Hubble, insanlığa derin uzayın muhteşem fotoğraflarını kendi gözlerimizle görme fırsatını verdiğinden beri, önümüzde gerçek bir fantazmagori açıldı. Evren, cihazın ultraviyole ve kızılötesi filtreleri sayesinde mücevherlerle parıldadı ve gizemlerini gökbilimcilere açıklamaya başladı. Sanki bilim adamları sonunda bir zaman makinesi bulmuşlar gibi - sonuçta, uzaktaki yıldızların ışığının Dünya'ya ulaşması milyonlarca yıl alıyor ve gece gökyüzüne baktığımızda eski diğer dünyaları, uzun süredir soyu tükenmiş yıldızları ve süpernovaları görüyoruz. gerçek zaten “reşit olma” aşamasına ulaştı. Yıldız bulutsuları belki de en güzel ve heyecan verici uzay nesneleridir ve özü uzun süre insanlar için anlaşılmaz kalmıştır. Ancak bugün bu "ebedi" maddelerin az çok net bir sınıflandırması var - tıpkı insanlar gibi yıldızlar da bu tozdan doğuyor ve evrimlerinin sonunda yeniden toza dönüşüyor.
Keşiflerin tarihi
Andromeda
Nebula nedir? Daha önce, uzayın derinliklerine yakından bakma yeteneği sınırlı olduğunda, net hatları olmayan, parıldayan ve nispeten hareketsiz olan hemen hemen her şeye "bulutsu" deniyordu. Bu nedenle, en yakın devasa sarmal gökada M31 (NGC 224) yanlışlıkla Andromeda Bulutsusu olarak adlandırıldı (resimde). Aslında küresel bir yıldız kümesi olan Herkül Kümesi de aynı kategoriye dahil edildi. Ancak bu hataların gerçekten mazur görülmesi gerekiyor; sonuçta araştırma, kuyruklu yıldızları arayan Charles Monsieur tarafından 1787 yılında gerçekleştirilmişti. İşte o zaman dikkati hareketsiz gök cisimlerine çekildi.
Lundmark aygıtının ortaya çıkışıyla, bunların doğasına ilişkin daha doğru bir analiz yapmak mümkün oldu: Galaksileri bulutsulardan ayırdılar, parlak olmayan yıldız bulutlarını keşfettiler ve diğer tüm kümelerin neden parladığına dair çeşitli nedenleri belirlediler. Ancak tüm yanlış anlamalar düzeltilmedi: 20. yüzyılın başında bulutsuların tozlu veya gazlı olduğuna inanılıyordu - bu nedenle ünlü araştırmacı B.A. Vorontsov-Velyaminov bunları kitaplarının farklı bölümlerine yerleştirdi. Modern bilim adamları artık böyle bir yıldızlararası madde kümesinin hem toz hem de gaz içerdiğinden şüphe duymuyor; farklar yalnızca yüzdesel olabilir. Ve şimdi uzayın "mücevherleri" hakkında daha fazla bilgi.
Karanlık bulutsular
at kafası
Uzun süre varlıklarından şüphelenilmemesi şaşırtıcı değil; kara deliklerde olduğu gibi, bu karanlık bir odada kara bir kedi aramaya benziyor. Ancak bu tür nesneler, yıldız kümeleri arasında, iyi aydınlatılmış bir alanda bulunuyorlarsa görülebilir. Bu tür nesnelerin iyi örnekleri Kömür Çuvalı veya Atbaşı bulutsularıdır (resimde).
Teleskopların çözünürlüğü Samanyolu'na bakmayı mümkün kıldığında, gökbilimciler başlangıçta karanlık noktaların galaksinin daha uzak bölgelerinin görülebildiği bir tür boşluk olduğuna karar verdiler. Ancak "elek" teorisinin hatalı olduğu ortaya çıktı: siyah noktalar, radyasyonu emen ve Galaksinin merkezini bizim görüşümüzden gizleyen yoğun toz bulutlarıdır. Karanlık bulutsular nedeniyle eteklerinde olduğumuzdan, gece gökyüzünde Ay'ın ışığını bile gölgede bırakabilecek bir kaleydoskop görme fırsatından mahrum kalıyoruz. Ancak üzülmek için acele etmeyin: Samanyolu'nun kalbinde yüksek oranda radyoaktif yıldızlar yanıyor ve üzerlerinde yaşamı imkansız hale getiriyor. Ve ozon topumuzun güneş hiperaktivitesi ile ilgili yeterince işi var; dolayısıyla bir bütün olarak biyosferin tamamı için böyle bir durum bundan daha uygun olamazdı.
Yansıma bulutsuları
Ülker
Yıldızların yaptığı gibi parlamak için termonükleer bir süreç gereklidir - bunun elbette nebulalarla hiçbir ilgisi yoktur. Ancak bazı toz kümeleri, gezegen uyduları gibi ışığı yansıtabiliyor. Büyük yıldızlar ışık kaynağı haline gelir ve bunun önünüzdeki nebula türü olduğunu devasa güneşlerin etrafındaki (örneğin Ülker yıldızlarının yakınında) mavi veya mavi parıltıdan anlayabilirsiniz. Ancak bu kuralın bir istisnası vardır; kırmızı süper dev Antares, aynı renkteki bir bulutsu ile çevrilidir.
