Tidligere betød definitionen af "tåge" ethvert statisk fænomen i rummet, der har en udvidet form. Derefter blev dette koncept specificeret ved at studere det mystiske objekt mere detaljeret. Lad os prøve at finde ud af, hvordan sådan en sektion af det interstellare medium er.
Nebula koncept i rummet
En tåge er en gassky, der indeholder et stort antal stjerner indeni. Disse himmellegemers udstråling tillader skyen at lyse i forskellige farver. Gennem specielle teleskoper som f.eks rumformationer ligne ejendommelige pletter med en lys base.
Nogle interstellare områder har ret klare konturer. Mange kendte gasophobninger er tågestriber, der breder sig ind i forskellige sider stråler og har en diffus form for oprindelse.
Rummet, der ligger mellem tågens stjerner, er ikke tomt stof. Partikler af forskellig art er koncentreret her i ret små mængder, som omfatter atomer af nogle stoffer.
De skelner mellem oprindelsen af diffuse og planetariske formationer i rummet. Arten af deres dannelse adskiller sig væsentligt fra hinanden, så det er nødvendigt at omhyggeligt forstå strukturen af dannelsen af forskellige tåger. Planetobjekter er produktet af hovedstjernernes aktivitet, og diffuse repræsenterer konsistensen efter dannelsen af stjerner.
Tåger af diffus oprindelse er placeret i galaksers spiralarme. En sådan kosmisk forbindelse af gas og støv er i de fleste tilfælde forbundet med store og kolde skyer. Stjerner dannes i dette område, hvilket gør den diffuse tåge meget lys.
Uddannelse af denne art har ikke sin egen ernæringskilde. Det eksisterer energisk på grund af stjernerne med forhøjet temperatur, der er placeret ved siden af det eller inde i det. Farven på sådanne tåger er overvejende rød. Denne faktor skyldes det faktum, at de indeholder et stort antal af brint. Grønne og blå nuancer indikerer tilstedeværelsen af nitrogen, helium og nogle tungmetaller.
I stjerneområdet Orion kan der observeres meget små tåger med diffus dannelse. Disse formationer er meget små på baggrund af en kæmpe sky, som optager næsten hele det beskrevne objekt. I stjernebilledet Tyren er det realistisk kun at opdage nogle få tåger i nærheden af ret unge stjerner af T-typen. Denne sort indikerer, at der er en skive, der dukker op omkring lyse himmellegemer.
En planetarisk tåge i rummet er en skal, hvis energi afgives på det sidste trin af dannelsen af en stjerne uden brintreserver i kernen. Efter sådanne ændringer bliver himmellegemet til en rød kæmpe, der er i stand til at rive dets overfladelag af. Som et resultat af hændelsen har det indre af objektet nogle gange en temperatur på over 100 grader Celsius. Som et resultat deformeres stjernen på en sådan måde, at den bliver en hvid dværg uden en kilde til energi og varme.
I 20'erne af forrige århundrede var der en afgrænsning mellem definitionerne af "tåge" og "galakse". Delingen, der skete, undersøges ved hjælp af eksemplet med dannelse i Andromeda-regionen, som er en stor galakse med en billion stjerner.
Hovedtyper af tåger
Rumundervisning er klassificeret efter forskellige parametre. Der skelnes mellem følgende typer af tåger: refleksion, mørke, emission, planetariske gasklynger og restprodukt efter aktivitet supernovaer. Opdelingen vedrører også sammensætningen af tåger: der er gas og støv kosmisk stof. Først og fremmest lægges der vægt på sådanne genstandes evne til at absorbere eller sprede lys.
Mørk tåge
Mørke tåger er ret tætte forbindelser af interstellar gas og støv, hvis struktur er uigennemsigtig på grund af støvets indflydelse. Klynger af denne art kan lejlighedsvis observeres på baggrund af Mælkevejen.
Studiet af sådanne genstande afhænger af AV-indikatoren. Hvis dataene er ret høje, udføres eksperimenter udelukkende ved hjælp af submillimeter- og radiobølgeastronomiteknologier.
Et eksempel på en sådan formation er Hestehovedet, dannet i stjernebilledet Orion.
Sådanne koncentrationer spreder lyset båret af nærliggende stjerner. Dette objekt er ikke en kilde til stråling, men reflekterer kun udstråling.
En gas-støvsky af denne type afhænger af stjernernes placering. På tæt hold er der et tab af interstellar brint, hvilket fører til en gevinst af energi fra spredt galaktisk støv. Pleiaderne klynge - bedste eksempel beskrevet kosmisk fænomen. I de fleste tilfælde er sådanne gas- og støvklumper placeret i nærheden af Mælkevejen.
Lyståger har følgende undertyper:
- Komet. En variabel stjerne ligger til grund for denne formation. Den oplyser det beskrevne område af det interstellare medium, men har en varierende lysstyrke. Størrelsen af objekterne udgør hundredvis af fraktioner af en parsec, hvilket indikerer muligheden for en detaljeret undersøgelse af sådanne koncentrationer af gas og støv i rummet.
- Lysekko. Dette fænomen er ret sjældent og er blevet undersøgt siden begyndelsen af forrige århundrede. Stjernebilledet Perseus efter supernovaeksplosionen i 2001 gjorde det muligt at observere en lignende ændring i den kosmiske sfære. Blinker stor styrke aktiveret støv, som dannede en moderat tåge over flere år.
- Reflekterende stof med en fibrøs struktur. Hundrede eller tusinder af fraktioner af en parsec er dimensionerne af denne sort. Stjernehobens magnetfeltkræfter bliver trukket fra hinanden af ydre tryk, hvorefter gas-støv-objekter indføres i disse felter og en slags skalfilament dannes.
Gaståge
Sådanne manifestationer af rumaktivitet har forskellige former, og deres typer kan angives med følgende punkter:
- Planetariske stoffer i form af en ring. I dette tilfælde observeres en sådan type tåge som en planetarisk. Arrangementet af dets komponenter er meget enkelt: Hovedstjernen er synlig i midten, omkring hvilken alle eksterne ændringer forekommer.
