Neula on todella ihmeellinen asia nähdä. Latinalaisen sanan pilviksi kutsutut sumut ovat paitsi massiivisia pöly-, vety- ja heliumkaasun pilviä sekä plasmaa; ne ovat myös usein ”tähtitarhoja” - ts. paikka, jossa tähdet syntyvät. Ja vuosisatojen ajan kaukaiset galaksit erehtyivät usein näihin massiivisiin pilviin.
Valitettavasti tällaiset kuvaukset eivät tuskin naarmuta pintaa siitä, mitä sumu on ja mikä sen merkitys on. Muodostumisprosessinsa, roolinsa tähtien ja planeettojen muodostumisessa ja monimuotoisuuden välillä sumut ovat tarjonneet ihmiskunnalle loputtomia intrigejä ja löytöjä.
Jo jonkin aikaa tutkijat ja tähtitieteilijät ovat olleet tietoisia siitä, että ulkoavaruus ei oikeastaan ole täydellinen tyhjiö. Itse asiassa se koostuu kaasu- ja pölyhiukkasista, jotka tunnetaan yhdessä nimellä Interstellar Medium (ISM). Noin 99% ISM: stä koostuu kaasusta, kun taas noin 75% sen massasta on vedyn muodossa ja loput 25% heliumina.
Tähtienvälinen kaasu koostuu osittain neutraaleista atomeista ja molekyyleistä, samoin kuin varautuneista hiukkasista (alias. Plasma), kuten ioneista ja elektroneista. Tämä kaasu on erittäin laimea, keskimääräisen tiheyden ollessa noin 1 atomi kuutiometriä kohti. Sen sijaan maapallon ilmakehän tiheys on noin 30 kvintillin molekyyliä kuutiometriä kohti (3,0 x 1019 / cm3) merenpinnan tasolla.
Vaikka tähtienvälinen kaasu on hyvin hajaantunut, aineen määrä lisääntyy tähten välisten valtavien etäisyyksien yli. Ja lopulta ja riittävän painovoimaisen vetovoiman avulla pilvien välillä, tämä asia voi liittyä ja romahtaa muodostaen tähtiä ja planeettajärjestelmiä.
Nebulan muodostuminen:
Pohjimmiltaan muodostuu sumu, kun osa tähteiden välistä väliainetta kokee painovoiman. Keskinäinen painovoima vetovoima aiheuttaa aineen kasautumisen yhteen muodostaen suuremman ja suuremman tiheyden alueita. Tästä tähtiä voi muodostua romahtavan materiaalin keskelle, ja ultravioletti-ionisoiva säteily saa ympäröivän kaasun näkymään optisilla aallonpituuksilla.
Suurin osa sumuista on kooltaan valtavia, halkaisijaltaan jopa satoja valovuosia. Vaikka suurin osa sumoista on tiheämpiä kuin niitä ympäröivä tila, ne ovat paljon vähemmän tiheitä kuin kaikki maaympäristössä syntyvät tyhjiöt. Itse asiassa maapallon kanssa samankokoinen sumuinen pilvi olisi vain niin paljon materiaalia, että sen massa olisi vain muutama kilogramma.
Nebulan luokitus:
Tähtiesineet, joita voidaan kutsua sumuksi, kuuluvat neljään pääluokkaan. Suurin osa kuuluu Hajakatsaus, mikä tarkoittaa, että heillä ei ole hyvin määriteltyjä rajoja. Ne voidaan jakaa kahteen muuhun luokkaan niiden käyttäytymisen suhteen näkyvän valon perusteella - ”Emissio Nebulae” ja “Reflection Nebulae”.
Päästökaarta ovat ne, jotka lähettävät spektrin linjasäteilyä ionisoidusta kaasusta, ja niitä kutsutaan usein HII-alueiksi, koska ne koostuvat pääosin ionisoidusta vedystä. Sitä vastoin heijastushormit eivät säteile merkittäviä määriä näkyvää valoa, mutta ovat silti valaisevia, koska ne heijastavat läheisten tähtiä.
On myös niin kutsuttuja Tumma sumu, läpinäkymättömät pilvet, jotka eivät säteile näkyvää säteilyä ja joita tähdet eivät valaise, mutta estävät valoa niiden takana olevista valaisevista esineistä. Aivan kuten päästö- ja heijastusorju, tummat sumu ovat lähde infrapunapäästöille, mikä johtuu pääasiassa pölystä niissä.
