السدم المجرية. المادة بين النجوم والسدم

في السابق، كان تعريف "السديم" يعني أي ظاهرة ثابتة في الفضاء لها شكل ممتد. ثم تم تحديد هذا المفهوم من خلال دراسة الجسم الغامض بمزيد من التفصيل. دعونا نحاول معرفة شكل هذا القسم من الوسط بين النجوم.

مفهوم السديم في الفضاء

السديم عبارة عن سحابة غازية تحتوي بداخلها على عدد كبير من النجوم. إن إشعاع هذه الأجرام السماوية يسمح للسحابة بالتوهج بألوان مختلفة. من خلال التلسكوبات الخاصة من هذا القبيل تشكيلات الفضاءتبدو وكأنها بقع غريبة ذات قاعدة مشرقة.

بعض المناطق بين النجوم لها حدود واضحة إلى حد ما. العديد من تراكمات الغاز المعروفة هي عبارة عن خصلات من الضباب تنتشر فيها جوانب مختلفةالطائرات ولها شكل منتشر من المنشأ.

الفضاء الذي يقع بين نجوم السديم ليس مادة فارغة. وتتركز هنا جزيئات ذات طبيعة متنوعة بكميات صغيرة إلى حد ما، والتي تشمل ذرات بعض المواد.

إنهم يميزون بين أصل التكوينات المنتشرة والكواكب في الفضاء. تختلف طبيعة تكوينها بشكل كبير عن بعضها البعض، لذلك من الضروري أن نفهم بعناية بنية تكوين السدم المختلفة. الأجسام الكوكبية هي نتاج نشاط النجوم الرئيسية، والأجسام المنتشرة تمثل الاتساق بعد تكوين النجوم.

توجد السدم ذات الأصل المنتشر في الأذرع الحلزونية للمجرات. ويرتبط هذا المركب الكوني من الغاز والغبار في معظم الحالات بسحب كبيرة وباردة. تتشكل النجوم في هذه المنطقة، مما يجعل السديم المنتشر شديد السطوع.

التعليم من هذا النوع ليس له مصدر تغذية خاص به. وهو موجود بقوة بسبب النجوم ذات درجات الحرارة المرتفعة التي توجد بجانبه أو بداخله. لون هذه السدم هو في الغالب أحمر. هذا العامل يرجع إلى حقيقة أنها تحتوي على عدد كبير منهيدروجين. تشير ظلال اللونين الأخضر والأزرق إلى وجود النيتروجين والهيليوم وبعض المعادن الثقيلة.

في المنطقة النجمية لأوريون، يمكن ملاحظة سدم صغيرة جدًا ذات تكوين منتشر. هذه التكوينات صغيرة جدًا على خلفية سحابة عملاقة تشغل الجسم الموصوف بالكامل تقريبًا. في كوكبة الثور، من الواقعي اكتشاف عدد قليل من السدم بالقرب من النجوم الشابة إلى حد ما من نوع T. ويشير هذا التنوع إلى وجود قرص يظهر حول الأجرام السماوية اللامعة.

السديم الكوكبي في الفضاء عبارة عن غلاف يتم التخلص من طاقته في المرحلة النهائية من التكوين بواسطة نجم لا يحتوي على احتياطيات هيدروجين في القلب. بعد هذه التغييرات، يتحول الجسم السماوي إلى عملاق أحمر قادر على تمزيق طبقته السطحية. ونتيجة لهذا الحادث، تتجاوز درجة حرارة الجسم الداخلي في بعض الأحيان 100 درجة مئوية. ونتيجة لذلك، يتشوه النجم بحيث يصبح قزمًا أبيض بدون مصدر للطاقة والحرارة.

في العشرينات من القرن الماضي، كان هناك ترسيم بين تعريفي "السديم" و"المجرة". ويتم فحص الانقسام الذي حدث باستخدام مثال التكوين في منطقة المرأة المسلسلة، وهي مجرة ​​واسعة تضم تريليون نجم.

الأنواع الرئيسية من السدم

يتم تصنيف تعليم الفضاء وفقا لمعايير مختلفة. يتم تمييز الأنواع التالية من السدم: الانعكاس، والظلام، والانبعاث، وعناقيد الغاز الكوكبية والمنتج المتبقي بعد النشاط المستعرات الأعظم. ويتعلق التقسيم أيضًا بتركيبة السدم: فهناك الغاز والغبار المادة الكونية. بادئ ذي بدء، يتم الانتباه إلى قدرة هذه الكائنات على امتصاص الضوء أو تشتيته.

سديم الظلام

السدم المظلمة عبارة عن مركبات كثيفة إلى حد ما من الغاز والغبار بين النجوم، وبنيتها معتمة بسبب تأثير الغبار. يمكن أحيانًا ملاحظة مجموعات من هذا النوع على خلفية مجرة ​​درب التبانة.

تعتمد دراسة مثل هذه الكائنات على مؤشر AV. إذا كانت البيانات عالية جدًا، فسيتم إجراء التجارب حصريًا باستخدام تقنيات علم الفلك تحت المليمتر والموجات الراديوية.

مثال على هذا التكوين هو رأس الحصان، الذي تشكل في كوكبة أوريون.

ومثل هذه التركيزات تشتت الضوء الذي تحمله النجوم القريبة. هذا الجسم ليس مصدرًا للإشعاع، ولكنه يعكس الإشعاع فقط.

تعتمد سحابة الغبار الغازي من هذا النوع على موقع النجوم. على مسافة قريبة، هناك فقدان للهيدروجين بين النجوم، مما يؤدي إلى اكتساب الطاقة من الغبار المجري المتناثر. مجموعة الثريا - أفضل مثالالموصوفة ظاهرة كونية. وفي معظم الحالات، تقع كتل الغاز والغبار هذه بالقرب من مجرة ​​درب التبانة.

تحتوي السدم الضوئية على الأنواع الفرعية التالية:

• مذنب. هناك نجم متغير يكمن وراء هذا التكوين. إنه يضيء المنطقة الموصوفة للوسط بين النجوم، ولكن له سطوع متفاوت. وتبلغ أحجام الأجسام مئات الأجزاء من الفرسخ الفلكي، مما يشير إلى إمكانية إجراء دراسة تفصيلية لمثل هذه التركيزات من الغاز والغبار في الفضاء.
• صدى الضوء. هذه الظاهرة نادرة جدًا وقد تمت دراستها منذ بداية القرن الماضي. كوكبة فرساوس بعد انفجار السوبرنوفا في عام 2001 جعلت من الممكن ملاحظة تغيير مماثل في المجال الكوني. ومضات قوة عظيمةالغبار المنشط، والذي شكل سديمًا معتدلًا على مدار عدة سنوات.
• مادة عاكسة ذات هيكل ليفي. مئات أو آلاف الكسور من البارسيك هي أبعاد هذا التنوع. يتم تفكيك قوى المجال المغناطيسي للمجموعة النجمية ضغط خارجي، وبعد ذلك يتم إدخال أجسام غبار الغاز في هذه الحقول ويتم تشكيل نوع من خيوط القشرة.

إن التقسيم التالي إلى سدم غازية وغبارية هو أمر اعتباطي للغاية، لأن كلا العنصرين موجودان في كل سحابة. لكن بعض الدراسات تجعل من الممكن التمييز بين هذه التركيبات من المادة الكونية.

سديم غازي

وهذه المظاهر للنشاط الفضائي لها أشكال مختلفة، ويمكن الإشارة إلى أنواعها من خلال النقاط التالية:

1. مواد كوكبية على شكل حلقة. في هذه الحالة، يُلاحظ أن هذا النوع من السديم هو كوكبي. ترتيب مكوناته بسيط للغاية: النجم الرئيسي مرئي في المركز، والذي تحدث حوله جميع التغييرات الخارجية.
2. ألياف الغاز التي تطلق طاقتها بشكل منفصل. تتشكل هذه المواد الغازية المضيئة بطريقة غير متوقعة على شكل نسج غازية متألقة متناثرة.
3. سديم السلطعون. إنها ظاهرة متبقية بعد انفجار نجم ذو شكل جديد. تم تسجيل مثل هذا الحدث أثناء دراسة الأجرام السماوية التي تعكس طاقتها. يوجد في مركز العنقود نجم نيوتروني نابض، والذي يعد، في بعض المقاييس، أحد أكثر مصادر الطاقة المجرية إنتاجًا.

سديم الغبار

يبدو هذا النوع من السديم وكأنه نوع من الفشل، حيث يبرز على خلفية كتلة كونية لامعة. يمكن ملاحظة هذا الجزء في كوكبة أوريون، حيث يقسم مسار مماثل سحابة واحدة إلى منطقتين متميزتين. وعلى خلفية مجرة ​​درب التبانة، توجد أيضًا مناطق غبارية يتم التعبير عنها بوضوح في منطقة الحواء (سديم الثعبان).

ولا يمكن دراسة تراكم الغبار هذا إلا باستخدام التلسكوب. قوة عالية(قطريا من 150 ملم). إذا كان السديم الغباري يقع بالقرب من نجم لامع، فإنه يبدأ في عكس ضوء هذا الجرم السماوي ويصبح ظاهرة مرئية. فقط في الصور الخاصة سيكون من الممكن رؤية هذه القدرة القريبة من السدم المنتشرة.

المؤشر الرئيسي لمثل هذه السحابة الكونية هو ارتفاع درجة حرارتها. يتكون من غاز متأين يتشكل نتيجة نشاط أقرب نجم ساخن. تأثيره هو أنه ينشط ويضيء ذرات السديم باستخدام الأشعة فوق البنفسجية.

وهذه الظاهرة مثيرة للاهتمام لأنها، وفقا لمبدأ التكوين والمؤشرات البصرية، تشبه ضوء النيون. كقاعدة عامة، يكون للأجسام من النوع الانبعاثي لون أحمر بسبب التراكم الكبير للهيدروجين في تركيبتها. قد تكون هناك نغمات إضافية على شكل أخضر وأزرق تكونت بسبب ذرات مواد أخرى. معظم مثال ساطعوهناك مجموعة نجمية مماثلة هي سديم أوريون الشهير.

السدم الأكثر شهرة

السدم الأكثر شعبية من حيث الدراسة هي سديم أوريون، السديم الثلاثي، السديم الدائري وسديم الدمبل.

سديم الجبار

وهذه الظاهرة رائعة لأنه يمكن ملاحظتها حتى بالعين المجردة. يصنف سديم أوريون على أنه تشكيل من النوع الانبعاثي، والذي يقع أسفل الجزء الحزامي من أوريون.

مساحة السحابة مثيرة للإعجاب لأنها تعادل أربعة أضعاف حجم القمر في مرحلة اكتماله. يوجد في الجزء الشمالي الشرقي كتلة غبار داكنة مصنفة باسم M43.

