૂત રીતે, તે બધા આકાશગંગાના સમતલમાં આવેલા છે, અને મોટાભાગે આકાશગંગાના કેન્દ્રની નજીક કેન્દ્રિત હોય છે, અને વ્યવહારીક રીતે સ્ટાર ક્લસ્ટરોમાં જોવા મળતા નથી.

ખગોળશાસ્ત્રીય સંશોધનમાં ફોટોગ્રાફિક ફિલ્મને બદલે CCD મેટ્રિસિસનો ઉપયોગ જાણીતી ગ્રહોની નિહારિકાઓની સૂચિને નોંધપાત્ર રીતે વિસ્તૃત કરે છે.

માળખું

બાયપોલર પ્લેનેટરી નેબ્યુલા

મોટાભાગની ગ્રહોની નિહારિકાઓ સપ્રમાણતાવાળી અને દેખાવમાં લગભગ ગોળાકાર હોય છે, પરંતુ આ તેમને ઘણા જટિલ આકારો ધરાવતા અટકાવતા નથી. લગભગ 10% ગ્રહોની નિહારિકાઓ વ્યવહારીક રીતે દ્વિધ્રુવી છે, અને માત્ર થોડી સંખ્યા અસમપ્રમાણ છે. એક લંબચોરસ ગ્રહોની નિહારિકા પણ જાણીતી છે. આકારોની આ વિવિધતાના કારણો સંપૂર્ણપણે સમજી શક્યા નથી, પરંતુ એવું માનવામાં આવે છે કે દ્વિસંગી સિસ્ટમોમાં તારાઓ વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણ ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ મોટી ભૂમિકા ભજવી શકે છે. અન્ય સંસ્કરણ મુજબ, હાલના ગ્રહો નિહારિકાની રચના દરમિયાન દ્રવ્યના સમાન ફેલાવાને વિક્ષેપિત કરે છે. જાન્યુઆરી 2005 માં, અમેરિકન ખગોળશાસ્ત્રીઓએ બે ગ્રહોની નિહારિકાઓના કેન્દ્રિય તારાઓની આસપાસના ચુંબકીય ક્ષેત્રોની પ્રથમ શોધની જાહેરાત કરી, અને પછી સૂચવ્યું કે તેઓ આ નિહારિકાઓના આકારને બનાવવા માટે આંશિક અથવા સંપૂર્ણ રીતે જવાબદાર છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં ચુંબકીય ક્ષેત્રોની નોંધપાત્ર ભૂમિકાની આગાહી ગ્રિગોર ગુર્ઝાદ્યાને 1960ના દાયકામાં કરી હતી (જુઓ, ઉદાહરણ તરીકે, જી. એ. ગુર્ઝાદ્યાન, 1993 અને ત્યાંના સંદર્ભો). એવી ધારણા પણ છે કે દ્વિધ્રુવી સ્વરૂપ સફેદ દ્વાર્ફની સપાટી પરના હિલીયમ સ્તરમાં વિસ્ફોટના આગળના ભાગના પ્રસારથી આંચકાના તરંગોની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે (ઉદાહરણ તરીકે, કેટની આંખ, કલાકગ્લાસ, કીડી નિહારિકામાં ).

ગ્રહોની નિહારિકાના અભ્યાસમાં વર્તમાન મુદ્દાઓ

ગ્રહોની નિહારિકાઓનો અભ્યાસ કરવામાં એક પડકાર એ તેમના અંતરને ચોક્કસ રીતે નિર્ધારિત કરવાનો છે. કેટલાક નજીકના ગ્રહોની નિહારિકાઓ માટે, માપેલા વિસ્તરણ લંબનનો ઉપયોગ કરીને અમારાથી તેમના અંતરની ગણતરી કરવી શક્ય છે: ઘણા વર્ષો પહેલા લેવામાં આવેલી ઉચ્ચ-રિઝોલ્યુશન છબીઓ નિહારિકાને દૃષ્ટિની રેખા પર લંબ વિસ્તરતી દર્શાવે છે, અને ડોપ્લર શિફ્ટનું સ્પેક્ટ્રોસ્કોપિક વિશ્લેષણ વિસ્તરણને મંજૂરી આપશે. ગણતરી કરવાની દૃષ્ટિની રેખા સાથે દર. પરિણામી વિસ્તરણ દર સાથે કોણીય વિસ્તરણની સરખામણી કરવાથી નિહારિકાના અંતરની ગણતરી કરવાનું શક્ય બનશે.

આવા વિવિધ પ્રકારના નિહારિકા આકારોનું અસ્તિત્વ ગરમ ચર્ચાનો વિષય છે. એવું વ્યાપકપણે માનવામાં આવે છે કે આ વિવિધ ઝડપે તારાથી દૂર જતા પદાર્થો વચ્ચેની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે હોઈ શકે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ માને છે કે ગ્રહોની નિહારિકાના ઓછામાં ઓછા સૌથી જટિલ આકારો માટે બાઈનરી સ્ટાર સિસ્ટમ જવાબદાર છે. તાજેતરના અભ્યાસોએ અનેક ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં શક્તિશાળી ચુંબકીય ક્ષેત્રોની હાજરીની પુષ્ટિ કરી છે, જે અગાઉ ઘણી વખત સૂચવવામાં આવી છે. આયનાઇઝ્ડ ગેસ સાથે ચુંબકીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ પણ તેમાંથી કેટલાકના આકારને નક્કી કરવામાં ભૂમિકા ભજવી શકે છે.