İyonlaşmış bulutsular
Avcı
Gazın parlamasının nedeni, kuyruklu yıldızın "kuyruğunun" parıldamasıyla aynıdır: Daha güçlü kaynaklardan belirli bir "yük" alan bulutsu, daha sonra onu çevredeki uzaya bırakır. Bu tür yıldız bulutlarına emisyon bulutları da denir. Bulutsular büyük yıldızlarla kıyaslanamaz - fotonlarının yükü çok daha küçüktür ve Dünya'ya ulaşmaları daha zordur - bu yüzden onları gün batımının son ışınları gibi kırmızı spektrumda görürüz. Ancak burada da istisnalar vardır; çok güçlü bir radyasyon kaynağı durumunda emisyon bulutsuları hala yeşil ve mavidir. İyonlaşmış bulutlar arasında örneğin Orion Bulutsusu (resimde), Kuzey Amerika, Tarantula, Pelikan ve diğerleri yer alır.
Gezegenimsi bulutsular
kedi gözü
Bu bir tür emisyon bulutsusu: genellikle bu tür nesneler nispeten küçüktür ve net bir şekle sahiptir, bazen bir damlanın akışıyla oluşan su üzerindeki donmuş daireleri anımsatır. Aslında dev bir yıldızın “emekliye ayrılması” (en azından uzaktan) o kadar lüks görünüyor ki, kalan hidrojeni tüketerek kabuğunun dökülmesi nedeniyle genişliyor. Etrafında geniş alanlar kaplayan bu maddeler, yıldızın çekirdeğinden gelen radyasyondan etkileniyor. Böyle bir sürecin en inanılmaz görüntüsü Draco takımyıldızı Kedi Gözü Bulutsusu'nda elde edildi. Diğer tüm bulutsulara benzeyen lifli yapısı, belirli kuvvet çizgilerine sahip olan ve elektrik yüklü toz ve gaz parçacıklarının enine hareketini engelleyen yıldızların güçlü manyetik alanlarının etkisiyle ilişkilidir.
Şok dalgalarından çıkan bulutsular
Yengeç Bulutsusu
Yıldızlararası ortamda maddelerin süpersonik hareketine yol açabilen bu tür dalgaların kaynakları, yıldız rüzgarı veya süpernova patlamalarıdır. Ortaya çıkan bulutsuların sıcaklığı milyarlarca dereceye ulaşabilir, dolayısıyla ısıtılan gaz çoğunlukla X-ışını aralığında yayılır. Bununla birlikte, hareketli maddenin kinetik enerjisi kısa sürede tükenir ve bu nedenle kısa ömürlü bulutsular, (kozmik standartlara göre) kısa bir süre sonra kaybolur. Bu türün en ünlü bulutsusu, 1054 yılında gökyüzünde beliren Boğa takımyıldızındaki “Yengeç” bulutsusu.
Yıldızlara ek olarak, teleskopla hafifçe parlayan küçük bulutsu noktalar da görülebiliyor. Onlara bulutsu denir. Bazılarının oldukça belirgin hatları var. Bunların arasında birkaç sözde gezegensel olanlar var. Bulutsular. Her birinin içinde, merkezde her zaman çok sıcak bir yıldız bulunur. Çok Bulutsular Saniyede onlarca kilometre hızla merkezi yıldızdan her yöne hareket eden seyreltilmiş gazdan oluşur. Yıldızın etrafındaki gaz kabuğunun içi boşsa, bulutsu, Lyra takımyıldızındaki bulutsu gibi bir halka görünümüne sahiptir. Ama çoğu Bulutsular belirli bir şekli yoktur. Parçalanmış sis gibi görünüyorlar, farklı yönlere doğru akarsular halinde yayılıyorlar. Bunlar Bulutsular yaygın denir. Bunlardan yüzlercesi biliniyor.
Bunlardan en dikkat çekici olanı Orion Bulutsusu'dur. Zayıf bir teleskopla ve bazen çıplak gözle bile görülebilir. Bu devasa dağınıklıkta Bulutsular Gezegenimsi bulutsularda olduğu gibi, içinde bulunan sıcak yıldızların ışığının etkisi altında nadir gazlar parlıyor. Bulutsular. Bazen parlak bir yıldız, karşılaştığı, duman parçacıklarıyla karşılaştırılabilecek büyüklükte bir toz parçacıkları bulutunu aydınlatır. Sonra teleskopla ayrıca dağınık bir ışık bulutsusu görüyoruz, ancak bir gaz bulutsusu değil, bir toz bulutsusu. 19. yüzyıldan kalma birçok bulutsu. Özellikle Güney Afrika'da güney gökyüzünü gözlemlemek için çalışan William Herschel ve oğlu John tarafından keşfedildi.