يوجد في السحابة نفسها ما يقرب من سبعمائة نجم، وهي هذه اللحظةلا تزال قيد التشكيل. الطبيعة المنتشرة لتشكيل سديم الجبار تجعل الجسم ساطعًا وملونًا للغاية. تشير المناطق الحمراء إلى وجود الهيدروجين الساخن، والمناطق الزرقاء إلى وجود الغبار، مما يعكس وهج النجوم الساخنة الزرقاء.

M42 هو أقرب مكان إلى الأرض حيث تتشكل النجوم. يقع مثل هذا مهد الأجرام السماوية على مسافة ألف ونصف سنة ضوئية من كوكبنا ويسعد المراقبين الخارجيين.

سديم تريفيد

يقع السديم الثلاثي في ​​كوكبة القوس ويشبه ثلاث بتلات منفصلة. من الصعب حساب المسافة من الأرض إلى السحابة بدقة، لكن العلماء يسترشدون بمعلمات تتراوح من ألفين إلى تسعة آلاف سنة ضوئية.

ويكمن تفرد هذا التكوين في أنه يمثله ثلاثة أنواع من السدم في وقت واحد: المظلمة والخفيفة والانبعاثية.

M20 هو مهد لتطور النجوم الشباب. مثل هذه الأجرام السماوية الكبيرة يغلب عليها اللون الأزرق، والتي تكونت نتيجة تأين الغاز المتراكم في تلك المنطقة. عند رصدهما بالتلسكوب، يلفت النظر فورًا نجمان ساطعان في وسط السديم.

عند الفحص الدقيق، يصبح من الواضح أن الجسم يبدو وكأنه ممزق إلى قسمين بواسطة ثقب أسود. ثم، فوق هذه الفجوة، يمكنك رؤية العارضة التي تعطي السديم شكل ثلاث بتلات.

جرس

تعتبر الحلقة الموجودة في كوكبة ليرا واحدة من أشهر المواد الكوكبية. تقع على مسافة ألفي سنة ضوئية من كوكبنا وتعتبر سحابة كونية يمكن التعرف عليها إلى حد ما.

تتوهج الحلقة بسبب وجود القزم الأبيض بالقرب منها، وتعمل الغازات الموجودة في تركيبها كبقايا من القوام المقذوف للنجم المركزي. ويومض الجزء الداخلي من السحابة باللون الأخضر، وهو ما يفسر وجود خطوط انبعاث في تلك المنطقة. تم تشكيلها بعد التأين المزدوج للأكسجين، مما أدى إلى تكوين ظل مماثل.

كان النجم المركزي في الأصل عملاقًا أحمر، لكنه أصبح فيما بعد قزمًا أبيض. ولا يمكن مشاهدته إلا من خلال التلسكوبات القوية، لأن أبعاده صغيرة للغاية. وبفضل نشاط هذا الجرم السماوي، نشأ السديم الدائري، الذي يحيط بالمصدر المركزي للطاقة على شكل دائرة ممدودة قليلا.

تعد الحلقة واحدة من أكثر كائنات المراقبة شعبية بين العلماء وعشاق الفضاء العاديين. يرجع هذا الاهتمام إلى الرؤية الممتازة للسحابة في أي وقت من السنة وحتى في ظروف الإضاءة الحضرية.

الدمبل

هذه السحابة هي المنطقة الواقعة بين النجوم ذات الأصل الكوكبي، والتي تقع في كوكبة شانتيريل. يقع الدمبل على مسافة حوالي 1200 سنة ضوئية من الأرض ويعتبر كائنًا شائعًا جدًا لدراسة الهواة.

وحتى بمساعدة المنظار، يمكن التعرف على التكوين بسهولة إذا ركزت على كوكبة القوس في نصف الكرة الشمالي من السماء المرصعة بالنجوم.

شكل M27 غير عادي للغاية ويشبه الدمبل، ولهذا السبب حصلت السحابة على اسمها. يُطلق عليه أحيانًا اسم "الكعب" لأن مخطط السديم يشبه تفاحة مقضومة. تتألق عدة نجوم من خلال البنية الغازية للدمبل، وعند استخدامه تلسكوب قوييمكنك رؤية "آذان" صغيرة في الجزء المشرق من الجسم.

ولم تكتمل بعد دراسة السديم الموجود في كوكبة الذئب، وتشير إلى العديد من الاكتشافات في هذا الاتجاه.

هناك فرضية جريئة إلى حد ما مفادها أن سدم الغاز والغبار يمكن أن تؤثر على الوعي البشري. يعتقد بافل جلوبا أن مثل هذا التعليم يمكن أن يغير حياة بعض الناس تمامًا. ووفقا للخبراء في مجال علم التنجيم، فإن السدم لها تأثير مدمر على الحواس وتغير وعي سكان الأرض. مجموعات النجوم، وفقا لهذا الإصدار، قادرة على التحكم في مدة الوجود البشري، وتقصيرها دورة الحياةأو جعلها أطول. ويعتقد أن السدم لها تأثير أكبر على الناس من النجوم. ويفسر المنجمون المشهورون كل هذا بالقول إن هناك برنامجًا معينًا تكون سحابة كونية معينة مسؤولة عنه. تبدأ آليتها في التصرف على الفور، ولا يستطيع الشخص التأثير عليها.

كيف يبدو السديم - شاهد الفيديو:

السدم هي ظاهرة رائعة من أصل خارج كوكب الأرض وتحتاج إلى دراسة بالتفصيل. لكن من الصعب الحكم على مدى موثوقية الافتراض المعلن حول تأثير مجموعات النجوم على الوعي البشري!

منذ أن أعطى هابل للبشرية الفرصة لرؤية صور رائعة بأم أعينهم مساحة عميقة، انفتحت أمامنا خيالات حقيقية. ومن خلال مرشحات الجهاز للأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء، تألق الكون بالأحجار الكريمة - وبدأ يكشف أسراره لعلماء الفلك. يبدو أن العلماء قد عثروا أخيراً على آلة الزمن، وهي الضوء في نهاية المطاف النجوم البعيدةيستغرق الوصول إلى الأرض ملايين السنين، وبالنظر إلى سماء الليل، نرى عوالم أخرى قديمة، ونجوم منقرضة منذ فترة طويلة، ومستعرات أعظمية، والتي وصلت في الواقع إلى "بلوغ سن الرشد". ربما تكون السدم النجمية هي الأجمل والأكثر إثارة الأجسام الفضائيةوالتي ظل جوهرها غير واضح للناس لفترة طويلة. ولكن يوجد اليوم تصنيف أكثر أو أقل وضوحًا لهذه المواد "الأبدية" - مثل البشر، تولد النجوم من هذا الغبار وتصبح غبارًا مرة أخرى في نهاية تطورها.

تاريخ الاكتشافات

أندروميدا

ما هو السديم؟ في السابق، عندما كانت القدرة على النظر عن كثب إلى أعماق الفضاء محدودة، كان يُطلق على "السدم" اسم كل شيء تقريبًا لم يكن له حدود واضحة، وكان متوهجًا وكان ساكنًا نسبيًا. ولذلك، فإن الهائل هو الأقرب إلينا مجرة حلزونيةتم تسمية M31 (NGC 224) عن طريق الخطأ بسديم المرأة المسلسلة (في الصورة). تم إدراج مجموعة هرقل، وهي في الواقع مجموعة نجمية كروية، في نفس الفئة. ومع ذلك، فإن هذه الأخطاء تستحق العذر حقا - بعد كل شيء، تم إجراء البحث في عام 1787 من قبل تشارلز مسيو، الذي كان يبحث عن المذنبات. عندها تم لفت انتباهه إلى الأجرام السماوية الساكنة.

مع ظهور جهاز لوندمارك، كان من الممكن إجراء تحليل أكثر دقة لطبيعتها: فقد فصلوا المجرات عن السدم، واكتشفوا السحب النجمية غير المضيئة، وحددوا عدة أسباب وراء توهج جميع العناقيد الأخرى. ومع ذلك، لم يتم تصحيح جميع المفاهيم الخاطئة: في بداية القرن العشرين، كان يعتقد أن السدم كانت إما متربة أو غازية - لذلك وضعها الباحث الشهير ب. أ. فورونتسوف-فيليامينوف في أقسام مختلفة من كتبه. لم يعد العلماء المعاصرون يشككون في أن أي مجموعة من المواد بين النجوم تحتوي على غبار وغاز - فالاختلافات لا يمكن أن تكون إلا بالنسبة المئوية. والآن المزيد عن "جواهر" الفضاء.

السدم المظلمة

راس الحصان

ليس من المستغرب أنه لم يكن هناك شك في وجودها لفترة طويلة - كما في حالة الثقوب السوداء، فإن الأمر يشبه البحث عن قطة سوداء في غرفة مظلمة. ومع ذلك، يمكن رؤية هذه الكائنات إذا كانت موجودة في منطقة مضاءة جيدا - بين مجموعات النجوم. أمثلة جيدةمثل هذه الأجسام - كيس الفحم أو سديم رأس الحصان (في الصورة).

وعندما مكّن حل التلسكوبات من النظر إلى مجرة ​​درب التبانة، قرر علماء الفلك في البداية أن البقع المظلمة كانت بمثابة فجوة يمكن من خلالها رؤية مناطق أبعد من المجرة. ولكن، كما تبين، تبين أن نظرية "الغربال" خاطئة: فالبقع السوداء عبارة عن سحب غبار مركزة تمتص الإشعاع وتحجب مركز المجرة عن أعيننا. كوننا على مشارفها، بسبب السدم المظلمة، فإننا محرومون من فرصة رؤية مشهد في سماء الليل، والذي يمكن أن يتفوق حتى على ضوء القمر. لكن لا تتعجل للحزن: ففي قلب مجرة ​​درب التبانة تحترق النجوم المشعة للغاية، مما يجعل الحياة عليها مستحيلة. ولدى كرة الأوزون الخاصة بنا ما يكفي من العمل للتعامل مع فرط النشاط الشمسي - لذلك بالنسبة للمحيط الحيوي بأكمله، لا يمكن أن يكون مثل هذا الموقف أكثر ملاءمة.

السدم الانعكاسية

الثريا

للتوهج، كما تفعل النجوم، من الضروري إجراء عملية نووية حرارية - وهذا، بالطبع، لا علاقة له بالسديم. لكن بعض مجموعات الغبار يمكن أن تعكس الضوء، مثل أقمار الكواكب. تصبح النجوم الكبيرة مصدرًا للضوء، ويمكنك أن تفهم أن هذا هو نوع السديم الذي أمامك من خلال التوهج الأزرق أو الأزرق حول الشموس الضخمة (على سبيل المثال، بالقرب من نجوم الثريا). ومع ذلك، هناك استثناء لهذه القاعدة - العملاق الأحمر أنتاريس محاط بسديم من نفس اللون.