આ ક્ષણે, વિવિધ પ્રકારની વર્ણપટ રેખાઓના આધારે નિહારિકામાં ધાતુઓ શોધવા માટેની બે અલગ અલગ પદ્ધતિઓ છે. કેટલીકવાર આ બે પદ્ધતિઓ સંપૂર્ણપણે અલગ પરિણામો આપે છે. કેટલાક ખગોળશાસ્ત્રીઓ ગ્રહોની નિહારિકામાં નબળા તાપમાનના વધઘટની હાજરી દ્વારા આને સમજાવવા માટે વલણ ધરાવે છે. અન્ય લોકો માને છે કે અવલોકનોમાં તફાવતો તાપમાનની અસરો દ્વારા સમજાવી શકાય તેટલા નાટકીય છે. તેઓ ખૂબ જ ઓછી માત્રામાં હાઇડ્રોજન ધરાવતા ઠંડા ઝુંડના અસ્તિત્વની કલ્પના કરે છે. જો કે, ઝુંડ, જેની હાજરી, તેમના મતે, ધાતુઓના જથ્થાના અંદાજમાં તફાવત સમજાવી શકે છે, તે ક્યારેય જોવામાં આવ્યું નથી.

પણ જુઓ

• ગ્રહોની નિહારિકાઓની સૂચિ

ઇન્ટરસ્ટેલર માધ્યમ
ઘટકો	ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસ · ઇન્ટરસ્ટેલર ધૂળ · કોસ્મિક કિરણો · ચુંબકીય ક્ષેત્ર
નિહારિકા	ડિફ્યુઝ (પ્રકાશ) નિહારિકા ડાર્ક નેબ્યુલા ઉત્સર્જન નિહારિકા પ્રતિબિંબ નિહારિકા સુપરનોવા અવશેષ ગ્રહોની નિહારિકાપ્રોટોપ્લેનેટરી નેબ્યુલા
સ્ટાર બનાવતા પ્રદેશો	મોલેક્યુલર ક્લાઉડ ગ્લોબ્યુલ રિજન H II
વર્તુળાકાર રચનાઓ	એક્રેશન ડિસ્ક પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્ક ધ્રુવીય જેટ સ્ટ્રીમ હર્બિગ-હારો ઑબ્જેક્ટ
રેડિયેશન

ટેલિસ્કોપ દ્વારા આકાશનું અવલોકન કરતી વખતે, તમે કેટલીકવાર ગોળાકાર રૂપરેખા સાથે વિચિત્ર નિહારિકાઓ પર ઠોકર ખાઈ શકો છો. આ ગ્રહોની નિહારિકાઓ છે - સૂર્ય જેવા તારાઓના અસ્તિત્વના અંતિમ તબક્કાને અનુરૂપ પદાર્થો. વાસ્તવમાં, તેમાંથી દરેક ગેસનો ગોળાકાર શેલ છે, તારાનો બાહ્ય પડ, તેની પોતાની સ્થિરતા ગુમાવ્યા પછી તેના દ્વારા બહાર કાઢે છે. આ શેલો પછી મોટા થાય છે, વિસ્તરે છે અને ધીમે ધીમે નબળા બને છે. આવા નિહારિકાઓનું અવલોકન કરવું સહેલું નથી: તેમાંના મોટા ભાગની સપાટીની તેજ ઓછી હોય છે અને નાના કોણીય કદ હોય છે. અન્ય નિહારિકાઓની જેમ, અવલોકન માટે અંધારી, ચંદ્રવિહીન રાતો જરૂરી છે. ખૂબ જ ભાગ્યે જ, ગ્રહોની નિહારિકાની ઓળખ તેના કેન્દ્રમાં સ્થિત નાના તારા દ્વારા કરવામાં મદદ કરી શકાય છે અને જેણે તેને તેનું મૂળ આપ્યું હતું.

રીંગ નેબ્યુલા

આકાશમાં દેખાતી તમામ ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં, ખગોળશાસ્ત્રના ઉત્સાહીઓમાં સૌથી વધુ પ્રખ્યાત ચોક્કસપણે M57 નિહારિકા છે, જેનું નામ રિંગ નેબ્યુલા પણ છે. તે પૃથ્વીથી લગભગ 2300 પ્રકાશવર્ષના અંતરે ઉનાળાના નક્ષત્ર લીરામાં સ્થિત છે.

આ નિહારિકાની શોધ 1779 માં ફ્રેન્ચ ખગોળશાસ્ત્રી એન્ટોઈન ડાર્કીઅર ડી પેલેપોઇક્સ દ્વારા કરવામાં આવી હતી. તેણે તેને ગુરુના કદની એક સંપૂર્ણ ડિસ્ક તરીકે વર્ણવ્યું, પરંતુ અસ્પષ્ટ ગ્લો સાથે અને અદ્રશ્ય થઈ રહેલા ગ્રહ જેવું જ. ત્યારબાદ, 1785 માં, અંગ્રેજી ખગોળશાસ્ત્રી વિલિયમ હર્શેલે તેને "અવકાશી સીમાચિહ્ન" તરીકે વ્યાખ્યાયિત કર્યું. તેણે વિચાર્યું કે આ નિહારિકા તારાઓની વીંટી છે.

એક છિદ્ર સાથે

તમારા ટેલિસ્કોપમાં, M57 નાના, ગોળાકાર, નેબ્યુલસ સ્પેક તરીકે દેખાશે. તેને મધ્યમ મેગ્નિફિકેશન પર જોવાનો અર્થ થાય છે, ઉદાહરણ તરીકે, 12.5 mm Plössl eyepiece દ્વારા, જે 80x મેગ્નિફિકેશન પ્રદાન કરે છે. પ્રથમ નજરમાં તમે ગોળાકાર રૂપરેખા જોશો. અનુકૂલનની થોડી મિનિટો પછી, જો હવા સ્પષ્ટ અને સ્થિર હોય અને ચંદ્રની કોઈ દખલગીરી ન હોય, તો તમે કેટલીક વિગતો તૈયાર કરી શકશો. વિસ્તૃતીકરણને વધારીને, તમે કેન્દ્રિય "છિદ્ર" ને પણ પારખી શકશો, ખાસ કરીને જો તમે "વિખરાયેલ દ્રષ્ટિ" સાથે જુઓ, એટલે કે, તમારી નજર "છિદ્ર" પર નહીં, પરંતુ તેની પરિઘ પર કેન્દ્રિત કરો.