20. yüzyılda Kırım'da Rus bilim adamı G. A. Shain tarafından birçok gaz bulutsusu keşfedildi ve incelendi. Çoğu durumda tozlu Bulutsular Parlamayın, çünkü genellikle yakınlarda onları parlak bir şekilde aydınlatabilecek yıldızlar yoktur. Bunlar karanlık tozlu Bulutsular Genellikle açıkça tanımlanmış kenarları olan Samanyolu'nun aydınlık bölgelerindeki açıklıklar gibi bulunurlar. Çok Bulutsular Atın Başı gibi (Orion'da, dağınık ışığın yakınında) Bulutsular), küçük toz kümelerini temsil eden, arkalarındaki yıldızların ışığını emer
|
|
|
Makalenin içeriği
NEBULA. Daha önce gökbilimciler buna yıldızlara göre sabit olan, onların aksine küçük bir bulut gibi dağınık, bulanık bir görünüme sahip olan herhangi bir gök nesnesi diyorlardı (astronomide "nebula" için kullanılan Latince terim) bulutsu"bulut" anlamına gelir). Zamanla Orion Bulutsusu gibi bazılarının yıldızlararası gaz ve tozdan oluştuğu ve Galaksimize ait olduğu anlaşıldı. Andromeda ve Triangulum'dakiler gibi diğer "beyaz" bulutsuların Galaksiye benzer dev yıldız sistemleri olduğu ortaya çıktı. Burada gaz bulutsularından bahsedeceğiz.
19. yüzyılın ortalarına kadar. Gökbilimciler tüm bulutsuların uzak yıldız kümeleri olduğuna inanıyorlardı. Ancak 1860 yılında W. Hoggins ilk kez spektroskop kullanarak bazı bulutsuların gaz halinde olduğunu gösterdi. Sıradan bir yıldızın ışığı bir spektroskoptan geçtiğinde, mordan kırmızıya kadar tüm renklerin temsil edildiği sürekli bir spektrum gözlenir; Yıldızın spektrumunun bazı yerlerinde dar karanlık soğurma çizgileri vardır, ancak bunların fark edilmesi oldukça zordur - yalnızca spektrumun yüksek kaliteli fotoğraflarında görülebilirler. Bu nedenle gözle bakıldığında bir yıldız kümesinin spektrumu sürekli bir renk bandı olarak görünür. Aksine, nadirleştirilmiş bir gazın emisyon spektrumu, aralarında neredeyse hiç ışık bulunmayan bireysel parlak çizgilerden oluşur. Bu tam olarak Hoggins'in belirli bulutsuları bir spektroskopla gözlemlerken gördüğü şeydi. Daha sonraki gözlemler birçok bulutsunun aslında sıcak gaz bulutları olduğunu doğruladı. Gökbilimciler genellikle karanlık dağınık nesnelere "bulutsu" adını verirler; bu aynı zamanda yıldızlararası gaz bulutlarıdır, ancak soğuktur.
Bulutsu türleri.
Bulutsular aşağıdaki ana tiplere ayrılır: dağınık bulutsular veya Orion Bulutsusu gibi H II bölgeleri; Ülker takımyıldızındaki Merope Bulutsusu gibi yansıma bulutsuları; genellikle moleküler bulutlarla ilişkilendirilen Kömür Çuvalı gibi karanlık bulutsular; Kuğu'daki Retikulum Bulutsusu gibi süpernova kalıntıları; Lyra'daki Yüzük gibi gezegenimsi bulutsular.
Yaygın bulutsular.
Dağınık bulutsuların yaygın olarak bilinen örnekleri, kışın gökyüzündeki Orion Bulutsusu'nun yanı sıra yazın gökyüzündeki Deniz Kulağı ve Üç Boğum Bulutsularıdır. Üçlü Bulutsu'yu birbirinden ayıran koyu çizgiler, önünde uzanan soğuk toz bulutlarıdır. Bu bulutsunun uzaklığı yaklaşık. 2200 St. yıl ve çapı 2 sv'den biraz daha azdır. yıllar. Bu bulutsunun kütlesi güneşin 100 katıdır. Lagün 30 Doradus ve Avcı Bulutsusu gibi bazı dağınık bulutsular çok daha büyük ve daha kütlelidir.
Yıldızlardan farklı olarak gaz bulutsularının kendi enerji kaynakları yoktur; yalnızca içlerinde veya yakınında yüzey sıcaklığı 20.000-40.000 ° C olan sıcak yıldızlar varsa parlarlar. Bu yıldızlar, bulutsunun gazı tarafından emilen ve onun tarafından görünür ışık biçiminde yeniden yayılan ultraviyole radyasyon yayarlar. . Bir spektroskoptan geçirilen bu ışık, gazın çeşitli elementlerinin karakteristik emisyon çizgilerine bölünür.
Yansıma bulutsuları.
Işık saçan toz taneciklerinden oluşan bir bulut, sıcaklığı gazın parlamasına neden olacak kadar yüksek olmayan yakındaki bir yıldız tarafından aydınlatıldığında bir yansıma bulutsusu oluşur. Küçük yansıma bulutsuları bazen oluşan yıldızların yakınında görülebilir.
Karanlık bulutsular.
Karanlık bulutsular çoğunlukla gaz ve kısmen tozdan oluşan bulutlardır (kütle oranı ~ 100:1). Optik aralıkta, Galaksinin merkezini bizden gizlerler ve Samanyolu'nun tamamı boyunca, örneğin Kuğu'daki Büyük Bölünme gibi, siyah noktalar olarak görünürler. Ancak kızılötesi ve radyo aralıklarında bu bulutsular oldukça aktif bir şekilde yayılıyor. Bazıları şu anda yıldız oluşturuyor. İçlerindeki gaz yoğunluğu bulutlararası uzaya göre çok daha yüksektir ve sıcaklık - 260 ila - 220 ° C arasında daha düşüktür. Esas olarak moleküler hidrojenden oluşurlar, ancak amino asit molekülleri de dahil olmak üzere başka moleküller de içlerinde bulunur.