السدم المتأينة

أوريون

سبب توهج الغاز هو نفسه عندما يتوهج "ذيل" المذنب: حيث تتلقى "شحنة" معينة من مصادر أقوى، ثم تطلقها السدم في الفضاء المحيط. وتسمى هذه السحب النجمية أيضًا بالسحب الانبعاثية. لا يمكن مقارنة السدم بالنجوم الكبيرة - فوتوناتها لها شحنة أصغر بكثير، ويصعب عليها الوصول إلى الأرض - لذلك نراها في الطيف الأحمر، مثل الأشعة الأخيرة لغروب الشمس. ومع ذلك، هناك استثناءات هنا أيضا - في حالة للغاية مصدر قويالسدم الانبعاثية الإشعاعية هي أيضًا خضراء وزرقاء. وتشمل السحب المتأينة، على سبيل المثال، سديم أوريون (في الصورة)،" أمريكا الشمالية"،" الرتيلاء "،" البجع "وغيرها.

السدم الكوكبية

عين القطة

هذا نوع من السديم الانبعاثي: عادةً ما تكون هذه الأجسام صغيرة نسبيًا ولها شكل واضح، وتشبه أحيانًا الدوائر المتجمدة على الماء التي تتشكل نتيجة تدفق قطرة. في الواقع، يبدو "تقاعد" النجم العملاق فاخرًا جدًا (على الأقل من بعيد): باستخدام الهيدروجين المتبقي، فإنه يتوسع بسبب تساقط غلافه. وتحيط هذه المواد بمساحات شاسعة، وتتأثر بالإشعاع الصادر من قلب النجم. تم الحصول على الصورة الأكثر روعة لمثل هذه العملية في كوكبة دراكو - سديم عين القط. ويرتبط تركيبها الليفي، مثل جميع السدم الأخرى، بعمل المجالات المغناطيسية القوية للنجوم، والتي لها خصائص معينة. خطوط الكهرباءوتعيق الحركة العرضية لجزيئات الغبار والغاز المشحونة كهربائياً.

السديم من موجات الصدمة

سديم السلطعون

مصادر هذه الموجات القادرة على إحداث حركة أسرع من الصوت للمواد في الوسط النجمي هي الرياح النجمية أو انفجارات المستعرات الأعظم. يمكن أن تصل درجة حرارة السدم الناتجة إلى مليارات الدرجات، لذلك ينبعث الغاز الساخن في الغالب في نطاق الأشعة السينية. ومع ذلك، فإن الطاقة الحركية للمادة المتحركة سرعان ما تستنزف نفسها، لذلك تختفي السدم قصيرة العمر بعد فترة زمنية قصيرة (وفقًا للمعايير الكونية). وأشهر السديم من هذا النوع هو سديم "السلطعون" الموجود في كوكبة الثور، والذي ظهر في السماء عام 1054.

محتوى المقال

سديم.في السابق، كان علماء الفلك يطلقون على ذلك اسم أي أجرام سماوية ثابتة بالنسبة للنجوم، ولها، على النقيض منها، مظهر منتشر وغير واضح، مثل سحابة صغيرة (المصطلح اللاتيني المستخدم في علم الفلك لـ "السديم") سديميعني "سحابة"). وبمرور الوقت، أصبح من الواضح أن بعضها، على سبيل المثال، سديم أوريون، يتكون من غاز وغبار بين النجوم وينتمي إلى مجرتنا. وتبين أن السدم "البيضاء" الأخرى، مثل تلك الموجودة في أندروميدا وتريانجولوم، هي أنظمة نجمية عملاقة تشبه المجرة. وسنتحدث هنا عن السدم الغازية.

حتى منتصف القرن التاسع عشر. يعتقد علماء الفلك أن جميع السدم كانت عبارة عن مجموعات بعيدة من النجوم. لكن في عام 1860، وباستخدام المنظار الطيفي لأول مرة، أظهر دبليو هوجينز أن بعض السدم غازية. عندما يمر ضوء نجم عادي عبر المنظار الطيفي، يُلاحظ طيف مستمر، تُمثَّل فيه جميع الألوان من البنفسجي إلى الأحمر؛ في بعض الأماكن من طيف النجم، توجد خطوط امتصاص داكنة ضيقة، لكن من الصعب جدًا ملاحظتها - فهي مرئية فقط في صور الأطياف عالية الجودة. لذلك، عند ملاحظته بالعين، يظهر طيف العنقود النجمي على شكل شريط مستمر من الألوان. على العكس من ذلك، يتكون طيف انبعاث الغاز المخلخل من خطوط ساطعة فردية، لا يوجد بينها أي ضوء. وهذا بالضبط ما رآه هوجينز عند رصد بعض السدم من خلال المطياف. وأكدت الملاحظات اللاحقة أن العديد من السدم هي بالفعل سحب من الغاز الساخن. غالبًا ما يطلق علماء الفلك على الأجسام المظلمة المنتشرة اسم "السدم" - وهي أيضًا سحب من الغاز بين النجوم، ولكنها باردة.

أنواع السدم.

تنقسم السدم إلى الأنواع الرئيسية التالية: السدم المنتشرة، أو مناطق H II، مثل سديم الجبار؛ السدم الانعكاسية مثل سديم ميروب في الثريا؛ السدم المظلمة مثل كيس الفحم، والتي ترتبط عادةً بالسحب الجزيئية؛ بقايا المستعر الأعظم مثل سديم الشبكة في الدجاجة؛ السدم الكوكبية، مثل الحلقة في ليرا.

السدم منتشرة.

واسع أمثلة مشهورةالسدم المنتشرة هي سديم الجبار في سماء الشتاء، وكذلك سديم البحيرة والسديم الثلاثي في ​​سماء الصيف. الخطوط الداكنة التي تقطع السديم الثلاثي هي سحب الغبار الباردة الموجودة أمامه. المسافة إلى هذا السديم تقريبًا. 2200 ش. سنوات، وقطرها أقل بقليل من 2 سيفرت. سنين. كتلة هذا السديم تعادل 100 مرة كتلة الشمس. بعض السدم المنتشرة، مثل لاجون 30 دورادوس وسديم الجبار، أكبر بكثير وأكثر ضخامة.

على عكس النجوم، لا تمتلك السدم الغازية مصدرًا خاصًا للطاقة؛ وهي تتوهج فقط في حالة وجود نجوم ساخنة بداخلها أو بالقرب منها تبلغ درجة حرارة سطحها 20.000-40.000 درجة مئوية. تنبعث هذه النجوم من الأشعة فوق البنفسجية التي يمتصها غاز السديم ويعاد انبعاثها على شكل ضوء مرئي. يتم تمرير هذا الضوء من خلال المطياف، وينقسم إلى خطوط انبعاث مميزة عناصر مختلفةغاز

السدم الانعكاسية.

يتشكل السديم الانعكاسي عندما تضيء سحابة من حبيبات الغبار المتناثرة للضوء بواسطة نجم قريب درجة حرارته ليست عالية بما يكفي لتسبب توهج الغاز. تظهر السدم الانعكاسية الصغيرة أحيانًا بالقرب من النجوم المتكونة.

السدم المظلمة.

السدم المظلمة عبارة عن سحب تتكون بشكل رئيسي من الغاز وجزئيًا من الغبار (نسبة الكتلة ~ 100: 1). في النطاق البصري، تحجب عنا مركز المجرة وتظهر على شكل بقع سوداء على طول مجرة ​​درب التبانة بأكملها، على سبيل المثال، الفجوة الكبرى في كوكبة الدجاجة. لكن في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والراديو، تنبعث هذه السدم بشكل نشط للغاية. بعضهم الآن يشكل النجوم. كثافة الغاز فيها أعلى بكثير مما هي عليه في الفضاء البيني، ودرجة الحرارة أقل، من - 260 إلى - 220 درجة مئوية. وتتكون بشكل رئيسي من الهيدروجين الجزيئي، ولكن توجد أيضًا جزيئات أخرى فيها، بما في ذلك جزيئات الأحماض الأمينية.

بقايا السوبرنوفا.

عندما ينفجر نجم كبير في السن، تتساقط طبقاته الخارجية بسرعة تقارب 100 درجة مئوية. 10,000 كم/ثانية. تعمل هذه المادة سريعة الحركة، مثل الجرافة، على رفع الغاز بين النجوم أمامها، وتشكل معًا بنية مشابهة لسديم الشبكة في Cygnus. أثناء الاصطدام، تسخن المواد المتحركة والثابتة في موجة صدمة قوية وتتوهج في الخارج مصادر إضافيةطاقة. تصل درجة حرارة الغاز إلى مئات الآلاف من الدرجات، ويصبح مصدرًا الأشعة السينية. بالإضافة إلى ذلك، يتم تعزيز المجال المغناطيسي بين النجوم في موجة الصدمة، ويتم تسريع الجسيمات المشحونة - البروتونات والإلكترونات - إلى طاقات أعلى بكثير من طاقة الحركة الحرارية. إن حركة هذه الجسيمات السريعة الشحنة في المجال المغناطيسي تنتج إشعاعات في النطاق الراديوي، تسمى غير الحرارية.

بقايا المستعر الأعظم الأكثر إثارة للاهتمام هي سديم السرطان. وفيه، لم يختلط الغاز المنبعث من المستعر الأعظم مع المادة البينجمية بعد.

في عام 1054، ظهر توهج نجمي في كوكبة الثور. تُظهر صورة التفشي، التي أعيد بناؤها من السجلات الصينية، أنه كان انفجارًا لمستعر أعظم، بلغ في أقصى سطوعه 100 مليون مرة أعلى من سطوع الشمس. يقع سديم السرطان بالضبط في موقع تفشي المرض. عن طريق قياس حجم الزاويةومعدل تمدد السديم وتقسيم الواحد على الآخر، حسبوا متى بدأ هذا التوسع - تقريبًا في عام 1054. ليس هناك شك في أن سديم السرطان هو من بقايا المستعر الأعظم.

في طيف هذا السديم، يتشعب كل خط. ومن الواضح أن أحد مكونات الخط، تحول إلى الجانب الأزرق، يأتي من جزء القذيفة الذي يقترب منا، والآخر، يتحول إلى الجانب الأحمر، من الجانب المتراجع. وباستخدام صيغة دوبلر، حسبنا سرعة التمدد (1200 كم/ثانية)، وبمقارنتها مع سرعة التمدد الزاوي، حددنا المسافة إلى سديم السرطان: تقريبًا. 3300 ش. سنين.

سديم السرطان لديه بنية معقدة: الجزء الليفي الخارجي يصدر خطوط انبعاث فردية مميزة للغاز الساخن؛ المغلقة داخل هذه القشرة جسم غير متبلور، إشعاعها له طيف مستمر وشديد الاستقطاب. بالإضافة إلى ذلك، ينبعث من هناك انبعاث راديوي قوي غير حراري. لا يمكن تفسير ذلك إلا من خلال حقيقة أنه داخل السديم، تتحرك الإلكترونات السريعة في مجال مغناطيسي، وتنبعث منها إشعاع السنكروترون في نطاق واسع من الطيف - من الراديو إلى الأشعة السينية. سنوات طويلةظل مصدر الإلكترونات السريعة في سديم السرطان غامضًا حتى عام 1968، حيث كان من الممكن اكتشاف نجم نيوتروني سريع الدوران في مركزه - نجم نابض، وهو بقايا نجم ضخم انفجر قبل حوالي 950 عامًا. يقوم النجم النيوتروني بإجراء 30 دورة في الثانية ويمتلك مجالًا مغناطيسيًا ضخمًا، ويصدر تيارات من الإلكترونات السريعة المسؤولة عن الإشعاع المرصود إلى السديم المحيط به.