કેન્દ્રીય તારો

આ નિહારિકાનો જન્મ તેના કેન્દ્રમાં રહેલા તારામાંથી થયો હતો, જે આજે સફેદ વામન બની ગયો છે. આ તારાની સપાટીનું તાપમાન 100,000 ડિગ્રીથી વધુ છે. તેની તીવ્રતા 14.7 છે, જે તેને તમારા ટેલિસ્કોપ માટે અગમ્ય બનાવે છે. તે 1800 માં જર્મન ફિલસૂફ અને ખગોળશાસ્ત્રી ફ્રેડરિક વોન હેન દ્વારા શોધાયું હતું.

નિહારિકા લગભગ 20-30 કિમી/સેકંડની ઝડપે વિસ્તરી રહી છે, અને તેથી તેનું દેખીતું કદ પ્રતિ સદીમાં આશરે 1 આર્કસેકન્ડ વધી રહ્યું છે.

નેબ્યુલા રચના

પ્રથમ ગ્રહોની નિહારિકાઓ શોધાયા પછી, તેમની ગોળાકાર રૂપરેખાઓ ખગોળશાસ્ત્રીઓને એવું માને છે કે આ અવકાશી પદાર્થો ગ્રહો, મોટે ભાગે ગેસ જાયન્ટ્સ અથવા ઉભરતી ગ્રહોની સિસ્ટમ સાથે સંકળાયેલા છે. આ કારણોસર, અંગ્રેજ ખગોળશાસ્ત્રી વિલિયમ હર્શેલે (જેમણે તાજેતરમાં યુરેનસ ગ્રહ શોધ્યો હતો) આવા પદાર્થો માટે "પ્લેનેટરી નેબ્યુલા" શબ્દનો પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો. તેમની સાચી પ્રકૃતિ સ્પેક્ટ્રોસ્કોપી (એક તકનીક કે જે અવકાશી પદાર્થમાંથી આવતા પ્રકાશને તેના પ્રાથમિક રંગોમાં "વિભાજિત" કરવાની મંજૂરી આપે છે)ને કારણે 19મી સદીના મધ્યમાં જ સ્થાપિત કરવામાં આવી હતી. પછી તે સ્પષ્ટ થઈ ગયું કે આપણા પહેલાં એક ખાસ પ્રકારની નિહારિકા હતી.

ડાઇંગ સ્ટાર

તમામ ગ્રહોની નિહારિકાઓ તેમના અસ્તિત્વના અંતિમ તબક્કામાં તારાઓમાંથી ઉદ્ભવે છે. જેમ આપણે પહેલેથી જ નોંધ્યું છે તેમ, સૂર્યના સમૂહ સાથે તુલનાત્મક સમૂહ ધરાવતો તારો, તેના જન્મ પછી, સ્થિરતાના લાંબા તબક્કામાંથી પસાર થાય છે, જે દરમિયાન તે હાઇડ્રોજન ન્યુક્લીને ઓગળે છે, જે હિલીયમ ન્યુક્લીને જન્મ આપે છે. જ્યારે તારાના મધ્ય ભાગમાં સમાયેલ હાઇડ્રોજન સમાપ્ત થાય છે, ત્યારે આ ભાગ ગરમ થાય છે અને 100 મિલિયન ડિગ્રી તાપમાન સુધી પહોંચે છે. પરિણામે, બાહ્ય સ્તરો વિસ્તરે છે અને પછી ઠંડુ થાય છે: તારો લાલ જાયન્ટમાં ફેરવાય છે. આ બિંદુએ, તે સ્થિરતા ગુમાવે છે અને તેના બાહ્ય સ્તરો બહાર ફેંકી શકાય છે. તે તેઓ છે જે તારાના જે અવશેષો છે તેની આસપાસ ગોળાકાર શેલ બનાવે છે - સફેદ દ્વાર્ફની આસપાસ.

વિસ્તરણ

તારાની આસપાસનો શેલ સેકન્ડ દીઠ કેટલાક દસ કિલોમીટરની ઝડપે વિસ્તરે છે અને લાક્ષણિક ગોળાકાર આકાર સાથે ગ્રહોની નિહારિકા બનાવે છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓ, જોકે, એકદમ ઝડપી અંતનો સામનો કરે છે: જેમ જેમ તેઓ અવકાશમાં વિસ્તરે છે, તેમ તેમ તેઓ દુર્લભ બને છે અને પરિણામે, અવકાશમાં અસ્પષ્ટ બને છે. આમાં લગભગ 25,000 વર્ષ લાગે છે - કોઈપણ તારાના જીવનમાં ખૂબ જ ટૂંકો સમયગાળો.

ટેલિસ્કોપ દ્વારા ગ્રહોની નિહારિકા

ગ્રહોની નિહારિકાઓનું અવલોકન કરતી વખતે, ઓરિઅન નેબ્યુલા જેવા વિખરાયેલા નિહારિકાઓનું અવલોકન કરતાં થોડીક અલગ મુશ્કેલીઓ ઊભી થાય છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓમાં મોટા કોણીય કદ હોતા નથી. હેલિક્સ નેબ્યુલાના અપવાદ સિવાય, તેઓ આકાશમાં નાના અને કેન્દ્રિત દેખાય છે. તેથી, તેઓને તારાઓથી અલગ પાડવું મુશ્કેલ હોઈ શકે છે.

હેલિક્સ નેબ્યુલા

M57 ઉપરાંત, તમે તમારા ટેલિસ્કોપ વડે લગભગ એક ડઝન અન્ય ગ્રહોની નિહારિકાઓનું અવલોકન કરી શકો છો. તેમાંથી પ્રથમ એક્વેરિયસના નક્ષત્રમાંથી હેલિક્સ નેબ્યુલા હશે - તે પ્રભાવશાળી કદ સુધી પહોંચે છે - લગભગ 13 મિનિટની ચાપ (જે લગભગ 3 પ્રકાશ વર્ષોના વાસ્તવિક કદને અનુરૂપ છે).

