Sumu - Nebula

Muita käyttötarkoituksia varten katso Nebula (täsmennys) .
" Luomisen pilarit " Kotkan sumulta . Spitzer -teleskoopin todisteet viittaavat siihen, että pilarit saattoivat olla jo tuhoutuneet supernovaräjähdyksellä , mutta tuhoa osoittava valo ei saavuta maapalloa vielä vuosituhannen ajan.

Sumu ( Latinalaisen varten 'pilvi' tai 'sumua', pl. Sumuja , sumut tai tähtisumuja ) on erillinen elin tähtienvälisten pilviä (joka voi koostua avaruuspöly , vety , helium , molekyyli- pilvet , mahdollisesti ionisoitunut kaasuja ). Alunperin termiä käytetään kuvaamaan mitä tahansa leviää taivaankappale , kuten galaksit ulkopuolella Linnunradan . Esimerkiksi Andromedan galaksia kutsuttiin aikoinaan Andromedan sumuksi (ja kierregalakseja yleensä "spiraalisumuiksi") ennen kuin galaksien todellinen luonne vahvistettiin 1900 -luvun alussa Vesto Slipher , Edwin Hubble ja muut. Edwin Hubble havaitsi, että suurin osa sumuista liittyy tähtiin ja ne valaistaan ​​tähtien valossa. Hän auttoi myös luokittelemaan sumuja niiden tuottaman valonspektrin tyypin perusteella.

Useimmat sumut ovat valtavia; jotkut ovat halkaisijaltaan satoja valovuosia . Maasta ihmissilmälle näkyvä sumu näyttäisi läheltä suuremmalta, mutta ei kirkkaammalta. Orion Nebula , kirkkain sumu taivaalla ja miehittää aluetta kaksi kertaa kulmahalkaisijalla täysikuun, voi katsella paljain silmin, mutta jäätiin varhain tähtitieteilijät. Vaikka tiheämpi kuin niitä ympäröivistä tiloista, useimmat kvasaarit ovat paljon vähemmän tiheää kuin mikään tyhjiö luotu maapallolla - Nebular pilvi koko maapallon olisi kokonaismassa vain muutaman kiloa . Monet sumut ovat näkyvissä upotettujen kuumien tähtien aiheuttaman fluoresenssin vuoksi, kun taas toiset ovat niin hajallaan, että ne voidaan havaita vain pitkillä valotuksilla ja erikoissuodattimilla. Joitakin sumuja valaisevat vaihtelevasti T Taurin muuttuvat tähdet. Sumut ovat usein tähtiä muodostavia alueita, kuten Kotkan sumu " Luomisen pilareissa " . Näillä alueilla kaasun, pölyn ja muiden materiaalien muodostumat "kasautuvat" yhteen muodostaen tiheämpiä alueita, jotka houkuttelevat lisää ainetta ja lopulta muuttuvat riittävän tiheiksi muodostamaan tähtiä . Jäljellä olevan materiaalin uskotaan sitten muodostavan planeettoja ja muita planeettajärjestelmän esineitä.

Havaintohistoria

Osa Carinan sumua

Noin 150 jKr. Ptolemaios merkitsi Almagestin kirjoihin VII – VIII viisi sumeaksi ilmestynyttä tähteä. Hän huomasi myös Ursa Majorin ja Leon tähtikuvioiden välisen sumeuden alueen, jota ei liitetty mihinkään tähtiin . Ensimmäinen todellinen Nebula, erotuksena tähtijoukko , oli mainitsema Persian tähtitieteilijä Abd al-Rahman al-Sufi , hänen kirja Kiinteä Stars (964). Hän huomasi "pienen pilven", jossa Andromedan galaksi sijaitsee. Hän luetteloi myös Omicron Velorum -tähtijoukon "sumeaksi tähdeksi" ja muihin sumeisiin esineisiin, kuten Brocchin klusteriin . Supernova joka loi Rapusumu The SN 1054 , havaittiin arabialaisin ja kiinalaisten astronomit vuonna 1054.