اتضح أن آلية إشعاع السنكروترون شائعة جدًا بين الأجسام الفلكية النشطة. في مجرتنا، يمكننا أن نشير إلى العديد من بقايا المستعرات الأعظم التي تنبعث نتيجة لحركة الإلكترونات في المجال المغناطيسي، على سبيل المثال، المصدر الراديوي القوي Cassiopeia A، والذي يرتبط به غلاف ليفي متوسع في النطاق البصري. من قلب المجرة الإهليلجية العملاقة M 87، يتم إخراج نفاثة رقيقة من البلازما الساخنة ذات المجال المغناطيسي، تنبعث في جميع النطاقات الطيفية. من غير الواضح ما إذا كانت العمليات النشطة في قلب المجرات الراديوية والكوازارات مرتبطة بالمستعرات الأعظمية، ولكن العمليات الفيزيائيةالإشعاع فيها متشابه جدًا.

السدم الكوكبية.

أبسط السدم المجرية هي الكواكب. هناك حوالي ألفين منها مكتشفة، وفي المجمل يوجد حوالي ألفين منها في المجرة. 20.000 منها تتركز في قرص المجرة، لكنها لا تنجذب، مثل السدم المنتشرة، إلى الأذرع الحلزونية.

عند مراقبتها من خلال تلسكوب صغير، تظهر السدم الكوكبية كأقراص ضبابية دون الكثير من التفاصيل، وبالتالي تشبه الكواكب. العديد منهم لديهم نجم أزرق حار يمكن رؤيته بالقرب من المركز؛ والمثال النموذجي هو سديم الحلقة في ليرا. مثل السدم المنتشرة، مصدر توهجها هو الأشعة فوق البنفسجية للنجم الموجود بداخلها.

التحليل الطيفي.

لتحليل التركيب الطيفي لانبعاث السديم، غالبًا ما يتم استخدام مطياف بدون شق. في أبسط الحالات، يتم وضع عدسة مقعرة بالقرب من بؤرة التلسكوب، لتحول شعاع الضوء المتجمع إلى شعاع موازٍ. إنه موجه نحو المنشور أو صريف الحيود، وتقسيم الشعاع إلى طيف، ثم استخدام عدسة محدبة لتركيز الضوء على لوحة فوتوغرافية، والحصول على ليس فقط صورة واحدة للكائن، بل عدة صور - وفقًا لعدد خطوط الانبعاث في طيفه. ومع ذلك، فإن صورة النجم المركزي ممتدة إلى خط، حيث أن لها طيفًا مستمرًا.

أطياف السدم الغازية تحتوي على خطوط الكل العناصر الأساسية: الهيدروجين والهيليوم والنيتروجين والأكسجين والنيون والكبريت والأرجون. علاوة على ذلك، كما هو الحال في أي مكان آخر في الكون، تبين أن الهيدروجين والهيليوم أكبر بكثير من البقية.

لا يحدث إثارة ذرات الهيدروجين والهيليوم في السديم بنفس الطريقة التي يحدث بها في أنبوب تفريغ الغاز المختبري، حيث يقوم تيار من الإلكترونات السريعة، التي تقصف الذرات، بنقلها إلى حالة طاقة أعلى، وبعدها تعود الذرة ل حالة طبيعيةانبعاث الضوء. لا يوجد في السديم مثل هذه الإلكترونات النشطة التي يمكن أن تثير الذرة بتأثيرها، أي. "رمي" إلكتروناتها إلى مدارات أعلى. في السديم، يحدث "التأين الضوئي" للذرات عن طريق الأشعة فوق البنفسجية القادمة من النجم المركزي، أي. إن طاقة الكم القادمة كافية لتمزيق الإلكترون تمامًا من الذرة والسماح له بالذهاب إلى "رحلة حرة". في المتوسط، تمر 10 سنوات حتى يلتقي الإلكترون الحر بأيون، ويتحدان مرة أخرى (يتحدان مرة أخرى) في ذرة محايدة، ويطلقان طاقة ملزمة على شكل كمات ضوئية. يتم ملاحظة خطوط انبعاث إعادة التركيب في النطاقات الطيفية الراديوية والبصرية والأشعة تحت الحمراء.

تنتمي أقوى خطوط الانبعاث في السدم الكوكبية إلى ذرات الأكسجين التي فقدت إلكترونًا أو إلكترونين، بالإضافة إلى النيتروجين والأرجون والكبريت والنيون. علاوة على ذلك، فإنها تبعث خطوطًا لم يتم ملاحظتها أبدًا في أطيافها المختبرية، ولكنها تظهر فقط في ظل الظروف المميزة للسدم. تسمى هذه الخطوط "ممنوع". والحقيقة هي أن الذرة عادة ما تكون في حالة مثارة لمدة تقل عن جزء من المليون من الثانية، ثم تدخل في حالة طبيعية، وتنبعث منها الكم. ومع ذلك، هناك بعض مستويات الطاقة التي تقوم الذرة بينها بإجراء تحولات "على مضض" للغاية، حيث تبقى في حالة مثارة لمدة ثوان ودقائق وحتى ساعات. خلال هذا الوقت، في ظل ظروف غاز مختبري كثيف نسبيا، تصطدم الذرة بالضرورة بإلكترون حر، مما يغير طاقتها، ويتم القضاء على الانتقال. ولكن في السديم المخلخل للغاية، لا تصطدم الذرة المثارة بجزيئات أخرى لفترة طويلة، وأخيرا، يحدث التحول "المحظور". ولهذا السبب لم يتم اكتشاف الخطوط المحظورة لأول مرة من قبل علماء الفيزياء في المختبرات، ولكن من قبل علماء الفلك الذين يراقبون السدم. وبما أن هذه الخطوط لم تكن موجودة في الأطياف المختبرية، فقد كان يعتقد لبعض الوقت أنها تنتمي إلى عنصر غير معروف على الأرض. لقد أرادوا أن يطلقوا عليه اسم "السديم"، ولكن سرعان ما تم حل سوء الفهم. هذه الخطوط مرئية في أطياف السدم الكوكبية والمنتشرة. في أطياف هذه السدم هناك أيضا ضعف الإشعاع المستمروالذي يحدث عندما تتحد الإلكترونات مع الأيونات.

في المخططات الطيفية للسدم التي تم الحصول عليها باستخدام مطياف الشق، غالبًا ما تظهر الخطوط مكسورة ومنقسمة. وهذا هو تأثير دوبلر، مشيرا الحركة النسبيةأجزاء من السديم. تتوسع السدم الكوكبية عادة بشكل قطري من النجم المركزي بسرعة 20-40 كم/ثانية. تتوسع أغلفة المستعرات الأعظم بشكل أسرع بكثير، مما يؤدي إلى حدوث موجة صدمية أمامها. في السدم المنتشرة، بدلا من التوسع العام، عادة ما يتم ملاحظة الحركة المضطربة (الفوضوية) للأجزاء الفردية.

من السمات المهمة لبعض السدم الكوكبية التقسيم الطبقي لإشعاعها أحادي اللون. على سبيل المثال، لوحظ انبعاث الأكسجين الذري المتأين منفردًا (الذي فقد إلكترونًا واحدًا) في منطقة واسعة، على مسافة كبيرة من النجم المركزي، ولا يمكن رؤية الأكسجين والنيون المتأين بشكل مضاعف (أي فقد إلكترونين) إلا في الجزء الداخلي من السديم، في حين أن النيون أو الأكسجين المتأين الرباعي يمكن ملاحظته فقط في الجزء المركزي منه. يتم تفسير هذه الحقيقة من خلال حقيقة أن الفوتونات النشطة اللازمة لتأين أقوى للذرات لا تصل إلى المناطق الخارجية للسديم، ولكن يمتصها الغاز ليس بعيدا عن النجم.

من حيث تركيبها الكيميائي، فإن السدم الكوكبية متنوعة للغاية: فالعناصر التي يتم تصنيعها في أحشاء النجم، في بعضها كانت مختلطة مع مادة القشرة المقذوفة، وفي حالات أخرى لم تكن كذلك. أكثر تكوين أكثر تعقيدابقايا المستعر الأعظم: المادة التي يقذفها النجم مختلطة إلى حد كبير بالغاز بين النجوم، وبالإضافة إلى ذلك، فإن الأجزاء المختلفة من نفس البقايا لها في بعض الأحيان تركيبات كيميائية مختلفة (كما هو الحال في ذات الكرسي أ). ومن المحتمل أن يتم قذف هذه المادة من أعماق مختلفة للنجم، مما يجعل من الممكن اختبار نظرية تطور النجوم وانفجارات السوبرنوفا.

أصل السدم.

السدم المنتشرة والسدم الكوكبية لها أصول مختلفة تمامًا. توجد دائمًا تلك المنتشرة في مناطق تكوين النجوم - عادةً في الأذرع الحلزونية للمجرات. وترتبط عادةً بسحب كبيرة وباردة من الغاز والغبار تتشكل فيها النجوم. السديم المنتشر اللامع هو قطعة صغيرة من هذه السحابة، يتم تسخينها بواسطة سحابة ساخنة تولد بالقرب منها. نجم ضخم. ونظرًا لأن مثل هذه النجوم تتشكل بشكل غير منتظم، فإن السدم المنتشرة لا تصاحب دائمًا السحب الباردة. على سبيل المثال، هناك مثل هذه النجوم في أوريون، لذلك هناك العديد من السدم المنتشرة، لكنها صغيرة مقارنة بالسحابة المظلمة غير المرئية التي تشغل كوكبة أوريون بأكملها تقريبًا. في منطقة تكوين النجوم الصغيرة في برج الثور، لا توجد نجوم حارة لامعة، وبالتالي لا توجد سدم منتشرة ملحوظة (يوجد فقط عدد قليل من السدم الخافتة بالقرب من نجوم T Tauri الشابة النشطة).

السدم الكوكبية هي عبارة عن أصداف تقذفها النجوم عليها المرحلة الأخيرةتطورهم. يضيء النجم العادي بسبب التدفقات الموجودة في قلبه التفاعلات النووية الحرارية، تحويل الهيدروجين إلى هيليوم. ولكن عندما ينضب مخزون الهيدروجين في قلب النجم، تحدث تغيرات سريعة: ينكمش قلب الهيليوم، وتتوسع القشرة، ويتحول النجم إلى عملاق أحمر. عادة ما تكون هذه النجوم متغيرة مثل Mira Ceti أو OH/IR ذات أغلفة نابضة ضخمة. في النهاية قاموا بإلقاء الأجزاء الخارجية من قذائفهم. يتمتع الجزء الداخلي من النجم بدون صدفة بدرجة حرارة عالية جدًا، تصل أحيانًا إلى 100000 درجة مئوية. وينكمش تدريجيًا ويتحول إلى قزم أبيض، محرومًا من مصدر الطاقة النووية ويبرد ببطء. وهكذا، يتم إخراج السدم الكوكبية النجوم المركزيةبينما السدم المنتشرة مثل سديم أوريون هي مادة تُركت غير مستخدمة في عملية تكوين النجوم.