- Gasfibre, der frigiver deres energi separat. Disse lysende gasformige stoffer dannes på den mest uventede måde i form af spredte funklende væv af gas.
- Krabbetåge. Det er et tilbageværende fænomen efter eksplosionen af en stjerne af et nyt format. En sådan begivenhed blev registreret under studiet af himmellegemer, der afspejler deres energi. Helt i centrum af hoben er en pulserende neutronstjerne, som ved nogle mål er en af de mest produktive kilder til galaktisk energi.
Støvtåge
Denne type tåge ligner en slags fiasko, der skiller sig ud på baggrund af en lys kosmisk klump. Dette fragment kan observeres i stjernebilledet Orion, hvor et lignende spor deler en enkelt sky i to adskilte zoner. På baggrund af Mælkevejen er der også støvede områder, som tydeligt kommer til udtryk i Ophiuchus-regionen (Slangetågen).
Det er kun muligt at studere en sådan støvophobning ved hjælp af et teleskop. høj effekt(diametralt fra 150 mm). Hvis en støvtåge er placeret i nærheden af en lysende stjerne, begynder den at reflektere lyset fra dette himmellegeme og bliver et synligt fænomen. Kun på specielle fotografier vil det være muligt at se denne evne, som er tæt på diffuse tåger.
Hovedindikatoren for en sådan kosmisk sky er dens høje temperatur. Den består af ioniseret gas, som dannes på grund af aktiviteten af den nærmeste varme stjerne. Dens virkning er, at den aktiverer og belyser atomerne i tågen ved hjælp af ultraviolet stråling.
Fænomenet er interessant, fordi det ifølge princippet om dannelse og visuelle indikatorer ligner neonlys. Som regel har emissionslignende objekter en rød farve på grund af den store ophobning af brint i deres sammensætning. Der kan være yderligere toner i form af grøn og blå, som blev dannet på grund af atomer af andre stoffer. Mest lysende eksempel En lignende stjernehob er den berømte Oriontåge.
De mest berømte tåger
De mest populære tåger med hensyn til undersøgelse er Orion-tågen, Triple-tågen, Ringtågen og Dumbbell-tågen.
Oriontågen
Dette fænomen er bemærkelsesværdigt ved, at det kan observeres selv med det blotte øje. Oriontågen er klassificeret som en formation af emissionstypen, som er placeret under bånddelen af Orion.
Skyens område er imponerende, fordi det er næsten fire gange så stort som Månen i fuld fase. I den nordøstlige del er der en mørk støvklynge, som er katalogiseret som M43.
I selve skyen er der næsten syv hundrede stjerner, som er dette øjeblik stadig dannes. Oriontågens diffuse natur gør objektet meget lyst og farverigt. Røde zoner indikerer tilstedeværelsen af varmt brint, mens blå zoner indikerer tilstedeværelsen af støv, der afspejler gløden fra blåligt varme stjerner.
M42 er det nærmeste sted på Jorden, hvor stjerner dannes. En sådan vugge af himmellegemer er placeret i en afstand af halvandet tusinde lysår fra vores planet og glæder eksterne observatører.
Trifid-tåge
Triple Nebula er placeret i stjernebilledet Skytten og ligner tre adskilte kronblade. Det er svært nøjagtigt at beregne afstanden fra Jorden til skyen, men forskerne styres af parametre på to til ni tusinde lysår.
Det unikke ved denne formation ligger i, at den er repræsenteret af tre typer tåger på én gang: mørk, lys og emission.
M20 er en vugge for udviklingen af unge stjerner. Sådanne store himmellegemer er overvejende blå i farven, som blev dannet på grund af ionisering af gas akkumuleret i dette område. Når de observeres med et teleskop, fanger to klare stjerner straks øjet lige i midten af tågen.
Ved nærmere undersøgelse bliver det klart, at genstanden ser ud til at være revet i to dele af et sort hul. Så over dette mellemrum kan du se en tværstang, der giver tågen formen af tre kronblade.
Ring
Ringen, der ligger i stjernebilledet Lyra, er et af de mest berømte planetariske stoffer. Den ligger i en afstand af to tusinde lysår fra vores planet og betragtes som en ret genkendelig kosmisk sky.
Ringen lyser på grund af den hvide dværg, der er til stede i nærheden, og de gasser, der indgår i dens sammensætning, fungerer som rester af den udstødte konsistens af den centrale stjerne. Den indre del af skyen flimrer grønlig, hvilket forklares med tilstedeværelsen af emissionslinjer i det område. De blev dannet efter dobbelt ionisering af ilt, hvilket førte til dannelsen af en lignende nuance.
Den centrale stjerne var oprindeligt en rød kæmpe, men blev senere til en hvid dværg. Den kan kun ses gennem kraftige teleskoper, fordi dens dimensioner er ekstremt små. Takket være aktiviteten af dette himmellegeme opstod Ringtågen, som i form af en let aflang cirkel omslutter den centrale energikilde.
Ringen er et af de mest populære observationsobjekter blandt både videnskabsmænd og almindelige rumentusiaster. Denne interesse skyldes skyens fremragende synlighed på ethvert tidspunkt af året og endda i bymæssige lysforhold.
Håndvægt
Denne sky er territoriet mellem stjerner af planetarisk oprindelse, som er placeret i stjernebilledet Kantarel. Håndvægten er placeret i en afstand af omkring 1200 lysår fra Jorden og betragtes som et meget populært objekt til amatørstudier.
Selv ved hjælp af en kikkert kan formationen let genkendes, hvis man fokuserer på stjernebilledet Skytten på den nordlige halvkugle af stjernehimlen.
Formen på M27 er meget usædvanlig og ligner en håndvægt, hvorfor skyen har fået sit navn. Det kaldes nogle gange "stubben", fordi tågens omrids ligner et bidt æble. Flere stjerner skinner gennem håndvægtens gasformige struktur, og når de bruges kraftigt teleskop Du kan se små "ører" i den lyse del af objektet.