તે કોઈ સંયોગ નથી કે આ નિહારિકા પણ સૂર્યમંડળની સૌથી નજીકમાંની એક છે. તેની તીવ્રતા 7.6 હોવા છતાં, તેના કદને કારણે તે રાત્રિના આકાશના ખૂબ જ વિશાળ વિસ્તારમાં તેની ચમક ફેલાવે છે. ટેલિસ્કોપ દ્વારા, આ નિહારિકા લીલાશ પડતા દેખાય છે. તે એકદમ આછું દૃશ્યમાન છે. તેની અંદર, હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપે હજારો ગેસના દડા જોયા, દેખીતી રીતે જ્યારે મૃત્યુ પામનાર તારો અવકાશમાં તેના બાહ્ય શેલને બહાર કાઢે ત્યારે તે ક્ષણે રચાયો.

શનિ નેબ્યુલા

એક્વેરિયસના એ જ રાશિના નક્ષત્રમાં, નેબ્યુલા NCG 7009, જે શનિ નેબ્યુલા તરીકે ઓળખાય છે, તે અવલોકન માટે રસપ્રદ છે. વિલિયમ હર્શેલે 1782માં તેની શોધ કરી હતી. આ નિહારિકાનું અવલોકન કરવામાં મુખ્ય મુશ્કેલી એ તેનું કદ છે, જે 2 આર્ક મિનિટથી ઓછું છે.

તેમ છતાં, 50x વિસ્તરણ પર તમે સમજી શકો છો કે આ કોઈ તારો નથી, અને 100-150x પર તમે લાક્ષણિક વિસ્તરેલ આકારને પારખી શકો છો. તે આ આકાર માટે છે કે નિહારિકાને તેનું નામ મળ્યું, રિંગ્સવાળા ગ્રહના નામ સાથે સુસંગત.

અવલોકન માટે સહેલાઈથી સુલભ અન્ય નિહારિકા વલ્પેક્યુલા નક્ષત્રમાંથી M27 છે. તેને "ડમ્બેલ નેબ્યુલા" પણ કહેવામાં આવે છે. તેનો દેખીતો વ્યાસ આશરે 8 આર્ક મિનિટ છે અને તેની કુલ તીવ્રતા 7.4 છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓના મતે, આ નિહારિકા 3000-4000 વર્ષ પહેલાં રચાઈ હતી. ઉચ્ચ વિસ્તૃતીકરણ પર તમે તેણીને વિસ્તરેલ જોઈ શકો છો
જે ફોર્મ માટે તેણીને તેનું નામ મળ્યું.

M27 નું નાનું સંસ્કરણ પણ છે, ઓછામાં ઓછું એંગ્લો-સેક્સન ખગોળશાસ્ત્રીઓ અનુસાર, જેઓ ગ્રહોની નિહારિકા M76 ને લિટલ ડમ્બેલ કહે છે. તે 1780 માં મેચેન દ્વારા શોધાયું હતું, પરંતુ તે ગ્રહોની નિહારિકા સાથે સંબંધિત છે તે ફક્ત 1918 માં જ ઓળખવામાં આવ્યું હતું. M76 ના કેન્દ્રમાં 16.6 તીવ્રતાનો તારો તમારા ટેલિસ્કોપ માટે ખૂબ જ અસ્પષ્ટ છે.

ભૂત અને ઘુવડ

નિહારિકા NGC3242 ને અવલોકન કરવું વધુ મુશ્કેલ છે, જેનું નામ ઘોસ્ટ ઓફ ગુરૂ પણ છે. આ એ હકીકત દ્વારા સમજાવવામાં આવ્યું છે કે ટેલિસ્કોપમાં તેનો વ્યાસ ગુરુના વ્યાસ સાથે સરખાવી શકાય છે. 40x મેગ્નિફિકેશન પર 25 mm Plössl આઈપીસ સાથે તમે તેને ખૂબ મુશ્કેલી વિના જોઈ શકો છો, અને 100 થી વધુના મેગ્નિફિકેશન પર તમે તેનો ગોળ આકાર પણ પારખી શકો છો.

નેબ્યુલા M97, મેસિયર કેટેલોગમાં સમાવિષ્ટ ચોથી નિહારિકાનું પણ રમુજી નામ છે. તે ઉર્સા મેજર નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. આઇરિશ ખગોળશાસ્ત્રી વિલિયમ વોર્સન્સે 1848માં તેને ઘુવડ નામ આપ્યું કારણ કે તેની અંદરના બે શ્યામ ફોલ્લીઓ ઘુવડની આંખો જેવા હોય છે.

માત્ર 100 થી વધુના વિસ્તરણ પર, તમે નિહારિકાના માત્ર ગોળાકાર આકારને જ નહીં, પણ તેની અંદરના બે ઘેરા વિસ્તારોને પણ પારખી શકશો. M97 અંદાજે 8,000 વર્ષ જૂનું હોવાનું માનવામાં આવે છે.

સ્નોબોલ

એન્ડ્રોમેડા નક્ષત્રમાં આકાશમાં નિહારિકા NGl 7662 અથવા બ્લુ સ્નોને અલગ પાડવું ખૂબ મુશ્કેલ છે. હકીકતમાં, તેનું નામ હોવા છતાં, તે ટેલિસ્કોપમાં લાલ રંગનું રંગ ધરાવે છે.

100 થી વધુના વિસ્તરણ પર, તમે તેના કેન્દ્રમાં "છિદ્ર" પણ જોઈ શકો છો. આ નિહારિકાને જોવાનો ફાયદો એ છે કે તે એક નક્ષત્રમાં સ્થિત છે જે પાનખરના અંતમાં આપણા આકાશમાં ખૂબ જ ઊંચે ઉગે છે.