بعض الأمثلة على هذا الاستخدام لا تزال موجودة حتى اليوم. على سبيل المثال، غالبًا ما يُطلق على مجرة ​​المرأة المسلسلة اسم "سديم المرأة المسلسلة".

مع تطور علم الفلك ودقة التلسكوبات، أصبح مفهوم "السديم" أكثر دقة: فقد تم تحديد بعض "السدم" على أنها عناقيد نجمية، وتم اكتشاف سدم غبار غازية داكنة (ممتصة)، وأخيرا، في في عشرينيات القرن العشرين، تمكن لوندمارك أولًا، ثم هابل، من تحويل المناطق الطرفية لعدد من المجرات إلى نجوم، وبالتالي تحديد طبيعتها. ومنذ ذلك الوقت، تم استخدام مصطلح "سديم" بالمعنى المذكور أعلاه.

أنواع السدم

السمة الأساسية المستخدمة في تصنيف السدم هي امتصاص أو انبعاث (تشتت) الضوء بها، أي أنه وفقًا لهذا المعيار تنقسم السدم إلى داكنة وخفيفة. يتم ملاحظة الأول بسبب امتصاص الإشعاع من المصادر الموجودة خلفه، والثاني - بسبب إشعاعه أو انعكاس (تشتت) الضوء من النجوم القريبة. إن طبيعة إشعاع السدم الضوئية، ومصادر الطاقة التي تثير إشعاعها، تعتمد على أصلها ويمكن أن تكون ذات طبيعة متنوعة؛ في كثير من الأحيان تعمل عدة آليات إشعاعية في سديم واحد.

إن تقسيم السدم إلى غاز وغبار هو أمر اعتباطي إلى حد كبير: تحتوي جميع السدم على غبار وغاز. وهذا التقسيم محدد تاريخيا طرق مختلفةالملاحظات وآليات الإشعاع: يتم ملاحظة وجود الغبار بشكل أوضح عندما يتم امتصاص الإشعاع بواسطة السدم المظلمة من المصادر الموجودة خلفها وعندما ينعكس الإشعاع من النجوم القريبة أو من السديم نفسه أو ينتشر أو يعاد انبعاثه بواسطة الغبار الموجود في السديم. سديم؛ يتم ملاحظة الانبعاث الجوهري لعنصر الغاز في السديم عندما يتأين بواسطة الأشعة فوق البنفسجية الصادرة عن نجم حار يقع في السديم (مناطق انبعاث الهيدروجين المتأين H II حول الارتباطات النجمية أو السدم الكوكبية) أو عندما يتم تسخين الوسط البينجمي بواسطة موجة صادمة ناجمة عن انفجار مستعر أعظم أو تأثير رياح نجمية قوية من نجوم من نوع وولف-رايت.

السدم المظلمة

السدم المظلمة عبارة عن سحب كثيفة (عادة جزيئية) من الغاز بين النجوم والغبار بين النجوم وهي معتمة بسبب امتصاص الغبار للضوء بين النجوم. عادة ما تكون مرئية على خلفية السدم الساطعة. في كثير من الأحيان، تكون السدم المظلمة مرئية مباشرة على خلفية درب التبانة. هذه هي سديم كيس الفحم والعديد من السديمات الأصغر حجمًا والتي تسمى الكريات العملاقة.

يتباين امتصاص الضوء بين النجوم A v في السدم المظلمة بشكل كبير، من 1-10 م إلى 10-100 م في السدم الأكثر كثافة. لا يمكن دراسة بنية السدم ذات الحجم الكبير A v إلا بطرق علم الفلك الراديوي وعلم الفلك دون المليمتري، وذلك بشكل أساسي من خلال رصد خطوط الراديو الجزيئية والأشعة تحت الحمراء الصادرة عن الغبار. في كثير من الأحيان، يتم العثور على كثافات فردية مع A v تصل إلى 10000 م داخل السدم المظلمة، والتي تتشكل فيها النجوم على ما يبدو.

في تلك الأجزاء من السدم التي تكون شفافة في النطاق البصري، يكون الهيكل الليفي مرئيًا بوضوح. ترتبط الخيوط والاستطالة العامة للسدم بوجود مجالات مغناطيسية فيها، مما يعيق حركة المادة عبر خطوط القوة ويؤدي إلى تطور عدد من أنواع عدم الاستقرار الهيدروديناميكي المغناطيسي. يرتبط مكون الغبار في مادة السديم بالمجالات المغناطيسية نظرًا لأن حبيبات الغبار مشحونة كهربائيًا.

السدم الانعكاسية

السدم الانعكاسية عبارة عن سحب من الغاز والغبار تضيئها النجوم. إذا كان النجم (النجوم) موجودًا في سحابة بين النجوم أو بالقرب منها، ولكنها ليست ساخنة بدرجة كافية لتأين كمية كبيرة من الهيدروجين بين النجوم حولها، فإن المصدر الرئيسي للإشعاع البصري من السديم هو ضوء النجوم المتناثر بواسطة الغبار بين النجوم. ومن الأمثلة على هذه السدم السدم المحيطة بالنجوم الساطعة في عنقود الثريا.

تقع معظم السدم الانعكاسية بالقرب من مستوى درب التبانة. في عدد من الحالات، يتم ملاحظة السدم الانعكاسية عند خطوط العرض المجرية العالية. وهي عبارة عن سحب من الغبار الغازي (غالبًا ما تكون جزيئية) ذات أحجام وأشكال وكثافات وكتل مختلفة، مضاءة بالإشعاع المشترك للنجوم الموجودة في قرص درب التبانة. يصعب دراستها بسبب سطوع سطحها المنخفض جدًا (عادةً ما يكون أكثر خفوتًا من خلفية السماء). في بعض الأحيان، عند عرضها على صور المجرات، فإنها تؤدي إلى ظهور تفاصيل غير موجودة في الواقع في صور المجرات - ذيول وجسور وما إلى ذلك.

يقع سديم الانعكاس الملائكي على ارتفاع 300 pc فوق مستوى المجرة

بعض السدم الانعكاسية لها مظهر يشبه المذنب وتسمى السدم المذنبية. في "رأس" مثل هذا السديم يوجد عادة نجم متغير من النوع T Tauri، يضيء السديم. غالبًا ما يكون لهذه السدم سطوع متغير، وتتبع (مع تأخير أثناء انتشار الضوء) تباين إشعاع النجوم التي تنيرها. أحجام السدم المذنب عادة ما تكون صغيرة - مئات من الفرسخ الفلكي.

هناك نوع نادر من السديم الانعكاسي يسمى صدى الضوء، والذي تم رصده بعد انفجار المستعر عام 1901 في كوكبة فرساوس. أضاء التوهج الساطع للنجم الجديد الغبار، ولعدة سنوات لوحظ وجود سديم خافت ينتشر في كل الاتجاهات بسرعة الضوء. بالإضافة إلى الصدى الضوئي، بعد ثوران النجوم الجديدة، تتشكل سدم غازية، تشبه بقايا انفجارات السوبرنوفا.

تمتلك العديد من السدم الانعكاسية بنية ليفية دقيقة، وهي عبارة عن نظام من خيوط متوازية تقريبًا تبلغ سماكتها عدة أجزاء من مئات أو أجزاء من الألف من الفرسخ الفلكي. يرتبط أصل الخيوط بعدم استقرار الفلوت أو التقليب في السديم الذي يتخلله مجال مغناطيسي. تقوم ألياف الغاز والغبار بدفع خطوط المجال المغناطيسي بعيدًا عن بعضها البعض وتخترقها لتشكل خيوطًا رقيقة.

إن دراسة توزيع سطوع واستقطاب الضوء على سطح السدم الانعكاسية، وكذلك قياس اعتماد هذه المعلمات على الطول الموجي، يجعل من الممكن تحديد خصائص الغبار بين النجوم مثل البياض ومؤشر التشتت والحجم والشكل والاتجاه. حبيبات الغبار.

السدم المتأينة بالإشعاع

السدم المتأينة بالإشعاع هي مناطق من الغاز بين النجوم التي تم تأينها بدرجة عالية بسبب الإشعاع الصادر من النجوم أو مصادر أخرى للإشعاع المؤين. ألمع وأوسع ممثلي هذه السدم وأكثرها دراسة هي مناطق الهيدروجين المتأين (مناطق H II). في مناطق H II، تتأين المادة بشكل كامل تقريبًا ويتم تسخينها إلى درجة حرارة ~10 4 كلفن بواسطة الأشعة فوق البنفسجية الصادرة عن النجوم الموجودة بداخلها. داخل مناطق HII، تتم معالجة كل إشعاع النجم في سلسلة ليمان إلى إشعاع في خطوط السلسلة الثانوية، وفقًا لنظرية روسيلاند. لذلك، يوجد في طيف السدم المنتشرة خطوط مشرقة جدًا من سلسلة بالمر، بالإضافة إلى خط ليمان-ألفا. فقط مناطق H II المتخلخلة منخفضة الكثافة تتأين بواسطة الإشعاع النجمي، فيما يسمى. الغاز الإكليلي.

تشمل السدم المتأينة بالإشعاع أيضًا ما يسمى بمناطق الكربون المتأين (المناطق C II)، حيث يتأين الكربون بالكامل تقريبًا بواسطة ضوء النجوم المركزية. تقع مناطق C II عادةً حول مناطق H II في مناطق الهيدروجين المحايد (HI) وتظهر عن طريق خطوط راديو إعادة تركيب الكربون المشابهة لتلك الخاصة بالهيدروجين والهيليوم. يتم ملاحظة مناطق C II أيضًا في خط الأشعة تحت الحمراء C II (156 = 156 ميكرومتر). تتميز مناطق C II بدرجة حرارة منخفضة تصل إلى 30-100 كلفن ودرجة منخفضة من تأين البيئة ككل: N e /N< 10 −3 , где N e и N концентрации электронов и атомов. Зоны C II возникают из-за того, что потенциал ионизации углерода (11,8 эВ) меньше, чем у водорода (13,6 эВ). Излучение звёзд с энергией E фотонов 11,8 эВ E 13,6 эВ (Å) выходит за пределы зоны H II в область H I, сжатую ионизационным фронтом зоны H II, и ионизует там углерод. Зоны C II возникают также вокруг звёзд спектральных классов B1-B5, находящихся в плотных участках межзвёздной среды. Такие звёзды практически не способны ионизовать водород и не создают заметных зон H II.