Studiet af tågen i stjernebilledet Vulpecula er endnu ikke afsluttet og antyder mange opdagelser i denne retning.
Der er en ret dristig hypotese om, at gas-støvtåger kan påvirke menneskets bevidsthed. Pavel Globa mener, at en sådan uddannelse fuldstændig kan ændre nogle menneskers liv. Ifølge eksperter inden for astrologi har tåger en ødelæggende effekt på sanserne og ændrer bevidstheden hos Jordens indbyggere. Stjernehobe, ifølge denne version, er i stand til at kontrollere varigheden af menneskelig eksistens, afkortning livscyklus eller gøre det længere. Det menes, at tåger har større indflydelse på mennesker end stjerner. Berømte astrologer forklarer alt dette ved at sige, at der er et bestemt program, som en bestemt kosmisk sky er ansvarlig for. Dens mekanisme begynder at virke øjeblikkeligt, og en person er ikke i stand til at påvirke den.
Sådan ser tågen ud - se videoen:
Tåger er et storslået fænomen af udenjordisk oprindelse, som skal studeres i detaljer. Men det er svært at bedømme pålideligheden af den udtalte antagelse om stjernehobenes indflydelse på menneskets bevidsthed!
Siden Hubble gav menneskeheden mulighed for med egne øjne at se storslåede billeder dybe rum, en rigtig fantasmagoria åbnede sig foran os. Gennem enhedens ultraviolette og infrarøde filtre funklede universet af ædelstene - og begyndte at afsløre sine mysterier for astronomer. Forskere ser ud til endelig at have fundet en tidsmaskine - trods alt lyset fjerne stjerner Det tager millioner af år at nå Jorden, og kigger vi ind på nattehimlen, ser vi ældgamle andre verdener, for længst uddøde stjerner og supernovaer, som i virkeligheden allerede har nået "ved at blive voksen." Stjernetåger er måske de smukkeste og mest spændende rumobjekter, hvis essens forblev uklar for folk i lang tid. Men i dag er der en mere eller mindre klar klassificering af disse "evige" stoffer - ligesom mennesker, bliver stjerner født af dette støv og bliver til støv igen i slutningen af deres evolution.
Opdagelsernes historie
Andromeda
Hvad er en tåge? Tidligere, da evnen til at se nøje på rummets dybder var begrænset, blev "tåger" kaldt næsten alt, der ikke havde klare konturer, glødede og var relativt ubevægelige. Derfor den kolossale nærmest os spiralgalakse M31 (NGC 224) blev fejlagtigt kaldt Andromedatågen (billedet). Herkuleshoben, som faktisk er en kugleformet stjernehob, blev inkluderet i samme kategori. Disse fejl bør dog virkelig undskyldes - forskningen blev trods alt udført tilbage i 1787 af Charles Monsieur, som ledte efter kometer. Det var da hans opmærksomhed blev henledt til de ubevægelige himmellegemer.
Med fremkomsten af Lundmark-apparatet var det muligt at lave en mere nøjagtig analyse af deres natur: de adskilte galakser fra stjernetåger, opdagede ikke-lysende stjerneskyer og identificerede flere årsager til, at alle andre hobe lyser. Men ikke alle misforståelser blev rettet: i begyndelsen af det 20. århundrede mente man, at tåger enten var støvede eller gasformige - derfor placerede den berømte forsker B.A. Vorontsov-Velyaminov dem i forskellige afsnit af sine bøger. Moderne videnskabsmænd er ikke længere i tvivl om, at en sådan klynge af interstellart stof indeholder både støv og gas - forskellene kan kun være i procent. Og nu mere om rummets "juveler".
Mørke tåger
hestehoved
Det er ikke overraskende, at der i lang tid ikke var mistanke om deres eksistens - som i tilfældet med sorte huller, er det som at lede efter en sort kat i et mørkt rum. Sådanne objekter kan dog ses, hvis de befinder sig i et godt oplyst område - blandt stjernehobe. Gode eksempler sådanne genstande - Kulsækken eller Hestehovedtågen (billedet).
Da teleskopernes opløsning gjorde det muligt at kigge ind i Mælkevejen, besluttede astronomerne i første omgang, at de mørke pletter var en slags hul, hvorigennem fjernere områder af galaksen var synlige. Men som det viste sig, viste "sive"-teorien sig at være forkert: de sorte pletter er koncentrerede støvskyer, der absorberer stråling og skjuler galaksens centrum fra vores syn. Da vi er helt i udkanten, på grund af mørke tåger, er vi frataget muligheden for at se et kalejdoskop på nattehimlen, som endda kunne overstråle Månens lys. Men skynd dig ikke at være ked af det: det er i hjertet af Mælkevejen, at højradioaktive stjerner brænder, hvilket gør livet på dem umuligt. Og vores ozonkugle har nok arbejde at gøre med solhyperaktivitet - så for hele biosfæren som helhed kunne en sådan situation ikke være mere bekvem.
Refleksionståger
Plejader
For at gløde, som stjerner gør, er en termonuklear proces nødvendig - dette har selvfølgelig intet at gøre med tåger. Men nogle af støvklyngerne kan reflektere lys, såsom planeters satellitter. Store stjerner bliver lyskilden, og du kan forstå, at det er den type tåge foran dig ved det blå eller blå skær omkring kolossale sole (for eksempel nær Plejadernes stjerner). Der er dog en undtagelse fra denne regel - den røde supergigant Antares er omgivet af en tåge af samme farve.