સફેદ દ્વાર્ફ

ગ્રહોની નિહારિકા NGC 1514, વિલિયમ હર્શેલ દ્વારા 1790 માં વૃષભ નક્ષત્રમાં શોધાયેલ, તેનું અવલોકન કરવું ખૂબ જ મુશ્કેલ છે કારણ કે તે હળવાશથી ચમકે છે અને અવકાશી પૃષ્ઠભૂમિ સામે ભાગ્યે જ દેખાય છે. તેના કેન્દ્રમાં શ્વેત વામનને શોધવાનું વધુ સરળ છે, 9.4 NGC 1514 ની તીવ્રતા પ્લીએડ્સના ઉત્તરપૂર્વમાં લગભગ 8 ડિગ્રી જોવા મળે છે. તમારા ટેલિસ્કોપમાં દેખાતો સફેદ વામન સાથેનો બીજો ગ્રહોની નિહારિકા NGC6826 છે, જે સિગ્નસ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. આ એક નાનો અને અસ્પષ્ટ નિહારિકા છે: ટેલિસ્કોપમાં તે ઝાંખા તારા તરીકે દેખાશે, અને મહત્તમ સુધી વિસ્તૃતીકરણ વધારીને જ તમે તેના ગોળાકાર શેલને જોઈ શકશો. જો કે, જો આકાશ ખૂબ જ અંધારું હોય, તો પછી તમે તેના કેન્દ્રમાં 10.4 સ્ટાર જોશો.

જેમિની નક્ષત્રમાં ગ્રહોની નિહારિકા NGC2392 વિશે પણ એવું જ કહી શકાય, જેને એસ્કિમો નેબ્યુલા તરીકે પણ ઓળખવામાં આવે છે. 10.5 તીવ્રતાનો સફેદ વામન નાના, ઝાંખા વાદળી રંગની નિહારિકાની અંદર દેખાશે.

હબલ દ્વારા જોવામાં આવેલ ગ્રહોની નિહારિકા

કમનસીબે, ઘણા ગ્રહોની નિહારિકાઓ કલાપ્રેમી ટેલિસ્કોપ વડે અવલોકન માટે અગમ્ય રહે છે. જો કે આપણે ઘણીવાર ભવ્ય, ખૂબ જ અદભૂત વસ્તુઓ વિશે વાત કરીએ છીએ, જે આકાશમાં સૌથી સુંદર છે. હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપે આમાંના કેટલાક નિહારિકાઓનો ફોટોગ્રાફ લીધો છે, જેનાથી અમને તેમના તેજસ્વી રંગો અને વિચિત્ર આકારોની પ્રશંસા કરવામાં આવી છે.

તેમ છતાં તમે તમારા ટેલિસ્કોપ વડે તેમનું અવલોકન કરી શકશો નહીં, તે સૌથી અદભૂત અને રસપ્રદ ગ્રહોની નિહારિકાઓ વિશે વાત કરવા યોગ્ય છે.

બિલાડીની આંખ

તમે ડ્રેકો નક્ષત્રમાં બિલાડીની આંખની નિહારિકા (NGC 6543) થી શરૂ કરી શકો છો. 1864 માં, વિલિયમ હોગિન્સે સ્પેક્ટ્રોસ્કોપ વડે તેના પ્રકાશની તપાસ કરી (પછી ગ્રહોની નિહારિકા પ્રથમ વખત આવા વિશ્લેષણને આધિન હતી). જો કે તે 1786 માં પાછું મળી આવ્યું હતું, તાજેતરમાં જ હબલ ટેલિસ્કોપે તેની જટિલ અને નાજુક રચના જાહેર કરી હતી, જેમાં કેન્દ્રિત ગેસ શેલો, સ્ટ્રીમ્સ અને નોડ્યુલ્સનો સમાવેશ થાય છે. ખગોળશાસ્ત્રીઓએ તારણ કાઢ્યું છે કે લગભગ દર 1,500 વર્ષે કેન્દ્રીય તારો એક નવો શેલ બહાર કાઢે છે. લગભગ 10 વર્ષનાં અંતરે લીધેલી તસવીરો દર્શાવે છે કે નિહારિકા વિસ્તરી રહી છે.

નિહારિકા NGC 6369 2000 થી 5000 પ્રકાશવર્ષના અંતરે ઓફિયુચસ નક્ષત્રમાં સ્થિત છે. તેની વાદળી-લીલી રીંગ, જેનો વ્યાસ આશરે 1 પ્રકાશ-વર્ષનો છે, તે પ્રદેશની ધારને ચિહ્નિત કરે છે જ્યાં તારાના અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશે ગેસનું આયનીકરણ કર્યું છે, એટલે કે તેના અણુઓમાંથી ઇલેક્ટ્રોન છીનવી લીધા છે. નિહારિકાના બાહ્ય ભાગમાં વધુ સ્પષ્ટ લાલ રંગ હોય છે કારણ કે તારાથી વધુ અંતરે આયનીકરણ પ્રક્રિયા ઓછી તીવ્ર હોય છે. વાદળ લગભગ 20 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે વિસ્તરી રહ્યું છે. આને કારણે, તે તારાઓની અવકાશમાં વિખેરાઈ જશે અને પછી લગભગ 10,000 વર્ષ પછી અદૃશ્ય થઈ જશે.

અવકાશમાં નિહારિકાઓ બ્રહ્માંડની અજાયબીઓમાંની એક છે, જે તેમની સુંદરતામાં આકર્ષક છે. તેઓ માત્ર તેમની વિઝ્યુઅલ અપીલ માટે જ મૂલ્યવાન નથી. નિહારિકાઓનો અભ્યાસ વૈજ્ઞાનિકોને અવકાશ અને તેના પદાર્થોના કાર્યના નિયમો, બ્રહ્માંડના વિકાસ અને તારાઓના જીવન ચક્ર વિશેના સાચા સિદ્ધાંતો સ્પષ્ટ કરવામાં મદદ કરે છે. આજે આપણે આ વસ્તુઓ વિશે ઘણું જાણીએ છીએ, પરંતુ બધું જ નહીં.