Süpernova kalıntıları.
Yaşlı bir yıldız patladığında dış katmanları yaklaşık 200 metre hızla dökülür. 10.000 km/s. Buldozer gibi hızlı hareket eden bu malzeme, önündeki yıldızlararası gazı topluyor ve birlikte Kuğu'daki Retikulum Bulutsusu'na benzer bir yapı oluşturuyor. Bir çarpışma sırasında, hareketli ve sabit maddeler güçlü bir şok dalgası halinde ısınır ve ek enerji kaynakları olmadan parlar. Gazın sıcaklığı yüzbinlerce dereceye ulaşır ve X-ışını radyasyonunun kaynağı haline gelir. Ek olarak, yıldızlararası manyetik alan şok dalgasında yoğunlaşır ve yüklü parçacıklar - protonlar ve elektronlar - termal hareketin enerjisinden çok daha yüksek enerjilere kadar hızlandırılır. Bu hızlı yüklü parçacıkların manyetik alandaki hareketi, radyo aralığında termal olmayan radyasyon üretir.
En ilginç süpernova kalıntısı Yengeç Bulutsusu'dur. İçinde süpernovanın fırlattığı gaz henüz yıldızlararası maddeyle karışmamıştır.
1054 yılında Boğa takımyıldızında bir yıldız parlaması görüldü. Salgının Çin kroniklerinden yeniden oluşturulan resmi, bunun, maksimumda güneşten 100 milyon kat daha yüksek bir parlaklığa ulaşan bir süpernovanın patlaması olduğunu gösteriyor. Yengeç Bulutsusu tam olarak bu salgının olduğu yerde bulunuyor. Bulutsunun açısal boyutunu ve genişleme hızını ölçerek ve bunları birbirine bölerek, bu genişlemenin ne zaman başladığını - neredeyse tam olarak 1054 yılını - hesapladılar. Hiç şüphe yok ki Yengeç Bulutsusu bir süpernova kalıntısıdır.
Bu bulutsunun spektrumunda her çizgi çatallanmıştır. Çizginin mavi tarafa kaydırılan bir bileşeninin kabuğun bize yaklaşan kısmından, kırmızı tarafa kaydırılan diğer bileşeninin ise uzaklaşan kısımdan geldiği açıktır. Doppler formülünü kullanarak genişleme hızını (1200 km/s) hesapladık ve bunu açısal genişleme hızıyla karşılaştırarak Yengeç Bulutsusu'na olan mesafeyi belirledik: yaklaşık. 3300 St. yıllar.
Yengeç Bulutsusu karmaşık bir yapıya sahiptir: dış lifli kısmı, sıcak gaz karakteristiğine sahip bireysel emisyon çizgileri yayar; Bu kabuğun içinde radyasyonu sürekli bir spektruma sahip olan ve oldukça polarize olan amorf bir cisim bulunur. Ayrıca oradan güçlü, termal olmayan radyo emisyonu yayılıyor. Bu ancak bulutsunun içinde hızlı elektronların manyetik bir alanda hareket etmesi ve radyodan X ışınlarına kadar geniş bir spektrum aralığında senkrotron radyasyonu yaymasıyla açıklanabilir. Yengeç Bulutsusu'ndaki hızlı elektronların kaynağı uzun yıllar boyunca gizemli kaldı; ta ki 1968'de merkezinde hızla dönen bir nötron yıldızını (yaklaşık 950 yıl önce patlayan devasa bir yıldızın kalıntısı olan bir pulsar) keşfetmek mümkün olana kadar. Saniyede 30 devir yapan ve devasa bir manyetik alana sahip olan nötron yıldızı, çevredeki bulutsuya gözlemlenen radyasyondan sorumlu hızlı elektron akımları yayar.
Aktif astronomik nesneler arasında sinkrotron radyasyon mekanizmasının çok yaygın olduğu ortaya çıktı. Galaksimizde, elektronların manyetik alandaki hareketinin bir sonucu olarak yayılan birçok süpernova kalıntısını, örneğin optik aralıkta genişleyen bir lifli kabuğun ilişkili olduğu güçlü radyo kaynağı Cassiopeia A'yı işaret edebiliriz. Dev eliptik galaksi M 87'nin çekirdeğinden, tüm spektral aralıklarda yayılan, manyetik alana sahip ince bir sıcak plazma jeti fırlatılıyor. Radyo galaksilerin ve kuasarların çekirdeklerindeki aktif süreçlerin süpernovalarla ilişkili olup olmadığı açık değildir, ancak içlerindeki radyasyonun fiziksel süreçleri çok benzerdir.
Gezegenimsi bulutsular.
En basit galaktik bulutsular gezegenseldir. Keşfedilenlerin yaklaşık iki bin tanesi var ve Galakside toplamda yaklaşık iki bin tane var. 20.000. Galaktik diskte yoğunlaşırlar, ancak dağınık bulutsular gibi sarmal kollara çekilmezler.