Vuonna 1610 Nicolas-Claude Fabri de Peiresc löysi Orionin sumun kaukoputken avulla. Tämän sumun havaitsi myös Johann Baptist Cysat vuonna 1618. Kuitenkin ensimmäinen yksityiskohtainen tutkimus Orionin sumuista suoritettiin vasta vuonna 1659, Christiaan Huygens , joka myös uskoi olevansa ensimmäinen henkilö, joka löysi tämän sumun.

Vuonna 1715 Edmond Halley julkaisi luettelon kuudesta sumusta. Tämä määrä kasvoi tasaisesti vuosisadan aikana, ja Jean-Philippe de Cheseaux laati 20 (mukaan lukien kahdeksan aiemmin tuntematonta) luetteloa vuonna 1746. Vuosina 1751–175 Nicolas-Louis de Lacaille luetteloi 42 sumua Hyväntoivonniemeltä , useimmat joista ei ollut aiemmin tietoa. Charles Messier kokosi sitten luettelon 103 "sumusta" (nykyään nimeltään Messier -esineet , jotka sisälsivät nykyään galakseiksi tunnetut) vuoteen 1781 mennessä; hänen kiinnostuksensa oli komeettojen havaitseminen , ja nämä olivat esineitä, joita saattoi erehtyä pitämään heidän kanssaan.

Sumujen määrä kasvoi sitten suuresti William Herschelin ja hänen sisarensa Caroline Herschelin ponnisteluilla . Heidän tuhannen uuden sumun ja tähtien ryhmien luettelo julkaistiin vuonna 1786. Toinen tuhannen luettelo julkaistiin vuonna 1789 ja kolmas ja viimeinen 510 -luettelo ilmestyi vuonna 1802. Suurimman osan työstään William Herschel uskoi, että nämä sumut olivat vain ratkaisemattomia tähtijoukkoja. Vuonna 1790 hän löysi kuitenkin sumun ympäröimän tähden ja päätyi siihen, että tämä oli todellinen sumutus, eikä kauempana oleva ryhmä.

Vuodesta 1864 William Huggins tutki noin 70 sumun spektrejä. Hän havaitsi, että noin kolmannes heistä oli emissiospektri on kaasua . Loput osoittivat jatkuvaa spektriä ja siten niiden uskottiin koostuvan tähtien massasta. Kolmas luokka, lisättiin 1912 Vesto Slipher osoitti, että spektri sumu, joka ympäröi tähti Merope täsmäsi spektrit Seulaset auki klusterin . Sumu siis säteilee heijastuneen tähtivalon avulla.

Noin vuonna 1923 suuren keskustelun jälkeen oli käynyt selväksi, että monet "sumut" olivat itse asiassa galakseja kaukana omastamme.

Slipher ja Edwin Hubble jatkoivat spektrien keräämistä monista erilaisista sumuista ja löysivät 29, jotka osoittivat emissiospektrejä, ja 33, joilla oli jatkuvia tähtivalon spektrejä. Vuonna 1922 Hubble ilmoitti, että lähes kaikki sumut liittyvät tähtiin ja niiden valaistus tulee tähtivalosta. Hän havaitsi myös, että emissiospektrin sumut liittyvät lähes aina tähtiin, joilla on spektriluokitus B tai kuumempi (mukaan lukien kaikki O-tyypin pääjärjestyksen tähdet ), kun taas sumuilla, joilla on jatkuvia spektrejä, esiintyy viileämpiä tähtiä. Sekä Hubble että Henry Norris Russell päättivät, että kuumempia tähtiä ympäröivät sumut muuttuvat jollakin tavalla.

Muodostus

NGC 604 , sumu Triangulum -galaksissa

Erilaisia ​​sumuja varten on olemassa erilaisia ​​muodostumismekanismeja. Jotkut sumut muodostuvat kaasusta, joka on jo tähtienvälisessä väliaineessa, kun taas toiset ovat tähtien tuottamia. Esimerkkejä ensimmäisestä tapauksesta ovat jättimäiset molekyylipilvet , tähtienvälisen kaasun kylmin ja tihein vaihe, joka voi muodostua hajaantuneen kaasun jäähdytyksen ja kondensoitumisen vuoksi. Esimerkkejä jälkimmäisestä tapauksesta ovat planeettojen sumuja, jotka on muodostettu tähtien vuodattamasta materiaalista tähtien kehityksen myöhäisessä vaiheessa .