Jotkut sumuista muodostuvat supernoova-räjähdysten seurauksena, joten ne luokitellaan a: ksi Supernovan jäännekammot. Tässä tapauksessa lyhytikäiset tähdet kohoavat sydämessään ja puhaltavat niiden ulkokerrokset. Tämä räjähdys jättää taakse ”jäännöksen” kompaktin esineen - ts. Neutronitähden - muodossa sekä räjähdyksen energian avulla ionisoidun kaasu- ja pölypilven.
Muita sumuja voi muodostua Planetaariset sumu, jossa pienipainoinen tähti saapuu elämänsä viimeiseen vaiheeseen. Tässä skenaariossa tähdet siirtyvät Punaisen jättiläisen vaiheeseensa ja kadottavat hitaasti ulkokerroksensa sisätiloissaan olevien heliumvälkyjen vuoksi. Kun tähti on menettänyt tarpeeksi materiaalia, sen lämpötila nousee ja sen lähettämä UV-säteily ionisoi ympäröivää materiaalia, jonka se on heittänyt pois.
Tämä luokka sisältää myös alaluokan, joka tunnetaan nimellä Protoplanetary Nebulae (PPN), jota sovelletaan tähtitieteellisiin esineisiin, jotka kokevat lyhytaikaisen jakson tähden evoluutiossa. Tämä on nopea vaihe, joka tapahtuu myöhäisen asymptoottisen jättiläishaaran (LAGB) ja seuraavan planeettakammion (PN) vaiheen välillä.
Asymptoottisen jättiläishaaran (AGB) vaiheen aikana tähtien massahäviö aiheutti vetykaasun ympäröivän vaipan. Kun tämä vaihe päättyy, tähti siirtyy PPN-vaiheeseen, jossa keskitähti saa sen virran, aiheuttaen sen lähettävän voimakasta infrapunasäteilyä ja siitä tulee heijastussumu. PPN-vaihe jatkuu, kunnes keskitähti saavuttaa lämpötilan 30 000 K, jonka jälkeen se on tarpeeksi kuuma ionisoimaan ympäröivää kaasua.
Nebulan havainnoinnin historia:
Astronomit huomasivat yötaivaalla monia sumuisia esineitä klassisen antiikin ja keskiajan aikana. Ensimmäinen tallennettu havainto tapahtui vuonna 150 CE, kun Ptolemaios havaitsi viiden tähden läsnäolon Almagast joka ilmestyi hänen kirjassaan epämääräiseksi. Hän huomautti myös Ursa Majorin ja Leon yhdistelmien välisen valoisuusalueen, jota ei liitetty mihinkään havaittavissa olevaan tähtiin.
Hänen Kiinteiden tähteiden kirja, kirjoitettu vuonna 964 CE, persialainen tähtitieteilijä Abd al-Rahman al-Sufi havaitsi ensimmäisen todellisen sumun. Al-Sufin havaintojen mukaan ”pieni pilvi” näkyi osassa yötaivasta, jossa Andromedan galaksin nykyään tiedetään olevan. Hän luetteloi myös muita sumuisia esineitä, kuten Omicron Velorum ja Brocchi's Cluster.
Ravunmunan (SN 1054) luonut supernoova oli 4. heinäkuuta 1054 maapallon tähtitieteilijöiden nähtävissä, ja sekä arabialaisten että kiinalaisten tähtitieteilijöiden suorittamat havainnot on tunnistettu. Vaikka on olemassa anekdoottisia todisteita siitä, että muut sivilisaatiot katsoivat supernovaa, mitään levyjä ei ole paljastettu.
1700-luvulle mennessä teleskooppien parannukset johtivat ensimmäisiin vahvistettuihin sumujen havaintoihin. Tämä alkoi vuonna 1610, kun ranskalainen tähtitieteilijä Nicolas-Claude Fabri de Peiresc teki ensimmäisen tallennetun havainnon Orionin umpeesta. Vuonna 1618 sveitsiläinen tähtitieteilijä Johann Baptist Cysat havaitsi myös sumun; ja vuoteen 1659 mennessä Christiaan Huygens teki ensimmäisen yksityiskohtaisen tutkimuksen siitä.