Küçük bir teleskopla gözlemlendiğinde, gezegenimsi bulutsular çok fazla detay içermeyen bulanık diskler olarak görünürler ve bu nedenle gezegenlere benzerler. Birçoğunun merkezine yakın bir yerde görülebilen mavi bir sıcak yıldız var; Tipik bir örnek Lyra'daki Halka Bulutsusu'dur. Dağınık bulutsular gibi, parıltılarının kaynağı da içeride bulunan yıldızın ultraviyole ışınımıdır.
Spektral analiz.
Bulutsunun emisyonunun spektral bileşimini analiz etmek için sıklıkla yarıksız bir spektrograf kullanılır. En basit durumda, teleskopun odağının yakınına içbükey bir mercek yerleştirilir ve yakınsak bir ışık ışınını paralel bir ışına dönüştürür. Işını bir spektruma bölen bir prizma veya kırınım ızgarasına yönlendirilir ve ardından ışığı bir fotoğraf plakası üzerine odaklamak için dışbükey bir mercek kullanılır, böylece nesnenin yalnızca bir görüntüsü değil, sayısına bağlı olarak birkaç görüntüsü elde edilir. spektrumundaki emisyon çizgileri. Ancak merkezdeki yıldızın görüntüsü sürekli bir spektruma sahip olduğundan bir çizgiye kadar uzanır.
Gaz halindeki bulutsuların spektrumları en önemli elementlerin tümünü içerir: hidrojen, helyum, nitrojen, oksijen, neon, kükürt ve argon. Üstelik evrenin her yerinde olduğu gibi hidrojen ve helyumun da diğerlerinden çok daha büyük olduğu ortaya çıktı.
Bulutsudaki hidrojen ve helyum atomlarının uyarılması, hızlı elektron akışının atomları bombardıman ederek onları daha yüksek bir enerji durumuna aktardığı ve ardından atomun geri döndüğü laboratuvar gaz deşarj tüpündekiyle aynı şekilde gerçekleşmez. ışık yayarak normal durumuna döner. Bulutsuda, bir atomu etkisiyle harekete geçirebilecek enerjik elektronlar yoktur. elektronlarını daha yüksek yörüngelere “fırlatıyor”. Bulutsuda atomların “fotoiyonizasyonu” merkezi yıldızdan gelen ultraviyole radyasyonla meydana gelir; Gelen kuantumun enerjisi, bir elektronu atomdan tamamen koparmak ve onun "serbest uçuşa" geçmesine izin vermek için yeterlidir. Serbest bir elektronun bir iyonla karşılaşması ortalama 10 yıl sürer ve bunlar tekrar nötr bir atom halinde birleşerek (yeniden birleşerek) ışık kuantumu biçiminde bağlanma enerjisi açığa çıkarır. Rekombinasyon emisyon çizgileri radyo, optik ve kızılötesi spektral aralıklarda gözlenir.
Gezegenimsi bulutsulardaki en güçlü emisyon çizgileri, bir veya iki elektronunu kaybetmiş oksijen atomlarının yanı sıra nitrojen, argon, kükürt ve neona aittir. Dahası, laboratuvar spektrumlarında hiçbir zaman gözlemlenmeyen, yalnızca bulutsulara özgü koşullar altında ortaya çıkan çizgiler yayıyorlar. Bu satırlara "yasak" denir. Gerçek şu ki, bir atom genellikle saniyenin milyonda birinden daha kısa bir süre boyunca uyarılmış durumda kalır ve daha sonra bir kuantum yayarak normal duruma geçer. Ancak atomun aralarında çok "isteksizce" geçişler yaptığı, saniyeler, dakikalar ve hatta saatlerce heyecanlı bir durumda kaldığı bazı enerji seviyeleri vardır. Bu süre zarfında, nispeten yoğun bir laboratuvar gazı koşulları altında, atom zorunlu olarak enerjisini değiştiren serbest bir elektronla çarpışır ve geçiş ortadan kaldırılır. Ancak son derece seyrekleşmiş bir bulutsuda, uyarılmış bir atom diğer parçacıklarla uzun süre çarpışmaz ve sonunda “yasak” bir geçiş meydana gelir. Yasak çizgilerin ilk kez laboratuvarlardaki fizikçiler tarafından değil, bulutsuları gözlemleyen gökbilimciler tarafından keşfedilmesinin nedeni budur. Bu çizgiler laboratuvar spektrumlarında bulunmadığından, bir süre Dünya'da bilinmeyen bir elemente ait olduklarına bile inanılıyordu. Ona "nebulium" adını vermek istediler ama yanlış anlaşılma kısa sürede çözüldü. Bu çizgiler hem gezegensel hem de dağınık bulutsuların spektrumlarında görülebilir. Bu tür bulutsuların spektrumları aynı zamanda elektronların iyonlarla yeniden birleşmesi durumunda ortaya çıkan zayıf sürekli emisyonu da içerir.
Yarık spektrografla elde edilen bulutsu spektrogramlarında çizgiler genellikle kırık ve bölünmüş görünür. Bu, bulutsunun parçalarının göreceli hareketini gösteren Doppler etkisidir. Gezegenimsi bulutsular tipik olarak merkezi yıldızdan 20-40 km/s hızla radyal olarak genişler. Süpernova kabukları çok daha hızlı genişler ve önlerinde bir şok dalgası yaratır. Yaygın bulutsularda genel bir genişleme yerine genellikle tek tek parçaların türbülanslı (kaotik) hareketi gözlenir.