Tähtiä muodostavat alueet ovat luokka päästösumu, joka liittyy jättiläisiin molekyylipilviin. Nämä muodostuvat, kun molekyylipilvi romahtaa oman painonsa alla ja tuottaa tähtiä. Keskelle voi muodostua massiivisia tähtiä, ja niiden ultraviolettisäteily ionisoi ympäröivän kaasun, jolloin se näkyy optisilla aallonpituuksilla . Massiivisia tähtiä ympäröivä ionisoidun vedyn alue tunnetaan H II -alueena, kun taas H II -aluetta ympäröivän neutraalin vedyn kuoret tunnetaan valonjakautumisalueena . Esimerkkejä tähtiä muodostavista alueista ovat Orion-sumu , Rosettesumu ja Omega-sumu . Palaute tähtien muodostumisesta massiivisten tähtien supernovaräjähdysten, tähtituulien tai massiivisten tähtien ultraviolettisäteilyn muodossa tai pienen massan tähtien ulosvirtaus voi häiritä pilveä ja tuhota sumun useiden miljoonien vuosien jälkeen.

Muut sumut muodostuvat supernovaräjähdysten seurauksena ; massiivisten, lyhytikäisten tähtien kuolemanheitot. Supernovaräjähdyksestä heitetyt materiaalit ionisoivat sen ytimen tuottama energia ja kompakti esine. Yksi parhaista esimerkeistä tästä on Rapusumu , vuonna Taurus . Supernova -tapahtuma tallennettiin vuonna 1054 ja se on merkitty SN 1054: ksi . Räjähdyksen jälkeen syntynyt kompakti esine sijaitsee Rapusumun keskellä ja sen ydin on nyt neutronitähti .

Vielä muut sumut muodostuvat planetaarisumuiksi . Tämä on matalan massan tähden viimeinen vaihe, kuten Maan aurinko. Tähdet, joiden massa on enintään 8–10 aurinkomassaa, kehittyvät punaisiksi jättiläisiksi ja menettävät hitaasti ulkokerroksensa ilmakehän sykkeen aikana. Kun tähti on menettänyt tarpeeksi materiaalia, sen lämpötila nousee ja sen lähettämä ultraviolettisäteily voi ionisoida ympäröivän sumun, jonka se on heittänyt pois. Aurinkomme tuottaa planetaarisen sumun ja sen ydin jää valkoisen kääpiön muotoon .

Tyypit

Klassiset tyypit

Sumuiksi nimetyt esineet kuuluvat 4 pääryhmään. Ennen kuin niiden luonne ymmärrettiin, galaksit ("spiraalisumu") ja tähtijoukot olivat liian kaukana ratkaistaviksi, koska tähdet luokiteltiin myös sumuksi, mutta eivät enää.

Kaikkia pilvimaisia ​​rakenteita ei ole nimetty sumuiksi; Herbig -Haro -esineet ovat esimerkki.

Flux -sumu

Pääartikkeli: Integroitu virtaussumu

Hajanaiset sumut

Carina -sumu on esimerkki hajanaisesta sumusta

Useimpia sumuja voidaan kuvata hajanaisiksi sumuiksi, mikä tarkoittaa, että ne ovat laajennettuja eivätkä sisällä tarkkoja rajoja. Diffuususumut voidaan jakaa päästö- , heijastussumuihin ja tummiin sumuihin .

Näkyvät valosumut voidaan jakaa emissiosumuihin, jotka lähettävät spektriviivan säteilyä viritetystä tai ionisoidusta kaasusta (enimmäkseen ionisoitua vetyä ); niitä kutsutaan usein H II -alueiksi , H II viitaten ionisoitua vetyä) ja heijastussumuiksi, jotka näkyvät pääasiassa heijastamansa valon vuoksi.

Heijastussumut eivät itse säteile merkittävää määrää näkyvää valoa, mutta ovat lähellä tähtiä ja heijastavat niistä valoa. Samankaltaisissa sumuissa, joita tähdet eivät valaise, ei ole näkyvää säteilyä, mutta ne voidaan havaita läpinäkymättöminä pilvinä, jotka estävät valon takana olevista valoisista esineistä; niitä kutsutaan tummiksi sumuiksi .