Ioniserede tåger
Orion
Årsagen til gløden fra gas er den samme, som når "halen" af en komet lyser: Ved at modtage en vis "ladning" fra kraftigere kilder, frigiver stjernetågerne den derefter til det omgivende rum. Sådanne stjerneskyer kaldes også emissionsskyer. Tåger kan ikke måle sig med store stjerner – deres fotoner har en meget mindre ladning, og det er sværere for dem at nå Jorden – så vi ser dem i det røde spektrum, ligesom solnedgangens sidste stråler. Der er dog også undtagelser her - i tilfælde af meget kraftfuld kilde Strålingsemissionståger er også grønne og blå. Ioniserede skyer inkluderer for eksempel Oriontågen (billedet), " Nordamerika", "Tarantula", "Pelikan" og andre.
Planetariske tåger
katteøje
Dette er en type emissionståge: sædvanligvis er sådanne objekter relativt små og har en klar form, som nogle gange ligner frosne cirkler på vand dannet af en dråbestrøm. Faktisk ser "pensioneringen" af en gigantisk stjerne så luksuriøs ud (i det mindste langvejs fra): ved at bruge den resterende brint, udvider den sig på grund af, at dens konvolut tabes. Disse stoffer omslutter store rum omkring sig og påvirkes af strålingen fra stjernens kerne. Det mest utrolige billede af en sådan proces blev opnået i stjernebilledet Draco - Cat's Eye Nebula. Dens fibrøse struktur, der ligner alle andre tåger, er forbundet med virkningen af stærke magnetiske felter fra stjerner, som har visse elledninger og hindrer den tværgående bevægelse af elektrisk ladede partikler af støv og gas.
Tåger fra chokbølger
Krabbetåge
Kilderne til sådanne bølger, der er i stand til at føre til supersoniske bevægelser af stoffer i det interstellare medium, er stjernevind eller supernovaeksplosioner. De resulterende tåger kan nå milliarder af grader i temperatur, så den opvarmede gas udsender for det meste i røntgenområdet. Imidlertid udtømmer den kinetiske energi af stof i bevægelse hurtigt sig selv, så kortlivede tåger forsvinder efter en kort (efter kosmiske standarder) tidsrum. Den mest berømte tåge af denne type er "Krabbe"-tågen i stjernebilledet Tyren, som dukkede op på himlen i 1054.
Artiklens indhold
NEBULA. Tidligere kaldte astronomer dette alle himmellegemer, der er stationære i forhold til stjernerne, og som i modsætning til dem har et diffust, sløret udseende, som en lille sky (det latinske udtryk, der bruges i astronomi for "tåge"). tåge betyder "sky"). Med tiden blev det klart, at nogle af dem, for eksempel Oriontågen, består af interstellar gas og støv og tilhører vores galakse. Andre "hvide" tåger, som dem i Andromeda og Triangulum, viste sig at være gigantiske stjernesystemer, der ligner galaksen. Her vil vi tale om gaståger.
Indtil midten af 1800-tallet. Astronomer troede, at alle tåger var fjerne stjernehobe. Men i 1860, ved at bruge et spektroskop for første gang, viste W. Hoggins, at nogle tåger er gasformige. Når lyset fra en almindelig stjerne passerer gennem et spektroskop, observeres et kontinuerligt spektrum, hvor alle farver fra violet til rød er repræsenteret; nogle steder i stjernens spektrum er der smalle mørke absorptionslinjer, men de er ret svære at bemærke - de er kun synlige i højkvalitetsfotografier af spektrene. Derfor, når det observeres med øjet, fremstår spektret af en stjernehob som et kontinuerligt farvebånd. Emissionsspektret af en fordærvet gas består tværtimod af individuelle lyse linjer, mellem hvilke der praktisk talt ikke er noget lys. Det er præcis, hvad Hoggins så, da han observerede nogle tåger gennem et spektroskop. Senere observationer bekræftede, at mange tåger faktisk er skyer af varm gas. Astronomer kalder ofte mørke diffuse objekter "tåger" - også skyer af interstellar gas, men kolde.
Typer af tåger.
Tåger er opdelt i følgende hovedtyper: diffuse tåger eller H II-områder, såsom Orion-tågen; refleksionståger som Meropetågen i Plejaderne; mørke tåger som Coalsack, der normalt forbindes med molekylære skyer; supernova-rester som retikulumtågen i Cygnus; planetariske tåger, som Ringen i Lyra.
Diffuse tåger.
Bred berømte eksempler diffuse tåger er Orion-tågen på vinterhimlen, samt lagunen og tredobbelt tåge på sommerhimlen. De mørke linjer, der skærer Triple Nebula fra hinanden, er de kolde støvskyer, der ligger foran den. Afstanden til denne tåge er ca. 2200 St. år, og dens diameter er lidt mindre end 2 sv. flere år. Massen af denne tåge er 100 gange solens. Nogle diffuse tåger, såsom Lagoon 30 Doradus og Orion-tågen, er meget større og mere massive.
I modsætning til stjerner har gaståger ikke deres egen energikilde; de lyser kun, hvis der er varme stjerner inde i eller i nærheden af dem med en overfladetemperatur på 20.000–40.000 ° C. Disse stjerner udsender ultraviolet stråling, som absorberes af tågens gas og genudsendes af den i form synligt lys. Passet gennem et spektroskop opdeles dette lys i karakteristiske emissionslinjer forskellige elementer gas
Refleksionståger.
En refleksionståge dannes, når en sky af lysspredende støvkorn oplyses af en nærliggende stjerne, hvis temperatur ikke er høj nok til at få gassen til at gløde. Små refleksionståger er nogle gange synlige i nærheden af at danne stjerner.
Mørke tåger.
Mørke tåger er skyer, der hovedsageligt består af gas og delvist af støv (masseforhold ~ 100:1). I det optiske område skjuler de galaksens centrum for os og er synlige som sorte pletter langs hele Mælkevejen, for eksempel den store kløft i Cygnus. Men i det infrarøde område og radioområdet udsender disse tåger ret aktivt. Nogle af dem danner nu stjerner. Gastætheden i dem er meget højere end i intercloud-rummet, og temperaturen er lavere, fra - 260 til - 220 ° C. De består hovedsageligt af molekylært hydrogen, men andre molekyler findes også i dem, herunder aminosyremolekyler.