Bazı gezegenimsi bulutsuların önemli bir özelliği, tek renkli radyasyonlarının katmanlaşmasıdır. Örneğin, tek iyonize atomik oksijenin (bir elektron kaybetmiş) emisyonu geniş bir alanda, merkezi yıldızdan çok uzakta gözlenir ve çift iyonize (yani iki elektron kaybetmiş) oksijen ve neon yalnızca görülebilir. Bulutsunun iç kısmında dörtlü iyonize neon veya oksijen yalnızca orta kısmında fark edilir. Bu gerçek, atomların daha güçlü iyonlaşması için gerekli olan enerjik fotonların bulutsunun dış bölgelerine ulaşmaması, ancak yıldızdan çok uzak olmayan gaz tarafından emilmesiyle açıklanmaktadır.
Kimyasal bileşimleri açısından, gezegenimsi bulutsular çok çeşitlidir: yıldızın bağırsaklarında sentezlenen elementler, bazılarında fırlatılan kabuğun maddesiyle karıştırılmış, bazılarında ise karıştırılmamıştır. Süpernova kalıntılarının bileşimi daha da karmaşıktır: Yıldız tarafından fırlatılan malzeme büyük ölçüde yıldızlararası gazla karışmıştır ve ayrıca aynı kalıntının farklı parçaları bazen farklı kimyasal bileşimlere sahiptir (Cassiopeia A'da olduğu gibi). Bu materyal muhtemelen yıldızın çeşitli derinliklerinden fırlatılıyor, bu da yıldız evrimi teorisinin ve süpernova patlamalarının test edilmesini mümkün kılıyor.
Bulutsuların kökeni.
Yaygın ve gezegenimsi bulutsuların kökenleri tamamen farklıdır. Yaygın olanlar her zaman yıldız oluşum bölgelerinde, genellikle galaksilerin sarmal kollarında bulunur. Genellikle yıldızların oluştuğu büyük, soğuk gaz ve toz bulutlarıyla ilişkilidirler. Parlak bir dağınık bulutsu, yakınlarda doğan sıcak, büyük bir yıldız tarafından ısıtılan böyle bir bulutun küçük bir parçasıdır. Bu tür yıldızlar nadiren oluştuğundan, dağınık bulutsular her zaman soğuk bulutlara eşlik etmez. Örneğin, Orion'da bu tür yıldızlar var, dolayısıyla birkaç dağınık bulutsu var, ancak bunlar neredeyse tüm Orion takımyıldızını kaplayan görünmez kara bulutla karşılaştırıldığında çok küçük. Boğa'nın küçük yıldız oluşum bölgesinde parlak sıcak yıldızlar yoktur ve bu nedenle fark edilebilir dağınık bulutsular da yoktur (aktif genç T Tauri yıldızlarının yakınında yalnızca birkaç sönük bulutsu vardır).
Gezegenimsi bulutsular, evrimlerinin son aşamasında yıldızların döktüğü kabuklardır. Normal bir yıldız, çekirdeğinde meydana gelen termonükleer reaksiyonlar nedeniyle hidrojeni helyuma dönüştürerek parlar. Ancak yıldızın çekirdeğindeki hidrojen tükendiğinde hızlı değişiklikler meydana gelir: Helyum çekirdeği büzülür, kabuk genişler ve yıldız bir kırmızı deve dönüşür. Bunlar genellikle Mira Ceti veya OH/IR gibi devasa titreşimli zarflara sahip değişken yıldızlardır. Sonunda kabuklarının dış kısımlarını dökerler. Yıldızın kabuksuz iç kısmı çok yüksek, bazen 100.000 °C'nin üzerinde bir sıcaklığa sahiptir. Yavaş yavaş büzülür ve nükleer enerji kaynağından yoksun, yavaş yavaş soğuyan bir beyaz cüceye dönüşür. Böylece, gezegenimsi bulutsular merkezdeki yıldızları tarafından fırlatılırken, Orion Bulutsusu gibi dağınık bulutsular yıldız oluşum süreci sırasında kullanılmadan bırakılan malzemelerdir.
Spektral analiz. Bulutsunun emisyonunun spektral bileşimini analiz etmek için sıklıkla yarıksız bir spektrograf kullanılır. En basit durumda, teleskopun odağının yakınına içbükey bir mercek yerleştirilir ve yakınsak bir ışık ışınını paralel bir ışına dönüştürür. Işını bir spektruma bölen bir prizma veya kırınım ızgarasına yönlendirilir ve ardından ışığı bir fotoğraf plakası üzerine odaklamak için dışbükey bir mercek kullanılır, böylece nesnenin yalnızca bir görüntüsü değil, sayısına bağlı olarak birkaç görüntüsü elde edilir. spektrumundaki emisyon çizgileri. Ancak merkezdeki yıldızın görüntüsü sürekli bir spektruma sahip olduğundan bir çizgiye kadar uzanır.Gaz halindeki bulutsuların spektrumları en önemli elementlerin tümünü içerir: hidrojen, helyum, nitrojen, oksijen, neon, kükürt ve argon. Üstelik evrenin her yerinde olduğu gibi hidrojen ve helyumun da diğerlerinden çok daha büyük olduğu ortaya çıktı.