Vaikka näillä sumuilla on erilainen näkyvyys optisilla aallonpituuksilla, ne ovat kaikki kirkkaita infrapunasäteilyn lähteitä, pääasiassa sumun sisällä olevasta pölystä .

Planeetta -sumut

Pääartikkeli: Planeetta -sumu
Oyster -sumu on planeettojen sumu, joka sijaitsee Camelopardalis -tähdistössä

Planeetta-sumut ovat jäänteitä tähtien kehityksen viimeisistä vaiheista pienemmän massan tähdille. Kehittyneet asymptoottiset jättimäiset haaratähdet karkottavat ulommat kerroksensa ulospäin voimakkaiden tähtituulien vuoksi ja muodostavat siten kaasumaisia ​​kuoria jättäen tähden ytimen valkoisen kääpiön muotoon . Kuuman valkoisen kääpiön säteily innostaa karkotetut kaasut tuottamaan emissiosumuja, joiden spektrit ovat samankaltaiset kuin tähtien muodostumisalueilla esiintyvien emissiosumujen spektrit . Ne ovat H II -alueita , koska suurin osa vedystä on ionisoitua, mutta planeetat ovat tiheämpiä ja kompakteimpia kuin tähtien muodostumisalueilla esiintyvät sumut.

Ensimmäiset tähtitieteelliset tarkkailijat antoivat planeetasumuille nimen, jotka eivät alun perin kyenneet erottamaan niitä planeetoista ja jotka yleensä sekoittivat heidät enemmän kiinnostaviin planeettoihin. Aurinkomme odotetaan synnyttävän planeetta -sumun noin 12 miljardia vuotta sen muodostumisen jälkeen.

Protoplanetaarinen sumu

Westbrook Nebula on esimerkki protoplanetary sumu sijaitsee tähdistössä Auriga
Pääartikkeli: Protoplanetaarinen sumu

Protoplanetaarinen sumu (PPN) on tähtitieteellinen kohde lyhytaikaisessa jaksossa tähtien nopean tähtikehityksen aikana myöhäisen asymptoottisen jättiläishaaravaiheen (LAGB) ja seuraavan planeetan sumu (PN) -vaiheen välillä. AGB -vaiheen aikana tähti kärsii massahäviöstä ja säteilee vetykaasua. Kun tämä vaihe päättyy, tähti siirtyy PPN -vaiheeseen.

PPN saa virtaa keskitähdestä, jolloin se lähettää voimakasta infrapunasäteilyä ja siitä tulee heijastussumu. Kollimoidut tähtituulet keskitähdestä ja järkyttävät kuoren aksiaalisesti symmetriseen muotoon, samalla kun ne tuottavat nopeasti liikkuvan molekyylituulen. Tarkka kohta, jolloin PPN: stä tulee planeetasumu (PN), määritetään keskitähden lämpötilalla. PPN -vaihe jatkuu, kunnes keskitähti saavuttaa 30000 K: n lämpötilan, minkä jälkeen se on tarpeeksi kuuma ympäröivän kaasun ionisoimiseksi.

Supernovan jäänteitä

Rapusumu , esimerkki supernovajäänne

Supernova syntyy, kun suuren massan tähden saavuttaa loppua. Kun ydinfuusio tähden ytimessä pysähtyy, tähti romahtaa. Sisään putoava kaasu joko palaa tai kuumenee niin voimakkaasti, että se laajenee ytimestä ulospäin, jolloin tähti räjähtää. Kaasun laajeneva kuori muodostaa supernovan jäännöksen , erityisen hajanaisen sumun . Vaikka suuri osa supernovojen jäännösten optisesta ja röntgensäteilystä on peräisin ionisoidusta kaasusta, suuri osa radiosäteilystä on eräänlaista ei-lämpösäteilyä, jota kutsutaan synkrotroniemissioksi . Tämä emissio johtuu magneettikenttien sisällä värähtelevistä nopeista elektroneista .

Merkittäviä esimerkkejä

Lähikuva Orion -käsivarresta , jossa on suuria tähtien yhdistelmiä (keltainen), sumuja (punainen) ja tummia sumuja ( harmaa ) paikallisen kuplan ympärillä .

Luettelot

Katso myös

Viitteet

Ulkoiset linkit