ગેસ અને ધૂળનું મિશ્રણ

ઘણા લાંબા સમયથી, છેલ્લી સદીના મધ્ય સુધી, નિહારિકાઓ આપણાથી નોંધપાત્ર અંતરે માનવામાં આવતી હતી. 1860 માં સ્પેક્ટ્રોસ્કોપના ઉપયોગથી તે સ્થાપિત કરવું શક્ય બન્યું કે તેમાંના ઘણામાં ગેસ અને ધૂળનો સમાવેશ થાય છે. અંગ્રેજ ખગોળશાસ્ત્રી ડબલ્યુ. હેગિન્સે શોધ્યું કે નિહારિકામાંથી પ્રકાશ સામાન્ય તારાઓમાંથી આવતા કિરણોત્સર્ગથી અલગ છે. પહેલાના વર્ણપટમાં શ્યામ રેખાઓ સાથે છેદાયેલી તેજસ્વી રંગીન રેખાઓ હોય છે, જ્યારે પછીના કિસ્સામાં આવી કોઈ રેખાઓ જોવા મળતી નથી.

વધુ સંશોધનો દર્શાવે છે કે આકાશગંગા અને અન્ય તારાવિશ્વોની નિહારિકાઓ મુખ્યત્વે ગેસ અને ધૂળના ગરમ મિશ્રણથી બનેલી છે. સમાન ઠંડા રચનાઓનો વારંવાર સામનો કરવો પડે છે. ઇન્ટરસ્ટેલર ગેસના આવા વાદળો પણ નિહારિકાના છે.

વર્ગીકરણ

નિહારિકા બનાવે છે તે તત્વોના ગુણધર્મો પર આધાર રાખીને, ઘણા પ્રકારોને અલગ પાડવામાં આવે છે. તે બધા અવકાશની વિશાળતામાં મોટી સંખ્યામાં રજૂ થાય છે અને ખગોળશાસ્ત્રીઓ માટે સમાન રીતે રસપ્રદ છે. નેબ્યુલા જે એક અથવા બીજા કારણસર પ્રકાશનું ઉત્સર્જન કરે છે તેને સામાન્ય રીતે ડિફ્યુઝ અથવા પ્રકાશ કહેવામાં આવે છે. જે મુખ્ય પરિમાણની દ્રષ્ટિએ તેમની વિરુદ્ધ છે તે કુદરતી રીતે શ્યામ તરીકે નિયુક્ત કરવામાં આવે છે. ડિફ્યુઝ નેબ્યુલા ત્રણ પ્રકારના હોય છે:

પ્રતિબિંબિત;

ઉત્સર્જન;

સુપરનોવા અવશેષો.

ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ, બદલામાં, નવા તારા નિર્માણ (H II) અને ગ્રહોની નિહારિકાના પ્રદેશોમાં વિભાજિત થાય છે. આ તમામ પ્રકારો ચોક્કસ ગુણધર્મો દ્વારા વર્ગીકૃત થયેલ છે જે તેમને અનન્ય અને નજીકના અભ્યાસ માટે લાયક બનાવે છે.

સ્ટાર રચના પ્રદેશો

તમામ ઉત્સર્જન નિહારિકાઓ વિવિધ આકારોના તેજસ્વી વાયુના વાદળો છે. તેમનું મુખ્ય તત્વ હાઇડ્રોજન છે. નિહારિકાના કેન્દ્રમાં સ્થિત તારાના પ્રભાવ હેઠળ, તે આયનોઇઝ્ડ છે અને વાદળના ભારે ઘટકોના અણુઓ સાથે અથડાય છે. આ પ્રક્રિયાઓનું પરિણામ એ લાક્ષણિકતા ગુલાબી ગ્લો છે.

ઇગલ નેબ્યુલા, અથવા M16, આ પ્રકારની વસ્તુનું એક ભવ્ય ઉદાહરણ છે. અહીં એક તારા નિર્માણનો પ્રદેશ છે, જેમાં ઘણા યુવાન તેમજ મોટા ગરમ તારાઓ છે. ગરુડ નેબ્યુલા અવકાશના જાણીતા પ્રદેશ, સર્જનના સ્તંભનું ઘર છે. તારાઓની પવનના પ્રભાવ હેઠળ બનેલા આ ગેસના ઝુંડ, તારાઓનું નિર્માણ ક્ષેત્ર છે. અહીં તારાઓની રચના ગુરુત્વાકર્ષણના પ્રભાવ હેઠળ ગેસ અને ધૂળના સ્તંભોના સંકોચનને કારણે થાય છે.

વૈજ્ઞાનિકોએ તાજેતરમાં જ શીખ્યા કે આપણે માત્ર બીજા હજાર વર્ષ સુધી સર્જનના સ્તંભોની પ્રશંસા કરી શકીશું. પછી તેઓ અદૃશ્ય થઈ જશે. હકીકતમાં, સ્તંભોનો વિનાશ લગભગ 6,000 વર્ષ પહેલાં સુપરનોવા વિસ્ફોટને કારણે થયો હતો. જો કે, અવકાશના આ પ્રદેશમાંથી પ્રકાશને આપણા સુધી પહોંચવામાં લગભગ સાત હજાર વર્ષનો સમય લાગે છે, તેથી ખગોળશાસ્ત્રીઓ દ્વારા ગણતરી કરવામાં આવેલી ઘટના આપણા માટે માત્ર ભવિષ્યની બાબત છે.