Supernova-rester.
Når en gammel stjerne eksploderer, fældes dens ydre lag med en hastighed på ca. 10.000 km/s. Dette hurtigt bevægelige materiale, som en bulldozer, river interstellar gas op foran sig, og tilsammen danner de en struktur, der ligner retikulumtågen i Cygnus. Under en kollision varmes bevægelige og stationære stoffer op i en kraftig stødbølge og gløder uden yderligere kilder energi. Gassens temperatur når hundredtusindvis af grader, og den bliver en kilde røntgenstråling. Derudover intensiveres det interstellare magnetfelt i chokbølgen, og ladede partikler - protoner og elektroner - accelereres til energier, der er meget højere end energien fra termisk bevægelse. Bevægelsen af disse hurtigt ladede partikler i et magnetfelt producerer stråling i radioområdet, kaldet ikke-termisk.
Den mest interessante supernova-rest er Krabbetågen. I den har den gas, som supernovaen udstøder, endnu ikke blandet sig med interstellart stof.
I 1054 var en stjerneudbrud synlig i stjernebilledet Tyren. Billedet af udbruddet, rekonstrueret ud fra kinesiske krøniker, viser, at det var eksplosionen af en supernova, som på sit maksimum nåede en lysstyrke 100 millioner gange højere end solen. Krabbetågen er placeret præcis på stedet for det udbrud. Ved at måle hjørne størrelse og hastigheden af udvidelsen af tågen og dividere den ene med den anden, de beregnede, hvornår denne udvidelse begyndte - næsten nøjagtigt år 1054. Der er ingen tvivl: Krabbetågen er en supernova-rest.
I spektret af denne tåge er hver linje todelt. Det er klart, at en komponent af linjen, skiftede til blå side, kommer fra den del af skallen, der nærmer sig os, og den anden, forskudt til den røde side, fra den vigende. Ved hjælp af Doppler-formlen beregnede vi ekspansionshastigheden (1200 km/s) og ved at sammenligne den med vinkeludvidelseshastigheden bestemte vi afstanden til Krabbetågen: ca. 3300 St. flere år.
Krabbetågen har kompleks struktur: dens ydre fibrøse del udsender individuelle emissionslinjer, der er karakteristiske for varm gas; lukket inde i denne skal amorf krop, hvis stråling har et kontinuerligt spektrum og er stærkt polariseret. Derudover kommer der kraftfuld ikke-termisk radioemission derfra. Dette kan kun forklares med det faktum, at inde i tågen bevæger sig hurtige elektroner i et magnetfelt og udsender synkrotronstråling i en bred vifte af spektret - fra radio til røntgenstråler. Lange år Kilden til hurtige elektroner i Krabbetågen forblev mystisk, indtil det i 1968 var muligt at opdage en hurtigt roterende neutronstjerne i centrum - en pulsar, en rest af en massiv stjerne, der eksploderede for omkring 950 år siden. Neutronstjernen laver 30 omdrejninger i sekundet og besidder et enormt magnetfelt og udsender strømme af hurtige elektroner, der er ansvarlige for den observerede stråling, ind i den omgivende tåge.
Det viste sig, at mekanismen for synkrotronstråling er meget almindelig blandt aktive astronomiske objekter. I vores Galaxy kan vi pege på mange supernova-rester, der udsender som følge af elektronernes bevægelse i et magnetfelt, for eksempel den kraftige radiokilde Cassiopeia A, som en ekspanderende fibrøs skal er forbundet med i det optiske område. Fra kernen af den gigantiske elliptiske galakse M 87 udstødes en tynd stråle af varmt plasma med et magnetisk felt, der udsender i alle spektralområder. Det er uklart, om aktive processer i kernerne af radiogalakser og kvasarer er relateret til supernovaer, men fysiske processer strålingen i dem er meget ens.
Planetariske tåger.
De enkleste galaktiske tåger er planetariske. Der er omkring to tusinde af dem opdaget, og i alt er der omkring to tusinde af dem i galaksen. 20.000. De er koncentreret i den galaktiske skive, men trækker ikke, som diffuse tåger, til spiralarmene.
Når de observeres gennem et lille teleskop, fremstår planetariske tåger som slørede skiver uden mange detaljer og ligner derfor planeter. Mange af dem har en blå varm stjerne synlig nær midten; et typisk eksempel er Ringtågen i Lyra. Ligesom diffuse tåger er kilden til deres glød den ultraviolette stråling fra stjernen, der er placeret indeni.
Spektral analyse.
Til at analysere den spektrale sammensætning af nebulaens emission bruges ofte en spaltefri spektrograf. I det enkleste tilfælde placeres en konkav linse nær teleskopets fokus, hvilket gør en konvergerende lysstråle til en parallel. Den er rettet mod et prisme el diffraktionsgitter, opdele strålen i et spektrum og derefter bruge en konveks linse til at fokusere lyset på en fotografisk plade, hvilket ikke kun opnår et billede af objektet, men flere - alt efter antallet af emissionslinjer i dets spektrum. Billedet af den centrale stjerne strækkes dog til en linje, da den har et kontinuerligt spektrum.
Spektrene af gasformige tåger indeholder linjer af alle væsentlige elementer: brint, helium, nitrogen, oxygen, neon, svovl og argon. Desuden, som alle andre steder i universet, viser brint og helium sig at være meget større end resten.
Excitationen af brint- og heliumatomer i tågen sker ikke på samme måde som i et laboratoriegasudladningsrør, hvor en strøm af hurtige elektroner, der bombarderer atomerne, overfører dem til en højere energitilstand, hvorefter atomet vender tilbage. til normal tilstand, udsender lys. I tågen er der ikke sådanne energiske elektroner, der kunne excitere et atom med deres nedslag, dvs. "smid" sine elektroner i højere baner. I tågen sker "fotoionisering" af atomer ved ultraviolet stråling fra den centrale stjerne, dvs. energien fra det ankommende kvante er nok til fuldstændig at rive en elektron af atomet og lade den gå i "fri flugt". I gennemsnit går der 10 år, indtil en fri elektron møder en ion, og de igen forenes (rekombinerer) til et neutralt atom og frigiver bindingsenergi i form af lyskvanter. Rekombinationsemissionslinjer observeres i radio, optiske og infrarøde spektralområder.