Bulutsudaki hidrojen ve helyum atomlarının uyarılması, hızlı elektron akışının atomları bombardıman ederek onları daha yüksek bir enerji durumuna aktardığı ve ardından atomun geri döndüğü laboratuvar gaz deşarj tüpündekiyle aynı şekilde gerçekleşmez. ışık yayarak normal durumuna döner. Bulutsuda, bir atomu etkisiyle harekete geçirebilecek enerjik elektronlar yoktur. elektronlarını daha yüksek yörüngelere “fırlatıyor”. Bulutsuda atomların “fotoiyonizasyonu” merkezi yıldızdan gelen ultraviyole radyasyonla meydana gelir; Gelen kuantumun enerjisi, bir elektronu atomdan tamamen koparmak ve onun "serbest uçuşa" geçmesine izin vermek için yeterlidir. Serbest bir elektronun bir iyonla karşılaşması ortalama 10 yıl sürer ve bunlar tekrar nötr bir atom halinde birleşerek (yeniden birleşerek) ışık kuantumu biçiminde bağlanma enerjisi açığa çıkarır. Rekombinasyon emisyon çizgileri radyo, optik ve kızılötesi spektral aralıklarda gözlenir.
Gezegenimsi bulutsulardaki en güçlü emisyon çizgileri, bir veya iki elektronunu kaybetmiş oksijen atomlarının yanı sıra nitrojen, argon, kükürt ve neona aittir. Dahası, laboratuvar spektrumlarında hiçbir zaman gözlemlenmeyen, yalnızca bulutsulara özgü koşullar altında ortaya çıkan çizgiler yayıyorlar. Bu satırlara "yasak" denir. Gerçek şu ki, bir atom genellikle saniyenin milyonda birinden daha kısa bir süre boyunca uyarılmış durumda kalır ve daha sonra bir kuantum yayarak normal duruma geçer. Ancak atomun aralarında çok "isteksizce" geçişler yaptığı, saniyeler, dakikalar ve hatta saatlerce heyecanlı bir durumda kaldığı bazı enerji seviyeleri vardır. Bu süre zarfında, nispeten yoğun bir laboratuvar gazı koşulları altında, atom zorunlu olarak enerjisini değiştiren serbest bir elektronla çarpışır ve geçiş ortadan kaldırılır. Ancak son derece seyrekleşmiş bir bulutsuda, uyarılmış bir atom diğer parçacıklarla uzun süre çarpışmaz ve sonunda “yasak” bir geçiş meydana gelir. Yasak çizgilerin ilk kez laboratuvarlardaki fizikçiler tarafından değil, bulutsuları gözlemleyen gökbilimciler tarafından keşfedilmesinin nedeni budur. Bu çizgiler laboratuvar spektrumlarında bulunmadığından, bir süre Dünya'da bilinmeyen bir elemente ait olduklarına bile inanılıyordu. Ona "nebulium" adını vermek istediler ama yanlış anlaşılma kısa sürede çözüldü. Bu çizgiler hem gezegensel hem de dağınık bulutsuların spektrumlarında görülebilir. Bu tür bulutsuların spektrumları aynı zamanda elektronların iyonlarla yeniden birleşmesi durumunda ortaya çıkan zayıf sürekli emisyonu da içerir.
Yarık spektrografla elde edilen bulutsu spektrogramlarında çizgiler genellikle kırık ve bölünmüş görünür. Bu, bulutsunun parçalarının göreceli hareketini gösteren Doppler etkisidir. Gezegenimsi bulutsular tipik olarak merkezi yıldızdan 20-40 km/s hızla radyal olarak genişler. Süpernova kabukları çok daha hızlı genişler ve önlerinde bir şok dalgası yaratır. Yaygın bulutsularda genel bir genişleme yerine genellikle tek tek parçaların türbülanslı (kaotik) hareketi gözlenir.
Bazı gezegenimsi bulutsuların önemli bir özelliği, tek renkli radyasyonlarının katmanlaşmasıdır. Örneğin, tek iyonize atomik oksijenin (bir elektron kaybetmiş) emisyonu geniş bir alanda, merkezi yıldızdan çok uzakta gözlenir ve çift iyonize (yani iki elektron kaybetmiş) oksijen ve neon yalnızca görülebilir. Bulutsunun iç kısmında dörtlü iyonize neon veya oksijen yalnızca orta kısmında fark edilir. Bu gerçek, atomların daha güçlü iyonlaşması için gerekli olan enerjik fotonların bulutsunun dış bölgelerine ulaşmaması, ancak yıldızdan çok uzak olmayan gaz tarafından emilmesiyle açıklanmaktadır.
Kimyasal bileşimleri açısından, gezegenimsi bulutsular çok çeşitlidir: yıldızın bağırsaklarında sentezlenen elementler, bazılarında fırlatılan kabuğun malzemesi ile karıştırılmış, bazılarında ise karıştırılmamıştır. Süpernova kalıntılarının bileşimi daha da karmaşıktır: Yıldız tarafından fırlatılan malzeme büyük ölçüde yıldızlararası gazla karışmıştır ve ayrıca aynı kalıntının farklı parçaları bazen farklı kimyasal bileşimlere sahiptir (Cassiopeia A'da olduğu gibi). Bu materyal muhtemelen yıldızın çeşitli derinliklerinden püskürtülüyor ve bu da yıldız evrimi teorisinin ve süpernova patlamalarının test edilmesini mümkün kılıyor.