ગ્રહોની નિહારિકા

આગલા પ્રકારના તેજસ્વી વાયુ અને ધૂળના વાદળોનું નામ ડબ્લ્યુ. હર્શેલ દ્વારા રજૂ કરવામાં આવ્યું હતું. ગ્રહોની નિહારિકા એ તારાના જીવનનો છેલ્લો તબક્કો છે. લ્યુમિનરી દ્વારા શેલ્સ એક લાક્ષણિક પેટર્ન બનાવે છે. નિહારિકા એ ડિસ્ક જેવું લાગે છે જે સામાન્ય રીતે નાના ટેલિસ્કોપ દ્વારા જોવામાં આવે ત્યારે ગ્રહની આસપાસ હોય છે. આજની તારીખે, આવા એક હજારથી વધુ પદાર્થો જાણીતા છે.

ગ્રહોની નિહારિકાઓ રૂપાંતરણની પ્રક્રિયાનો એક ભાગ છે રચનાના કેન્દ્રમાં એક ગરમ તારો છે, જે તેના સ્પેક્ટ્રમમાં O લ્યુમિનાયર્સની સમાન છે. તેનું તાપમાન 125,000 K સુધી પહોંચે છે. ગ્રહોની નિહારિકાઓનું સામાન્ય રીતે પ્રમાણમાં નાનું કદ હોય છે - 0.05 પાર્સેક. તેમાંના મોટા ભાગના આપણા આકાશગંગાના કેન્દ્રમાં સ્થિત છે.

તારા દ્વારા બહાર નીકળેલા ગેસ શેલનો સમૂહ નાનો છે. તે સૂર્યનો દસમો ભાગ છે. ગેસ અને ધૂળનું મિશ્રણ 20 કિમી/સેકન્ડની ઝડપે નિહારિકાના કેન્દ્રથી દૂર જઈ રહ્યું છે. શેલ લગભગ 35 હજાર વર્ષો સુધી અસ્તિત્વમાં છે, અને પછી તે ખૂબ જ દુર્લભ અને અસ્પષ્ટ બની જાય છે.

વિશિષ્ટતા

ગ્રહોની નિહારિકામાં વિવિધ આકાર હોઈ શકે છે. મૂળભૂત રીતે, એક અથવા બીજી રીતે, તે બોલની નજીક છે. નેબ્યુલા ગોળાકાર, રીંગ આકારની, ડમ્બેલ આકારની અને અનિયમિત આકારની હોય છે. આવા કોસ્મિક પદાર્થોના સ્પેક્ટ્રામાં તેજસ્વી ગેસ અને કેન્દ્રીય તારામાંથી ઉત્સર્જન રેખાઓ તેમજ તારાના વર્ણપટમાંથી કેટલીકવાર શોષણ રેખાઓનો સમાવેશ થાય છે.

ગ્રહોની નિહારિકા પ્રચંડ માત્રામાં ઊર્જા ઉત્સર્જન કરે છે. તે કેન્દ્રિય તારા કરતાં નોંધપાત્ર રીતે વધારે છે. રચનાનો મુખ્ય ભાગ, તેના ઊંચા તાપમાનને કારણે, અલ્ટ્રાવાયોલેટ કિરણો બહાર કાઢે છે. તેઓ ગેસના અણુઓનું આયનીકરણ કરે છે. કણો ગરમ થાય છે, અને અલ્ટ્રાવાયોલેટ પ્રકાશને બદલે, તેઓ દૃશ્યમાન કિરણો બહાર કાઢવાનું શરૂ કરે છે. તેમના સ્પેક્ટ્રમમાં ઉત્સર્જન રેખાઓ હોય છે જે સમગ્ર રચનાને લાક્ષણિકતા આપે છે.

બિલાડીની આંખ નિહારિકા

કુદરત અનપેક્ષિત અને સુંદર સ્વરૂપો બનાવવામાં માસ્ટર છે. આ સંદર્ભમાં નોંધપાત્ર ગ્રહોની નિહારિકા છે, જેને તેની સમાનતાને કારણે કેટ'સ આઇ નેબ્યુલા (NGC 6543) કહેવામાં આવે છે. તે 1786 માં શોધાયું હતું અને તે સૌપ્રથમ વૈજ્ઞાનિકો દ્વારા ચમકતા ગેસના વાદળ તરીકે ઓળખવામાં આવ્યું હતું. બિલાડીની આંખ નેબ્યુલા સ્થિત છે અને તે ખૂબ જ રસપ્રદ જટિલ માળખું ધરાવે છે.

તેની રચના લગભગ 100 વર્ષ પહેલા થઈ હતી. પછી કેન્દ્રિય તારો તેના શેલો અને ગેસ અને ધૂળની કેન્દ્રિત રેખાઓ છોડે છે, જે પદાર્થની પેટર્નની લાક્ષણિકતા છે. આજની તારીખે, નિહારિકાની સૌથી અભિવ્યક્ત કેન્દ્રીય રચનાની રચનાની પદ્ધતિ અસ્પષ્ટ છે. આવી પેટર્નનો દેખાવ નિહારિકાના મૂળમાં ડબલ સ્ટારના સ્થાન દ્વારા સારી રીતે સમજાવાયેલ છે. જો કે, આ સ્થિતિને સમર્થન આપવા માટે હજી સુધી કોઈ માહિતી નથી.

NGC 6543 ના પ્રભામંડળનું તાપમાન આશરે 15,000 K છે. નિહારિકાનો કોર 80,000 K સુધી ગરમ થાય છે. વધુમાં, કેન્દ્રિય તારો સૂર્ય કરતાં અનેક હજાર ગણો તેજસ્વી છે.