De stærkeste emissionslinjer i planetariske tåger tilhører iltatomer, der har mistet en eller to elektroner, samt nitrogen, argon, svovl og neon. Desuden udsender de linjer, der aldrig observeres i deres laboratoriespektre, men kun optræder under forhold, der er karakteristiske for tåger. Disse linjer kaldes "forbudte". Faktum er, at et atom normalt er i en exciteret tilstand i mindre end en milliontedel af et sekund, og derefter går ind i en normal tilstand og udsender et kvante. Men der er nogle energiniveauer, mellem hvilke atomet laver overgange meget "modvilligt", forbliver i en ophidset tilstand i sekunder, minutter og endda timer. I løbet af denne tid, under betingelserne for en relativt tæt laboratoriegas, kolliderer atomet nødvendigvis med en fri elektron, som ændrer sin energi, og overgangen elimineres. Men i en ekstremt sjælden tåge kolliderer et ophidset atom ikke med andre partikler i lang tid, og til sidst sker der en "forbudt" overgang. Det er grunden til, at forbudte linjer først blev opdaget ikke af fysikere i laboratorier, men af astronomer, der observerede tåger. Da disse linjer ikke var til stede i laboratoriespektrene, mente man endda i nogen tid, at de tilhørte et element, der var ukendt på Jorden. De ville kalde ham "nebulium", men misforståelsen blev hurtigt opklaret. Disse linjer er synlige i spektrene af både planetariske og diffuse tåger. I spektrene af sådanne tåger er der også en svag kontinuerlig stråling, som opstår, når elektroner rekombinerer med ioner.
I spektrogrammer af tåger opnået med en spaltespektrograf fremstår linjerne ofte knækkede og splittede. Dette er Doppler-effekten, hvilket indikerer relativ bevægelse dele af tågen. Planetariske tåger udvider sig typisk radialt fra den centrale stjerne med en hastighed på 20-40 km/s. Supernova-skaller udvider sig meget hurtigere og ophidser en chokbølge foran dem. I diffuse tåger, i stedet for en generel udvidelse, observeres turbulent (kaotisk) bevægelse af individuelle dele.
Et vigtigt træk ved nogle planetariske tåger er lagdelingen af deres monokromatiske stråling. For eksempel observeres emissionen af enkelt ioniseret atomær oxygen (som har mistet en elektron) i et bredt område, i stor afstand fra den centrale stjerne, og dobbelt ioniseret (dvs. har mistet to elektroner) oxygen og neon er kun synlige i den indre del af tågen, mens firedobbelt ioniseret neon eller oxygen kun er mærkbar i dens centrale del. Dette faktum forklares ved, at de energiske fotoner, der er nødvendige for stærkere ionisering af atomer, ikke når de ydre områder af tågen, men absorberes af gassen ikke langt fra stjernen.
Med hensyn til deres kemiske sammensætning er planetariske tåger meget forskellige: elementer syntetiseret i stjernens tarme, i nogle af dem blev blandet med materialet i den udstødte skal, mens de i andre ikke var det. Mere mere kompleks sammensætning supernova-rester: det materiale, som stjernen udstøder, er stort set blandet med interstellar gas, og desuden har forskellige fragmenter af den samme rest nogle gange forskellige kemiske sammensætninger (som i Cassiopeia A). Dette materiale udsendes sandsynligvis fra forskellige dybder af stjernen, hvilket gør det muligt at teste teorien om stjerneudvikling og supernovaeksplosioner.
Oprindelse af tåger.
Diffuse og planetariske tåger har helt forskellig oprindelse. Diffuse findes altid i stjernedannelsesområder - normalt i galaksers spiralarme. De er normalt forbundet med store, kolde skyer af gas og støv, hvori stjerner dannes. En lys diffus tåge er et lille stykke af sådan en sky, opvarmet af en varm sky født i nærheden. massiv stjerne. Da sådanne stjerner dannes sjældent, ledsager diffuse tåger ikke altid kolde skyer. For eksempel er der sådanne stjerner i Orion, så der er flere diffuse tåger, men de er bittesmå sammenlignet med den usynlige mørke sky, der optager næsten hele stjernebilledet Orion. I den lille stjernedannende region Tyren er der ingen klare varme stjerner, og derfor ingen mærkbare diffuse tåger (der er kun få svage tåger nær aktive unge T Tauri-stjerner).
Planetariske tåger er skaller kastet af stjerner på sidste fase deres udvikling. En normal stjerne skinner på grund af strømninger i dens kerne termonukleære reaktioner, der omdanner brint til helium. Men når forsyningen af brint i stjernens kerne er opbrugt, sker der hurtige ændringer: Heliumkernen trækker sig sammen, skallen udvider sig, og stjernen bliver til en rød kæmpe. Disse er normalt variable stjerner såsom Mira Ceti eller OH/IR med enorme pulserende konvolutter. Til sidst smide de de ydre dele af deres skaller. Stjernens skalløse indre har en meget høj temperatur, nogle gange over 100.000 ° C. Den trækker sig gradvist sammen og bliver til en hvid dværg, berøvet en nuklear energikilde og langsomt afkøles. Således udskydes planetariske tåger centrale stjerner, mens diffuse tåger som Orion-tågen er stof, der blev efterladt ubrugt i stjernedannelsesprocessen.
Nogle eksempler på sådan brug findes stadig i dag. For eksempel kaldes Andromeda-galaksen ofte for "Andromeda-tågen".