- Bu bulutsu türleri. Güzeller, görkemliler, büyüleyiciler ve teleskopla tespit edilmeleri zor olmasına rağmen gözlem meraklıları onları aramaya çok zaman ayırıyor. Bunlar benzersizdir, her biri diğerinden farklıdır. Uzaydaki boyutlar nispeten küçüktür ve bizden kısa mesafelerde bulunur (astronomik değerler açısından). Çoğunlukla hidrojenden (yüzde 90) ve helyumdan (yüzde 9,9) oluşurlar. Bu yazı çerçevesinde her bulutsunun birine veya diğerine ait olup olmadığını ele almayacağız; görevimiz farklı. Ve artık laf atmayı bırakıp doğrudan konuya geçeyim.
1. Yaygın bulutsu
Yaygın Deniz Kulağı Bulutsusu
Yaygın bulutsuların yıldızlardan farklı olarak kendi enerji kaynakları yoktur. İçlerindeki parıltı, içlerindeki veya yakınındaki sıcak yıldızlardan geliyor. Bu tür bulutsular büyük ölçüde aktif yıldız oluşumunun meydana geldiği galaksilerin "dallarında" bulunur ve yıldızın bileşimine dahil olmayan maddelerdir.
Yaygın bulutsuların rengi ağırlıklı olarak kırmızıdır; bunun nedeni içlerindeki hidrojenin bolluğudur. Yeşil ve mavi renkler bize helyum, nitrojen ve ağır metaller gibi diğer kimyasal elementler hakkında bilgi verir.
Bu bulutsular, düşük büyütmeli cihazlarla gözlem için en popüler ve erişilebilir olanları içerir: Avcı Bulutsusu makalede bahsettiğim Orion takımyıldızında.
Yaygın bulutsulara sıklıkla denir emisyon.
2. Yansıma Bulutsusu
Cadı Başı Yansıma Bulutsusu
Bir yansıma bulutsusu kendi başına herhangi bir ışık yaymaz. Bu, yakındaki yıldızlardan gelen ışığı yansıtan bir gaz ve toz bulutudur. Tıpkı dağınık bulutsular gibi, yansıma bulutsuları da aktif yıldız oluşumunun olduğu bölgelerde bulunur. Daha büyük ölçüde mavimsi bir renk tonuna sahipler, çünkü... diğerlerinden daha iyi dağılır.
Bugün bu türden çok fazla bulutsu bilinmiyor; yaklaşık 500 tane.
Bazı kaynaklar yansıma bulutsusunu ayrı ayrı ayırmaz, ancak onu dağınık bir bulutsu olarak sınıflandırır.
3. Karanlık Bulutsu
Karanlık Atbaşı Bulutsusu
Böyle bir bulutsu, arkasında bulunan nesnelerden gelen ışığın engellenmesi nedeniyle oluşur. Bu bir bulut. Kompozisyon önceki yansıtıcı bulutsu ile hemen hemen aynıdır, yalnızca ışık kaynağının konumunda farklılık gösterir.
Kural olarak, karanlık bir bulutsu, yansıma veya dağınık bir bulutsu ile birlikte gözlenir. Yukarıdaki fotoğrafta harika bir örnek. "At kafası"— burada karanlık bölge, arkasındaki çok daha büyük dağınık bulutsunun ışığını engelliyor. Amatör bir teleskopla bu tür bulutsuları görmek son derece zor veya neredeyse imkansız olacaktır. Bununla birlikte, radyo aralığında bu tür bulutsular aktif olarak elektromanyetik dalgalar yayar.
4. Gezegenimsi bulutsu
Gezegenimsi bulutsu M 57
Belki de en güzel bulutsu türü. Kural olarak böyle bir bulutsu, bir yıldızın ömrünün sona ermesinin sonucudur; patlaması ve gazın uzaya saçılması. Yıldızın patlamasına rağmen buna gezegen denir. Bunun nedeni, gözlemlendiğinde bu tür bulutsuların gezegenlere benzemesidir. Çoğu yuvarlak veya oval şekillidir. İçeride bulunan gaz kabuğu, yıldızın kalıntıları tarafından aydınlatılıyor.
Toplamda yaklaşık iki bin gezegenimsi bulutsu keşfedildi, ancak yalnızca Samanyolu galaksimizde bunlardan 20.000'den fazlası var.
5. Süpernova Kalıntısı
Yengeç Bulutsusu M 1
Süpernova- Bu, patlaması ve büyük miktarda enerjinin uzay ortamına salınması sonucu bir yıldızın parlaklığında keskin bir artıştır.
Yukarıdaki fotoğraf, dışarı atılan gazın henüz yıldızlararası maddeyle karışmadığı bir yıldızın patlamasının mükemmel bir örneğini göstermektedir. Çin kroniklerine göre bu patlama 1054 yılında kaydedilmiştir. Ancak Yengeç Bulutsusu'na olan mesafenin yaklaşık 3300 ışıkyılı olduğunu anlamalıyız.
İşte bu. Bilmeniz ve tanıyabilmeniz gereken yalnızca 5 tür bulutsu vardır. Umarım bilgileri size erişilebilir bir biçimde ve basit bir dille aktarmayı başarmışımdır. Sorularınız varsa sorun, yorumlara yazın. Teşekkür ederim.