પ્રચંડ વિસ્ફોટ

વિશાળ તારાઓ ઘણીવાર પ્રભાવશાળી "વિશેષ અસરો" સાથે તેમના જીવન ચક્રનો અંત લાવે છે. પ્રચંડ શક્તિશાળી વિસ્ફોટો તારા દ્વારા તમામ બાહ્ય શેલોના નુકશાન તરફ દોરી જાય છે. તેઓ કેન્દ્રથી 10,000 કિમી/સેકંડની ઝડપે દૂર જઈ રહ્યા છે. સ્થિર પદાર્થ સાથે ફરતા પદાર્થની અથડામણ ગેસના તાપમાનમાં તીવ્ર વધારોનું કારણ બને છે. પરિણામે, તેના કણો ચમકવા લાગે છે. ઘણીવાર સુપરનોવાના અવશેષો ગોળાકાર રચનાઓ નથી, જે તાર્કિક લાગે છે, પરંતુ ખૂબ જ અલગ આકારની નિહારિકાઓ. આવું એટલા માટે થાય છે કારણ કે ઉચ્ચ ઝડપે બહાર નીકળેલો પદાર્થ અસમાન રીતે ગંઠાવાનું અને સંચય બનાવે છે.

હજાર વર્ષ પહેલાનો એક નિશાન

કદાચ સૌથી પ્રખ્યાત સુપરનોવા અવશેષ ક્રેબ નેબ્યુલા છે. તેને જન્મ આપનાર તારો લગભગ એક હજાર વર્ષ પહેલાં 1054માં વિસ્ફોટ થયો હતો. ચોક્કસ તારીખ ચાઇનીઝ ક્રોનિકલ્સમાંથી નક્કી કરવામાં આવી હતી, જ્યાં આકાશમાં તેની ફ્લેશ સારી રીતે વર્ણવવામાં આવી છે.

કરચલા નિહારિકાની લાક્ષણિક પેટર્ન સુપરનોવા દ્વારા બહાર કાઢવામાં આવેલા ગેસની બનેલી છે અને હજુ સુધી તે તારાઓ વચ્ચેના દ્રવ્ય સાથે સંપૂર્ણપણે મિશ્રિત નથી. આ પદાર્થ આપણાથી 3300 પ્રકાશવર્ષના અંતરે સ્થિત છે અને તે 120 કિમી/સેકંડની ઝડપે સતત વિસ્તરી રહ્યો છે.

કેન્દ્રમાં, ક્રેબ નેબ્યુલામાં એક સુપરનોવા અવશેષ છે - એક ન્યુટ્રોન તારો, જે સતત ધ્રુવીકૃત કિરણોત્સર્ગના સ્ત્રોત એવા ઈલેક્ટ્રોનના પ્રવાહોને બહાર કાઢે છે.

પ્રતિબિંબ નિહારિકા

આ અવકાશી પદાર્થોના બીજા પ્રકારમાં ગેસ અને ધૂળના ઠંડા મિશ્રણનો સમાવેશ થાય છે, જે પોતાની મેળે પ્રકાશ ઉત્સર્જિત કરવામાં અસમર્થ હોય છે. પ્રતિબિંબ નિહારિકા નજીકના પદાર્થોને કારણે ચમકે છે. આ તારાઓ અથવા સમાન પ્રસરેલી રચનાઓ હોઈ શકે છે. છૂટાછવાયા પ્રકાશનો સ્પેક્ટ્રમ તેના સ્ત્રોતો જેટલો જ રહે છે, પરંતુ નિરીક્ષક માટે વાદળી પ્રકાશ તેમાં પ્રબળ છે.

આ પ્રકારની ખૂબ જ રસપ્રદ નિહારિકા મેરોપ સ્ટાર સાથે સંકળાયેલ છે. Pleiades ક્લસ્ટરમાંથી તારો કેટલાક મિલિયન વર્ષોથી પસાર થતા મોલેક્યુલર વાદળનો નાશ કરી રહ્યો છે. તારાના પ્રભાવના પરિણામે, નિહારિકાના કણો ચોક્કસ ક્રમમાં ગોઠવાય છે અને તેની તરફ ખેંચાય છે. થોડા સમય પછી (ચોક્કસ સમયગાળો અજ્ઞાત છે), મેરોપ વાદળનો સંપૂર્ણ નાશ કરી શકે છે.

ડાર્ક ઘોડો

ડિફ્યુઝ રચનાઓ ઘણીવાર શોષણ નિહારિકા સાથે વિરોધાભાસી હોય છે. ગેલેક્સીમાં તેમાંથી ઘણું બધું છે. આ ધૂળ અને ગેસના ખૂબ જ ગાઢ વાદળો છે જે તેમની પાછળ સ્થિત ઉત્સર્જન અને પ્રતિબિંબિત નિહારિકાઓ તેમજ તારાઓના પ્રકાશને શોષી લે છે. આ કોલ્ડ સ્પેસ રચનાઓ મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન અણુઓથી બનેલી હોય છે, જો કે તેમાં ભારે તત્વો પણ હોય છે.

આ પ્રકારનો એક ભવ્ય પ્રતિનિધિ એ ઓરિઅન નક્ષત્રમાં સ્થિત ઇટ નેબ્યુલા છે. નિહારિકાનો લાક્ષણિક આકાર, ઘોડાના માથા જેવો જ છે, જે તારાઓના પવન અને કિરણોત્સર્ગના પ્રભાવના પરિણામે રચાયો હતો. પૃષ્ઠભૂમિ એક તેજસ્વી ઉત્સર્જન રચના છે તે હકીકતને કારણે ઑબ્જેક્ટ સ્પષ્ટપણે દૃશ્યમાન છે. તે જ સમયે, હોર્સહેડ નેબ્યુલા એ ધૂળ અને ગેસના વિસ્તૃત, શોષી લેતા વાદળનો માત્ર એક નાનો ભાગ છે, જે વ્યવહારીક રીતે અદ્રશ્ય છે.

હબલ ટેલિસ્કોપને આભારી, ગ્રહો સહિત નિહારિકાઓ, આજે લોકોની વિશાળ શ્રેણી માટે પરિચિત છે. જગ્યાના વિસ્તારોની ફોટોગ્રાફિક છબીઓ જ્યાં તેઓ સ્થિત છે તે ખૂબ જ પ્રભાવશાળી છે અને કોઈને ઉદાસીન છોડતું નથી.