Efterhånden som astronomi og teleskopernes opløsning udviklede sig, blev begrebet "tåge" mere og mere raffineret: nogle af "tågerne" blev identificeret som stjernehobe, mørke (absorberende) gas-støvtåger blev opdaget, og endelig i 1920'erne, først Lundmark, og derefter og Hubble, formåede at opløse en række galaksers perifere områder til stjerner og derved etablere deres natur. Siden dengang er udtrykket "tåge" blevet brugt i ovenstående betydning.
Typer af tåger
Det primære træk, der bruges i klassificeringen af tåger, er absorption eller emission (spredning) af lys af dem, det vil sige ifølge dette kriterium er tåger opdelt i mørke og lys. Førstnævnte observeres på grund af absorption af stråling fra kilder placeret bag dem, sidstnævnte - på grund af deres egen stråling eller refleksion (spredning) af lys fra nærliggende stjerner. Arten af lystågens stråling, de energikilder, der exciterer deres stråling, afhænger af deres oprindelse og kan være af forskellig art; Ofte fungerer flere strålingsmekanismer i én tåge.
Opdelingen af tåger i gas og støv er stort set vilkårlig: Alle tåger indeholder både støv og gas. Denne opdeling er historisk bestemt forskellige veje observationer og strålingsmekanismer: tilstedeværelsen af støv observeres tydeligst, når stråling absorberes af mørke tåger af kilder placeret bag dem, og når stråling fra nærliggende stjerner eller i selve tågen reflekteres, spredes eller genudsendes af støv indeholdt i tåge; den iboende emission af gaskomponenten i en tåge observeres, når den ioniseres af ultraviolet stråling fra en varm stjerne placeret i tågen (emissionsområder af H II ioniseret brint omkring stjerneforeninger eller planetariske tåger), eller når det interstellare medium opvarmes af en chokbølge på grund af en supernovaeksplosion eller påvirkning af en kraftig stjernevind af stjerner af typen Wolf-Rayet.
Mørke tåger
Mørke tåger er tætte (normalt molekylære) skyer af interstellar gas og interstellar støv, der er uigennemsigtige på grund af interstellar absorption af lys af støvet. De er normalt synlige på baggrund af lyse tåger. Mindre ofte er mørke tåger synlige direkte på baggrund af Mælkevejen. Disse er Kulsæktågen og mange mindre kaldet kæmpekugler.
Interstellar absorption af lys Av i mørke tåger varierer meget, fra 1-10 m til 10-100 m i de tætteste. Strukturen af tåger med stor A v kan kun studeres ved metoder inden for radioastronomi og submillimeter astronomi, hovedsageligt fra observationer af molekylære radiolinjer og infrarød stråling fra støv. Ofte findes individuelle tætheder med Av op til 10.000 m inde i mørke tåger, hvori der tilsyneladende dannes stjerner.
I de dele af tåger, der er gennemskinnelige i det optiske område, er den fibrøse struktur tydeligt synlig. Filamenterne og den generelle forlængelse af tåger er forbundet med tilstedeværelsen af magnetiske felter i dem, som hæmmer bevægelsen af stof på tværs af kraftlinjerne og fører til udviklingen af en række typer af magnetohydrodynamiske ustabiliteter. Støvkomponenten i nebulas stof er forbundet med magnetiske felter på grund af det faktum, at støvkorn er elektrisk ladede.
Refleksionståger
Refleksionståger er skyer af gas og støv, der er oplyst af stjerner. Hvis stjernen/stjernerne er i eller i nærheden af en interstellar sky, men ikke er varme nok til at ionisere en betydelig mængde interstellar brint omkring den, så er hovedkilden til optisk stråling fra tågen stjernelys spredt af interstellart støv. Et eksempel på sådanne tåger er tågerne omkring klare stjerner i Plejadernes hoben.
De fleste reflektionståger er placeret nær Mælkevejens plan. I en række tilfælde observeres refleksionståger på høje galaktiske breddegrader. Disse er gas-støv (ofte molekylære) skyer af forskellige størrelser, former, tætheder og masser, oplyst af den kombinerede stråling fra stjernerne i Mælkevejsskiven. De er svære at studere på grund af deres meget lave overfladelysstyrke (normalt meget svagere end himlens baggrund). Nogle gange, når de projiceres på billeder af galakser, fører de til, at billeder af galakser vises af detaljer, der ikke eksisterer i virkeligheden - haler, broer osv.
Englereflektionstågen er placeret i en højde af 300 pct. over det galaktiske plan
Nogle refleksionståger har et kometlignende udseende og kaldes komettåger. I "hovedet" af en sådan tåge er der normalt en variabel stjerne af typen T Tauri, der oplyser tågen. Sådanne tåger har ofte variabel lysstyrke og sporer (med en forsinkelse under lysets udbredelse) variabiliteten af strålingen fra de stjerner, der oplyser dem. Størrelsen af kometariske tåger er normalt små - hundrededele af en parsek.
En sjælden type refleksionståge er det såkaldte lysekko, observeret efter novaeksplosionen i 1901 i stjernebilledet Perseus. Den nye stjernes klare opblussen oplyste støvet, og i flere år blev der observeret en svag tåge, der spredte sig i alle retninger med lysets hastighed. Ud over lysekkoet dannes der efter udbrud af nye stjerner gasformige tåger, der ligner resterne af supernovaeksplosioner.
Mange reflektionståger har en finfibrøs struktur - et system af næsten parallelle filamenter, der er flere hundrede eller tusindedele af en parsek tyk. Filamenternes oprindelse er relateret til fløjte eller permutationsustabilitet i en tåge gennemtrængt af et magnetfelt. Fibre af gas og støv skubber magnetfeltlinjerne fra hinanden og trænger ind imellem dem og danner tynde filamenter.
At studere fordelingen af lysstyrke og polarisering af lys over overfladen af refleksionståger, samt måling af disse parametres afhængighed af bølgelængde, gør det muligt at etablere sådanne egenskaber af interstellart støv som albedo, spredningsindikator, størrelse, form og orientering af støvkorn.