تحدث السدم المؤينة بالإشعاع أيضًا حول مصادر الأشعة السينية القوية في مجرة ​​درب التبانة والمجرات الأخرى (بما في ذلك النوى المجرية النشطة والكوازارات). غالبًا ما تتميز بدرجات حرارة أعلى من مناطق H II وأكثر من ذلك درجة عاليةتأين العناصر الثقيلة.

السدم الكوكبية

أحد أنواع السدم الانبعاثية هو السدم الكوكبية، التي تتكون من الطبقات العليا المتدفقة من الغلاف الجوي النجمي؛ عادة ما تكون هذه قذيفة يقذفها نجم عملاق. يتوسع السديم ويتوهج في النطاق البصري. تم اكتشاف السدم الكوكبية الأولى بواسطة دبليو هيرشل حوالي عام 1783 وتم تسميتها بهذا الاسم لتشابهها الخارجي مع أقراص الكواكب. ومع ذلك، ليست كل السدم الكوكبية على شكل قرص: فالعديد منها على شكل حلقة أو ممدودة بشكل متناظر على طول اتجاه معين (السدم ثنائية القطب). يمكن ملاحظة وجود بنية دقيقة على شكل نفاثات ولوالب وكريات صغيرة بداخلها. معدل تمدد السدم الكوكبية هو 20-40 كم/ث، وقطرها 0.01-0.1 قطعة، الوزن النموذجيحوالي 0.1 كتلة شمسية، وعمره حوالي 10 آلاف سنة.

السدم التي تنشأ عن موجات الصدمة

يؤدي تنوع وتعدد مصادر الحركة الأسرع من الصوت للمادة في الوسط بين النجمي إلى وجود عدد كبير وتنوع من السدم التي تنشأ عن موجات الصدمة. عادة، تكون هذه السدم قصيرة العمر، لأنها تختفي بعد استنفاد الطاقة الحركية للغاز المتحرك.

المصادر الرئيسية لموجات الصدمة القوية في الوسط النجمي هي الانفجارات النجمية - قذف القذائف أثناء انفجارات المستعرات الأعظمية والمستعرات، وكذلك الرياح النجمية (نتيجة للأخيرة، يتم تشكيل ما يسمى بفقاعات الرياح النجمية). في كل هذه الحالات هناك نقطه المصدرطرد المادة (النجم). السدم التي تم إنشاؤها بهذه الطريقة لها مظهر قشرة متوسعة، قريبة من الشكل الكروي.

تبلغ سرعة المادة المقذوفة مئات وآلاف الكيلومترات في الثانية، وبالتالي درجة حرارة الغاز خلف المقدمة هزة أرضيةيمكن أن تصل إلى عدة ملايين وحتى مليارات الدرجات.

ينبعث الغاز الذي يتم تسخينه إلى درجة حرارة عدة ملايين من الدرجات بشكل رئيسي في نطاق الأشعة السينية، سواء في الطيف المستمر أو في نطاق الأشعة السينية الخطوط الطيفية. في الخطوط الطيفية الضوئية يتوهج بشكل ضعيف جدًا. عندما تواجه موجة الصدمة عدم التجانس في الوسط البينجمي، فإنها تنحني حول الكثافات. تنتشر موجة صدمة أبطأ داخل الأختام، مسببة إشعاعًا في الخطوط الطيفية للنطاق البصري. والنتيجة هي ألياف ساطعة يمكن رؤيتها بوضوح في الصور الفوتوغرافية. جبهة الصدمة الرئيسية، التي تضغط كتلة من الغاز بين النجوم، تحركها في اتجاه انتشارها، ولكن بسرعة أقل من سرعة موجة الصدمة.

بقايا المستعرات الأعظمية والمستعرات

ألمع السدم الناتجة عن موجات الصدمة تنتج عن انفجارات المستعرات الأعظم وتسمى بقايا المستعرات الأعظم. إنهم يلعبون للغاية دور مهمفي تكوين هيكل الغاز بين النجوم. إلى جانب الميزات الموصوفة، فهي تتميز بانبعاث راديوي غير حراري مع طيف قانون الطاقة، الناجم عن تسارع الإلكترونات النسبية أثناء انفجار المستعر الأعظم ولاحقًا بواسطة النجم النابض الذي يبقى عادة بعد الانفجار. السدم المرتبطة بانفجارات المستعرات تكون صغيرة، باهتة، وقصيرة العمر.

السدم حول نجوم وولف رايت

خوذة ثور - سديم حول نجم وولف رايت

ويرتبط نوع آخر من السديم الناتج عن موجات الصدمة بالرياح النجمية القادمة من نجوم وولف-رايت. تتميز هذه النجوم برياح نجمية قوية جدًا مع تدفق جماعي سنويًا وسرعة تدفق تبلغ 1·10 3 -3·10 3 كم/ث. إنها تخلق سدمًا يبلغ حجمها عدة فرسخ فلكي مع خيوط لامعة على حافة الغلاف الفلكي لمثل هذا النجم. وعلى عكس بقايا انفجارات المستعرات الأعظم، فإن الانبعاث الراديوي لهذه السدم ذو طبيعة حرارية. عمر هذه السدم محدود بمدة بقاء النجوم في مرحلة وولف رايت النجمية ويقترب من 10 5 سنوات.

السدم حول يا النجوم

تشبه في خصائصها السدم المحيطة بنجوم وولف-رايت، ولكنها تتشكل حول ألمع النجوم الساخنة الطبقة الطيفيةيا - من وجود رياح نجمية قوية. وهي تختلف عن السدم المرتبطة بنجوم وولف رايت في سطوعها الأقل وحجمها الأكبر وعمرها الأطول على ما يبدو.

السدم في مناطق تشكل النجوم

سديم أوريون أ هو منطقة عملاقة لتشكل النجوم

تنشأ موجات الصدمة ذات السرعات المنخفضة في مناطق الوسط البينجمي التي يحدث فيها تكوين النجوم. إنها تؤدي إلى تسخين الغاز إلى مئات وآلاف الدرجات، وإثارة المستويات الجزيئية، والتدمير الجزئي للجزيئات، وتسخين الغبار. يمكن رؤية موجات الصدمة هذه على شكل سديم ممدود يتوهج بشكل أساسي بالأشعة تحت الحمراء. وقد تم اكتشاف عدد من هذه السدم، على سبيل المثال، في مركز تكوين النجوم المرتبط بسديم أوريون.

سدم الغاز والغبار - لوحة الكون

الكون في جوهره عبارة عن مساحة فارغة تقريبًا. النجوم لا تشغل سوى جزء صغير منه. ومع ذلك، فإن الغاز موجود في كل مكان، ولو بكميات صغيرة جدًا. يتكون بشكل أساسي من الهيدروجين، أخف العناصر الكيميائية. إذا "التقطت" مادة من الفضاء بين النجوم على مسافة 1-2 سنة ضوئية من الشمس باستخدام كوب شاي عادي (حجمه حوالي 200 سم 3)، فسوف يحتوي على حوالي 20 ذرة هيدروجين وذرتين هيليوم. بنفس الحجم كالعادة الهواء الجوييحتوي على 1022 ذرة أكسجين ونيتروجين، وكل ما يملأ الفراغ بين النجوم داخل المجرات يسمى الوسط البينجمي. والشيء الرئيسي الذي يشكل الوسط بين النجوم هو الغاز بين النجوم. ويختلط بالتساوي مع الغبار بين النجوم وتخترقه المجالات المغناطيسية بين النجوم، الأشعة الكونيةوالإشعاع الكهرومغناطيسي.

تتشكل النجوم من الغاز بين النجوم، والذي في المراحل اللاحقة من التطور يتخلى مرة أخرى عن جزء من مادته إلى الوسط بين النجوم. تنفجر بعض النجوم، عند موتها، على شكل مستعرات أعظم، مما يؤدي إلى رمي نسبة كبيرة من الهيدروجين الذي تشكلت منه ذات يوم إلى الفضاء. لكن الأهم من ذلك بكثير هو أن مثل هذه الانفجارات تقذف كمية كبيرة من العناصر الثقيلة المتكونة في أحشاء النجوم نتيجة التفاعلات النووية الحرارية. تكثفت كل من الأرض والشمس في الفضاء بين النجوممن الغاز المخصب بهذه الطريقة بالكربون والأكسجين والحديد والعناصر الكيميائية الأخرى. لفهم أنماط مثل هذه الدورة، عليك أن تعرف كيف تتكثف الأجيال الجديدة من النجوم على التوالي من الغاز بين النجوم. تعرف على كيفية تشكل النجوم - هدف مهمأبحاث المادة بين النجوم.

منذ 200 عام، أصبح من الواضح لعلماء الفلك أنه بالإضافة إلى الكواكب والنجوم والمذنبات التي تظهر أحيانًا، تم رصد أجسام أخرى في السماء. وبسبب مظهرها الضبابي، سميت هذه الأجسام بالسدم. واضطر الفلكي الفرنسي تشارلز ميسييه (1730-1817) إلى إنشاء فهرس لهذه الأجسام الغامضة لتجنب الارتباك عند البحث عن المذنبات. احتوى كتالوجه على 103 قطع وتم نشره عام 1784. ومن المعروف الآن أن طبيعة هذه القطع، التي تم دمجها لأول مرة في المجموعة العامةتسمى "السدم"، وهي مختلفة تماما. اكتشف عالم الفلك الإنجليزي ويليام هيرشل (1738-1822)، الذي لاحظ كل هذه الأشياء، ألفي سديم جديد آخر في سبع سنوات. كما حدد أيضًا فئة من السدم التي بدت له، من وجهة نظر المراقبة، مختلفة عن البقية. ودعاهم " السدم الكوكبية"، حيث كان لديهم بعض التشابه مع أقراص الكواكب الخضراء. وهكذا، سننظر في الأجسام التالية: الغاز بين النجوم، الغبار بين النجوم، السدم المظلمة، السدم الخفيفة (ذاتية الإضاءة والانعكاس)، السدم الكوكبية.

وبعد حوالي مليون سنة من بدء التوسع، كان الكون لا يزال نسبيًا خليط متجانسالغاز والإشعاع. لم تكن هناك نجوم أو مجرات. تشكلت النجوم في وقت لاحق إلى حد ما نتيجة لضغط الغاز تحت تأثير جاذبيتها. وتسمى هذه العملية عدم الاستقرار الجاذبية. عندما ينهار نجم تحت تأثير جاذبيته الهائلة، فإن طبقاته الداخلية تنضغط بشكل مستمر. يؤدي هذا الضغط إلى تسخين المادة. عند درجات حرارة أعلى من 107 كلفن تبدأ التفاعلات التي تؤدي إلى تكوين العناصر الثقيلة. الكيمياء الحالية للنظام الشمسي هي نتيجة التفاعلات الاندماج النووي الحراريتحدث في الأجيال الأولى من النجوم.