1800-luvulle mennessä havaittujen sumujen lukumäärä alkoi kasvaa ja tähtitieteilijät alkoivat laatia luetteloita. Vuonna 1715 Edmund Halley julkaisi luettelon kuudesta sumusta - M11, M13, M22, M31, M42 ja Omega Centaurin globaaliklusterista (NGC 5139) -Tila useista sumuisista tai selkeistä pilvistä, kuten pilvistä, jotka on äskettäin löydetty teleskoopin avulla ensisijaisista tähtiistä. "
Ranskalainen tähtitieteilijä Jean-Philippe de Cheseaux laati vuonna 1746 luettelon 20 sumusta, joista kahdeksan oli aikaisemmin tuntematon. Vuosina 1751–53 Nicolas Louis de Lacaille luetteloi 42 nebulaa Hyvän toiveen kapta-alueelta, joista suurin osa oli aikaisemmin tuntematon. Ja vuonna 1781 Charles Messier laati luettelonsa 103 ”sumusta” (jota nykyään kutsutaan Messier-esineiksi), vaikka jotkut olivat galakseja ja komeettoja.
Havaittujen ja luetteloitujen sumun lukumäärä kasvoi huomattavasti William Herschelin ja hänen sisarensa Carolinen ponnistelujen ansiosta. Vuonna 1786, kaksi julkaisivat Tuhatta uutta sumua ja tähtiryhmiä sisältävä luettelo, jota seurasi vuosina 1786 ja 1802 toinen ja kolmas luettelo. Tuolloin Herschel uskoi näiden sumujen olevan vain ratkaisematta jääneitä tähtiryhmiä. Uskon, että hän muuttaa vuonna 1790, kun hän havaitsi todellisen sumun, joka ympäröi kaukaista tähteä.
Vuodesta 1864 lähtien englantilainen tähtitieteilijä William Huggins alkoi erottaa sumut spektriensä perusteella. Noin kolmanneksella heistä oli kaasun emissiospektri (ts. Päästöhormit), kun taas muilla oli jatkuva spektri, yhdenmukainen tähteiden massan kanssa (ts. Planetaarisumu).
Vuonna 1912 amerikkalainen tähtitieteilijä Vesto Slipher lisäsi alaryhmän Reflection Nebulae sen jälkeen kun oli havainnut kuinka tähtiä ympäröivä sumu vastasi Pleiadesin avoimen klusterin spektriä. Vuoteen 1922 mennessä, ja osana kierre-sumun luonnetta ja maailmankaikkeuden kokoa koskevaa ”suurta keskustelua”, oli käynyt selväksi, että monet aiemmin havaituista sumuista olivat tosiasiassa kaukaisia spiraaligalakseja.
Samana vuonna Edwin Hubble ilmoitti, että melkein kaikki sumut liittyvät tähtiin ja että niiden valaistus tulee tähtivalosta. Siitä lähtien todellisten sumujen lukumäärä (toisin kuin tähtiryhmit ja kaukaiset galaksit) on kasvanut huomattavasti, ja niiden luokittelua on tarkennettu havaintolaitteiden ja spektroskopian parannusten ansiosta.
Lyhyesti sanottuna, sumut eivät ole vain tähtien evoluution lähtökohtia, vaan ne voivat myös olla loppupiste. Ja kaikkien galaksiamme ja maailmankaikkeuksemme täyttävien tähtijärjestelmien välillä on varmasti löydetty hämäriä pilviä ja massoja, jotka vain odottavat synnyttävänsä tähtien netto sukupolvea!
Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita Nebulaista täällä Space Magazine. Tässä on yksi rapu-, kotka-, nääri-, Orion-, Pelikaani-, Rengas- ja Rosette-uduista.
Tietoja siitä, kuinka tähdet ja planeetat syntyvät Nebulaista, on Nebula-teoria, missä tähdet syntyvät? ja miten aurinkokunta muodostettiin?
Meillä on kattava luettelo Messier-esineistä myös täällä Space Magazine -lehdessä. Ja saat lisätietoja tarkistamalla nämä sivut NASA: lta - Tähtitieteellinen kuva päivästä ja rengas pitää hienon kukinnan
Väsyneet silmät? Anna korvien auttaa sinua oppimaan muutosta varten. Tässä on joitain tähtitieteen näyttelijöiden jaksoja, jotka saattavat vain sopia makuudellesi: The Sun, Spots and All ja Kuut ja Drake -yhtälö, Tähdet tyhjinä ja Tähdet ympäri.