إن المرحلة التي تمتزج فيها المادة المقذوفة أثناء انفجار المستعر الأعظم مع الغاز بين النجوم وتتقلص، لتشكل النجوم مرة أخرى، هي المرحلة الأكثر تعقيدًا والأقل فهمًا من جميع المراحل الأخرى. أولاً، الغاز الموجود بين النجوم في حد ذاته غير متجانس، وله بنية خشنة وغائمة. ثانيًا، تتوسع قشرة المستعر الأعظم بسرعة هائلة، وتكتسح الغاز المتخلخل وتضغطه، مما يزيد من عدم التجانس. ثالثًا، بعد مائة عام فقط، تحتوي بقايا المستعر الأعظم على غاز بين النجوم تم التقاطه على طول الطريق أكثر من المادة النجمية. وبالإضافة إلى ذلك، فإن المادة ليست مختلطة تماما. تُظهر الصورة الموجودة على اليمين بقايا المستعر الأعظم في Cygnus (NGC 6946). ويعتقد أن الألياف تتشكل عن طريق توسيع قذائف الغاز. ويمكن رؤية الدوامات والحلقات، التي تتشكل من بقايا الغاز المتوهج، وتتوسع بسرعة تصل إلى عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية. قد يطرح السؤال: كيف تنتهي الدورة الكونية في النهاية؟ احتياطيات الغاز آخذة في التناقص. ففي نهاية المطاف، يبقى معظم الغاز في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، والتي تموت بهدوء ولا تقذف مادتها إلى الفضاء المحيط بها. بمرور الوقت، سيتم استنفاد احتياطياتها لدرجة أنه لن يتمكن أي نجم من التشكل. وبحلول ذلك الوقت ستكون الشمس والنجوم القديمة الأخرى قد تلاشت. سوف يغرق الكون تدريجيا في الظلام. لكن المصير النهائي للكون قد يكون مختلفا. سيتوقف التوسع تدريجيًا ويحل محله الضغط. وبعد عدة مليارات من السنين، سوف يتقلص الكون مرة أخرى إلى كثافة عالية لا يمكن تصورها.

الغاز بين النجوم

يشكل الغاز البينجمي حوالي 99% من كتلة الوسط البينجمي بأكمله وحوالي 2% من مجرتنا. تتراوح درجة حرارة الغاز من 4 كلفن إلى 106 كلفن. ينبعث الغاز البينجمي أيضًا في نطاق واسع (من موجات الراديو الطويلة إلى إشعاع جاما الصلب). هناك مناطق يوجد فيها الغاز بين النجوم في حالة جزيئية (السحب الجزيئية) - وهذه هي الأجزاء الأكثر كثافة وبرودة في الغاز بين النجوم. هناك مناطق يتكون فيها الغاز بين النجمي من ذرات هيدروجين محايدة (مناطق HI) ومناطق هيدروجين متأين (مناطق H II)، وهي عبارة عن سدم انبعاثية لامعة حول النجوم الساخنة.

بالمقارنة مع الشمس، يحتوي الغاز بين النجوم على عناصر أقل ثقلاً بشكل ملحوظ، خاصة الألومنيوم والكالسيوم والتيتانيوم والحديد والنيكل. يوجد الغاز بين النجوم في المجرات بجميع أنواعها. يوجد معظمها في مجرات غير منتظمة (غير منتظمة)، وأقلها في المجرات الإهليلجية. وفي مجرتنا، يتركز الحد الأقصى من الغاز على مسافة 5 كيلو فرسخ فلكي من المركز. تظهر الملاحظات أنه بالإضافة إلى الحركة المنتظمة حول مركز المجرة، فإن السحب بين النجوم لها أيضًا سرعات فوضوية. وبعد 30-100 مليون سنة، تصطدم السحابة بسحابة أخرى. تتشكل مجمعات الغاز والغبار. المادة الموجودة فيها كثيفة بدرجة كافية لمنع الجزء الأكبر من اختراق الإشعاع من المرور إلى أعماق كبيرة. ولذلك فإن الغاز البينجمي داخل المجمعات يكون أكثر برودة منه في السحب البينجمية. العمليات المعقدةتؤدي تحولات الجزيئات، إلى جانب عدم استقرار الجاذبية، إلى ظهور كتل ذاتية الجاذبية - النجوم الأولية. وبالتالي، يجب أن تتحول السحب الجزيئية بسرعة (في أقل من 106 سنوات) إلى نجوم. يتبادل الغاز بين النجوم المواد باستمرار مع النجوم. وفقًا للتقديرات، يتم حاليًا نقل ما يقرب من 5 كتل شمسية من الغاز سنويًا إلى النجوم في المجرة.

المنطقة M 42 في كوكبة أوريون حيث في منطقتنا الوقت يمضيعملية تكوين النجوم النشطة. يتوهج السديم لأن الغاز يتم تسخينه بواسطة الإشعاع الساخن الصادر عن النجوم الساطعة القريبة. لذلك، أثناء تطور المجرات، يحدث تداول للمادة: الغاز بين النجوم -> النجوم -> الغاز بين النجوم، مما يؤدي إلى زيادة تدريجية في محتوى العناصر الثقيلة في الغاز بين النجوم والنجوم وانخفاض كمية الغاز بين النجوم في كل مجرة. من الممكن أنه في تاريخ المجرة كان هناك تأخير في تكوين النجوم لمليارات السنين.

الغبار بين النجوم

صغير الجسيمات الدقيقهالمنتشرة في الفضاء بين النجوم يتم خلطها بشكل موحد تقريبًا مع الغاز بين النجوم. تصل أبعاد مجمعات الغاز والغبار الكبيرة التي ناقشناها أعلاه إلى عشرات المئات من الفراسخ الفلكية، وتبلغ كتلتها حوالي 105 كتلة شمسية. ولكن هناك أيضًا تكوينات صغيرة من الغبار الغازي الكثيف - كريات يتراوح حجمها من 0.05 إلى عدة أجهزة كمبيوتر وتزن فقط 0.1 - 100 كتلة شمسية. حبيبات الغبار البينجمي ليست كروية ويبلغ حجمها حوالي 0.1-1 ميكرون. وهي تتكون من الرمل والجرافيت. تتشكل في أصداف العمالقة الحمراء والعملاقة الفائقة المتأخرة، وأصداف المستعرات والمستعرات الأعظم، وفي السدم الكوكبية، وبالقرب من النجوم الأولية. يتم تغطية النواة المقاومة للحرارة بقشرة من الجليد مع الشوائب، والتي بدورها مغلفة بطبقة من الهيدروجين الذري. حبيبات الغبار في الوسط النجمي إما تتفكك نتيجة الاصطدام مع بعضها البعض بسرعات أكبر من 20 كم/ث، أو على العكس من ذلك، تلتصق ببعضها البعض إذا كانت السرعات أقل من 1 كم/ث.

إن وجود الغبار بين النجمي في الوسط النجمي يؤثر على الخصائص الإشعاعية للأجرام السماوية قيد الدراسة. تعمل حبيبات الغبار على إضعاف الضوء القادم من النجوم البعيدة، مما يؤدي إلى تغيير تركيبه الطيفي واستقطابه. بالإضافة إلى ذلك، تمتص حبيبات الغبار الأشعة فوق البنفسجية القادمة من النجوم وتحولها إلى إشعاعات ذات طاقة أقل. وفي نهاية المطاف، أصبح هذا الإشعاع تحت الأحمر، ويمكن ملاحظته في أطياف السدم الكوكبية، ومناطق H II، والأغلفة المحيطة بالنجم، ومجرات سيفرت. يمكن أن تتشكل جزيئات مختلفة بشكل فعال على سطح جزيئات الغبار. عادةً ما تكون حبيبات الغبار مشحونة كهربائيًا وتتفاعل مع المجالات المغناطيسية بين النجوم. إننا مدينون لحبيبات الغبار بتأثير مثل إشعاع الميزر الكوني. ويحدث في أغلفة النجوم الباردة المتأخرة وفي السحب الجزيئية (منطقتي H I وH II). هذا التأثير المتمثل في تضخيم إشعاع الموجات الدقيقة "يعمل" عندما يجد عدد كبير من الجزيئات نفسها في حالة دورانية أو اهتزازية متحمسة غير مستقرة، ومن ثم يكفي أن يمر فوتون واحد عبر الوسط ليسبب انتقالًا يشبه الانهيار الجليدي للجزيئات إلى الحالة الأرضية بأقل قدر من الطاقة. ونتيجة لذلك، نرى تدفقًا قويًا للغاية (متماسكًا) موجهًا بشكل ضيق للانبعاثات الراديوية. يوضح الشكل جزيء الماء. يحدث الانبعاث الراديوي من هذا الجزيء عند طول موجة يبلغ 1.35 سم، بالإضافة إلى ذلك، يظهر مازر شديد السطوع على جزيئات الهيدروكسيل البينجمي عند طول موجي يبلغ 18 سم. ويوجد جزيء مازر آخر SiO في أغلفة النجوم الباردة المرحلة الأخيرة من التطور النجمي والتطور نحو السديم الكوكبي.

السدم المظلمة

السدم هي مناطق من الوسط البينجمي تبرز من خلال إشعاعها أو امتصاصها على الخلفية العامة للسماء. السدم المظلمة عبارة عن سحب كثيفة (عادة جزيئية) من الغاز والغبار بين النجوم وهي معتمة بسبب امتصاص الغبار للضوء بين النجوم. في بعض الأحيان تكون السدم المظلمة مرئية مباشرة على خلفية درب التبانة. مثل، على سبيل المثال، سديم كيس الفحم والعديد من الكريات. في تلك الأجزاء التي تكون شفافة للنطاق البصري، يكون الهيكل الليفي مرئيًا بوضوح. وترتبط الخيوط والاستطالة العامة للسدم المظلمة بوجود مجالات مغناطيسية فيها، مما يعيق حركة المادة عبر خطوط القوة المغناطيسية.

السدم الخفيفة

السدم الانعكاسية عبارة عن سحب من الغاز والغبار تضيئها النجوم. مثال على هذا السديم هو الثريا. ويتناثر الضوء الصادر من النجوم بواسطة الغبار الموجود بين النجوم. تقع معظم السدم الانعكاسية بالقرب من مستوى المجرة. بعض السدم الانعكاسية لها مظهر يشبه المذنب وتسمى السدم المذنبية. يوجد على رأس هذا السديم عادة نجم متغير من نوع T Tauri، الذي ينير السديم. أحد الأنواع النادرة من السديم الانعكاسي هو "صدى الضوء" الذي لوحظ بعد انفجار نوفا عام 1901 في كوكبة فرساوس. وأضاء توهج ساطع من النجم الغبار، ولوحظ لعدة سنوات سديم خافت ينتشر في كل الاتجاهات بسرعة الضوء. تظهر الصورة على اليسار أعلاه عنقود نجمي"الثريا" ذات النجوم المحاطة بالسدم الضوئية. إذا كان النجم الموجود داخل السديم أو بالقرب منه ساخنًا بدرجة كافية، فإنه سيؤدي إلى تأين الغاز الموجود في السديم. ثم يبدأ الغاز في التوهج، ويسمى السديم بالسديم المضيء ذاتيًا أو السديم المتأين بالإشعاع.

إن ألمع ممثلي هذه السدم وأكثرها انتشارًا والأكثر دراسة هي مناطق الهيدروجين المتأين H II. هناك أيضًا مناطق C II، حيث يتأين الكربون بالكامل تقريبًا بواسطة الضوء القادم من النجوم المركزية. تقع مناطق C II عادة حول مناطق H II في مناطق الهيدروجين المحايد H I. وهي متداخلة داخل بعضها البعض. بقايا المستعرات الأعظم (انظر الصورة على اليمين أعلاه)، وأغلفة المستعرات والرياح النجمية هي أيضًا سدم ذاتية الإضاءة، حيث يتم تسخين الغاز الموجود فيها إلى عدة ملايين من كلفن (خلف جبهة موجة الصدمة). تنتج نجوم Wolf-Rayet رياحًا نجمية قوية جدًا. ونتيجة لذلك، تظهر سدم يبلغ حجمها عدة فرسخ فلكي مع خيوط لامعة حولها. السدم حول النجوم الساخنة اللامعة من النوع الطيفي O متشابهة - من النجوم، والتي لها أيضًا رياح نجمية قوية.

السدم الكوكبية

وبحلول منتصف القرن التاسع عشر، أصبح من الممكن تقديم أدلة جدية على انتماء هذه السدم فئة مستقلةأشياء. ظهر مطياف. اكتشف جوزيف فراونهوفر أن الشمس تبعث طيفًا مستمرًا، تتخلله خطوط امتصاص حادة. اتضح أن العديد من الكواكب لها أيضًا أطياف. الصفات الشخصية الطيف الشمسي. وأظهرت النجوم أيضًا طيفًا مستمرًا، ولكن كان لكل منها مجموعتها الخاصة من خطوط الامتصاص. كان ويليام هيجينز (1824-1910) أول من قام بدراسة طيف السديم الكوكبي. لقد كان سديمًا لامعًا في كوكبة Draco NGC 6543. وكان هيغينز قد رصد سابقًا أطياف النجوم لمدة عام كامل، لكن طيف NGC 6543 كان غير متوقع تمامًا. اكتشف العالم خطًا واحدًا فقط ومشرقًا. وفي الوقت نفسه، أظهر سديم المرأة المسلسلة اللامع خاصية الطيف المستمر لأطياف النجوم. نحن نعلم الآن أن سديم المرأة المسلسلة هو في الواقع مجرة، وبالتالي يتكون من العديد من النجوم. وفي عام 1865، اكتشف هيغينز نفسه، باستخدام مطياف ذي دقة أعلى، أن هذا الخط الساطع "الفردي" يتكون من ثلاثة خطوط منفصلة. تم التعرف على أحدهما باستخدام خط بالمر للهيدروجين Hb، لكن الاثنين الآخرين، ذوي الطول الموجي الأطول والأكثر كثافة، ظلا غير معروفين. لقد نسبوا إلى عنصر جديد - السديم. لم يتم التعرف على هذا العنصر مع أيون الأكسجين إلا في عام 1927. ولا تزال الخطوط الموجودة في أطياف السدم الكوكبية تسمى سديمية.

ثم كانت هناك مشكلة النجوم المركزية للسدم الكوكبية. فهي شديدة الحرارة، مما يضع السدم الكوكبية أمام النجوم ذات الأنواع الطيفية المبكرة. ومع ذلك، أدت دراسات السرعات المكانية إلى نتيجة عكسية تمامًا. فيما يلي البيانات المتعلقة بالسرعات المكانية للأجسام المختلفة: السدم المنتشرة - الصغيرة (0 كم/ثانية)، نجوم الفئة ب - 12 كم/ثانية، نجوم الفئة أ - 21 كم/ثانية، نجوم الفئة إف - 29 كم/ثانية، نجوم الفئة G - 34 كم/ ثانية، نجوم الفئة K - 12 كم/ ثانية، نجوم الفئة M - 12 كم/ ثانية، السدم الكوكبية - 77 كم/ ثانية. فقط عندما تم اكتشاف توسع السدم الكوكبية، كان من الممكن حساب عمرها. اتضح أن ما يقرب من 10000 سنة. كان هذا أول دليل على أن معظم النجوم ربما تمر بمرحلة سديم كوكبي. وبالتالي فإن السديم الكوكبي عبارة عن نظام نجمي يسمى نواة السديم، ويحيط به جسم مضيء بشكل متماثل قذيفة الغاز(في بعض الأحيان عدة قذائف). ترتبط قشرة السديم وجوهره وراثيا. تتميز السدم الكوكبية بطيف انبعاثي يختلف عن أطياف الانبعاث للسدم المجرية المنتشرة إلى حد كبيرإثارة الذرات. بالإضافة إلى خطوط الأكسجين المتأين بشكل مضاعف، يتم ملاحظة الخطوط C IV وO V وحتى O VI. تبلغ كتلة غلاف السديم الكوكبي حوالي 0.1 كتلة شمسية. ربما تنشأ جميع أشكال السدم الكوكبية المتنوعة من إسقاط بنيتها الحلقية الأساسية على الكرة السماوية بزوايا مختلفة.

تتوسع أغلفة السدم الكوكبية في الفضاء المحيط بها بسرعة 20 - 40 كم/ث تحت تأثير الضغط الداخلي للغاز الساخن. ومع توسع القشرة، تصبح أرق، ويضعف توهجها، وفي النهاية تصبح غير مرئية. نوى السدم الكوكبية هي نجوم ساخنة من الطبقات الطيفية المبكرة التي تخضع لتغيرات كبيرة خلال عمر السديم. درجات الحرارة عادة ما تكون 50 - 100 ألف كلفن. نوى السدم الكوكبية القديمة قريبة من الأقزام البيضاء، ولكنها في نفس الوقت أكثر سطوعًا وسخونة من الأجسام النموذجية من هذا النوع. ومن بين النوى أيضًا نجوم مزدوجة. يعد تشكل السديم الكوكبي إحدى مراحل تطور معظم النجوم. عند النظر في هذه العملية، من المناسب تقسيمها إلى قسمين: 1) من لحظة خروج السديم إلى المرحلة التي يتم فيها استنفاد مصادر طاقة النجم بشكل أساسي؛ 2) تطور النجم المركزي من التسلسل الرئيسيقبل أن ينفجر السديم. تمت دراسة التطور بعد قذف السديم جيدًا من الناحية النظرية والملاحظة. أكثر المراحل الأولىأقل وضوحا بكثير. وخاصة المرحلة ما بين العملاق الأحمر وقذف السديم.

عادة ما تكون النجوم المركزية ذات اللمعان الأقل محاطة بالسدم الأكبر، وبالتالي الأقدم. تُظهر الصورة الموجودة على اليسار السديم الكوكبي Dumbbell M 27 الموجود في كوكبة الذئب. دعونا نتذكر قليلا نظرية تطور النجوم. عند الابتعاد عن التسلسل الرئيسي، تبدأ المرحلة الأكثر أهمية في تطور النجوم بعد أن يحترق الهيدروجين الموجود في المناطق المركزية تمامًا. ثم تبدأ المناطق المركزية للنجم بالتقلص، مما يؤدي إلى إطلاق طاقة الجاذبية. في هذا الوقت، تبدأ المنطقة التي لا يزال فيها الهيدروجين يحترق في التحرك نحو الخارج. يحدث الحمل الحراري. تبدأ التغيرات الجذرية في النجم عندما تمثل كتلة الهيليوم متساوي الحرارة 10-13% من كتلة النجم. تبدأ المناطق المركزية في الانكماش بسرعة، ويتوسع غلاف النجم - يصبح النجم عملاقا، ويتحرك على طول فرع العملاق الأحمر. جوهر، يتقلص، مع ارتفاع درجات الحرارة. وفي النهاية يبدأ احتراق الهيليوم فيه. بعد فترة زمنية معينة، يتم استنفاد احتياطيات الهيليوم أيضا. ثم يبدأ "الصعود" الثاني للنجم على طول فرع العملاق الأحمر. ينكمش قلب النجم، المكون من الكربون والأكسجين، بسرعة، وتتوسع القشرة إلى أبعاد هائلة. يُطلق على مثل هذا النجم اسم النجم الفرعي العملاق المقارب. في هذه المرحلة، يكون للنجوم طبقتان من مصادر الاحتراق - الهيدروجين والهيليوم - وتبدأ بالنبض.

البقية المسار التطوريأقل بكثير من الدراسة. في النجوم التي تزيد كتلتها عن 8-10 كتلة شمسية، يشتعل الكربون الموجود في القلب في النهاية. تصبح النجوم عمالقة فائقة وتستمر في التطور حتى يتم تشكيل نواة من عناصر ذروة الحديد (النيكل والمنغنيز والحديد). من المحتمل أن ينهار هذا اللب المركزي ليشكل نجمًا نيوترونيًا، مع قذف قشرته على شكل مستعر أعظم. ومن الواضح أن السدم الكوكبية تتشكل من نجوم كتلتها أقل من 8-10 كتلة شمسية. تشير حقيقتان إلى أن أسلاف السدم الكوكبية هم عمالقة حمراء. أولاً، نجوم الفرع المقارب تشبه إلى حد كبير السدم الكوكبية من الناحية الفيزيائية. نواة العملاق الأحمر مشابهة جدًا من حيث الكتلة والحجم للنجم المركزي للسديم الكوكبي، إذا تمت إزالة الغلاف الجوي الهش والممتد للعملاق الأحمر. ثانيًا، إذا تم قذف السديم بواسطة نجم، فيجب أن يكون له حد أدنى من السرعة يكفي للهروب من مجال الجاذبية. تظهر الحسابات أن هذه السرعة بالنسبة للعمالقة الحمراء فقط يمكن مقارنتها بسرعة توسع أصداف السدم الكوكبية (10-40 كم/ثانية). في هذه الحالة، تقدر كتلة النجم بـ 1 كتلة شمسية، ونصف القطر يقع ضمن 100-200 نصف قطر شمسي (عملاق أحمر نموذجي). وفي الختام، نلاحظ أن المرشحين الأكثر احتمالا لدور أسلاف السدم الكوكبية هم النجوم المتغيرة مثل ميرا سيتي. يمكن أن يكون ممثلو إحدى مراحل الانتقال بين النجوم والسدم نجومًا تكافلية. وبالطبع لا يمكننا تجاهل الكائن FG Sge (في الصورة أعلاه على اليمين). وهكذا فإن معظم النجوم التي تقل كتلتها عن 6-10 كتلة شمسية تصبح في النهاية سديمًا كوكبيًا، وفي المراحل السابقة تفقد معظم كتلتها الأصلية؛ ويبقى فقط النواة التي تبلغ كتلتها 0.4-1 كتلة شمسية، والتي تصبح قزمًا أبيض. لا يؤثر فقدان الكتلة على النجم نفسه فحسب، بل يؤثر أيضًا على الظروف في الوسط النجمي والأجيال المستقبلية من النجوم.