Tåger ioniseret af stråling
Stråling-ioniserede tåger er områder af interstellar gas, der er blevet stærkt ioniseret af stråling fra stjerner eller andre kilder til ioniserende stråling. De lyseste og mest udbredte såvel som de mest undersøgte repræsentanter for sådanne tåger er områder med ioniseret brint (H II-zoner). I H II-zoner er stoffet næsten fuldstændigt ioniseret og opvarmet til en temperatur på ~10 4 K af ultraviolet stråling fra stjernerne placeret inde i dem. Inde i HII-zonerne bearbejdes al stjernens stråling i Lyman-kontinuummet til stråling i linjerne af underordnede rækker, i overensstemmelse med Rosselands sætning. Derfor er der i spektret af diffuse tåger meget lyse linjer i Balmer-serien såvel som Lyman-alfa-linjen. Kun sjældne lavdensitets H II-zoner ioniseres af stjernestråling, i de såkaldte. koronal gas.
Tåger ioniseret af stråling omfatter også de såkaldte zoner af ioniseret kulstof (zonerne C II), hvor kulstof er næsten fuldstændig ioniseret af lyset fra de centrale stjerner. C II-zoner er typisk placeret omkring H II-zoner i neutrale brint (H I)-områder og manifesterer sig via carbon-rekombinationsradiolinjer, der ligner dem for brint og helium. C II-zoner observeres også i den infrarøde C II-linje (λ = 156 μm). C II-zoner er karakteriseret ved en lav temperatur på 30-100 K og en lav grad af ionisering af miljøet som helhed: 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.
Strålingioniserede tåger forekommer også omkring kraftige røntgenkilder i Mælkevejen og andre galakser (inklusive aktive galaktiske kerner og kvasarer). De er ofte kendetegnet ved højere temperaturer end i H II-zoner og mere høj grad ionisering af tunge grundstoffer.
Planetariske tåger
En type emissionståge er planetariske tåger, dannet af de øverste udstrømmende lag af stjerneatmosfærer; normalt er dette en skal udstødt af en kæmpe stjerne. Tågen udvider sig og lyser i det optiske område. De første planetariske tåger blev opdaget af W. Herschel omkring 1783 og blev navngivet så for deres ydre lighed med planeternes skiver. Det er dog ikke alle planetariske tåger, der er skiveformede: mange er ringformede eller symmetrisk langstrakte i en bestemt retning (bipolære tåger). En fin struktur i form af jetfly, spiraler og små kugler er mærkbar inde i dem. Udvidelseshastigheden af planetariske tåger er 20-40 km/s, diameter er 0,01-0,1 pc, typisk vægt omkring 0,1 solmasse, levetid omkring 10 tusind år.
Tåger skabt af chokbølger
Variationen og mangfoldigheden af kilder til supersonisk bevægelse af stof i det interstellare medium fører til et stort antal og mangfoldighed af tåger skabt af chokbølger. Typisk er sådanne tåger kortlivede, da de forsvinder, efter at den bevægelige gass kinetiske energi er opbrugt.
De vigtigste kilder til stærke chokbølger i det interstellare medium er stjerneeksplosioner - udstødninger af skaller under eksplosioner af supernovaer og novaer samt stjernevind (som følge af sidstnævnte dannes der såkaldte stjernevindbobler). I alle disse tilfælde er der punktkilde udstødning af stof (stjerne). De stjernetåger, der er skabt på denne måde, ser ud som en ekspanderende skal, tæt på sfærisk i form.
Det udstødte stof har hastigheder i størrelsesordenen hundreder og tusinder af km/s, så gastemperaturen bag fronten chokbølge kan nå mange millioner og endda milliarder af grader.
En gas opvarmet til en temperatur på flere millioner grader udsender hovedsageligt i røntgenområdet, både i det kontinuerlige spektrum og i spektrale linjer. I optiske spektrallinjer lyser det meget svagt. Når chokbølgen møder inhomogeniteter i det interstellare medium, bøjer den rundt om tæthederne. En langsommere chokbølge forplanter sig inde i sælerne og forårsager stråling i spektrallinjerne i det optiske område. Resultatet er lyse fibre, der er tydeligt synlige på fotografier. Hovedchokfronten, der komprimerer en klump interstellar gas, sætter den i bevægelse i retning af dens udbredelse, men med en hastighed, der er lavere end chokbølgens.
Rester af supernovaer og novaer
De lyseste tåger skabt af chokbølger er forårsaget af supernovaeksplosioner og kaldes supernovarester. De spiller meget vigtig rolle i dannelsen af strukturen af interstellar gas. Sammen med de beskrevne træk er de kendetegnet ved ikke-termisk radioemission med et effektlovspektrum, forårsaget af relativistiske elektroner accelereret både under supernovaeksplosionen og senere af den pulsar, der normalt forbliver efter eksplosionen. Tåger forbundet med nova-eksplosioner er små, svage og kortvarige.
Tåger omkring Wolf-Rayet stjerner
Thors hjelm - Nebula omkring Wolf-Rayet Star
En anden type tåge skabt af chokbølger er forbundet med stjernevinden fra Wolf-Rayet-stjerner. Disse stjerner er karakteriseret ved en meget kraftig stjernevind med en masseflux pr. år og en udstrømningshastighed på 1·10 3 -3·10 3 km/s. De skaber tåger, der er flere parsec i størrelse med lyse filamenter ved kanten af en sådan stjernes astrosfære. I modsætning til resterne af supernovaeksplosioner er radioemissionen af disse tåger af termisk karakter. Levetiden for sådanne tåger er begrænset af varigheden af stjernernes ophold i Wolf-Rayet-stjernestadiet og er tæt på 10 5 år.
Tåger omkring O stjerner
Egenskaberne svarer til tåger omkring Wolf-Rayet-stjerner, men dannet omkring de klareste varme stjerner spektral klasse O - Af, at have en stærk stjernevind. De adskiller sig fra stjernetåger forbundet med Wolf-Rayet-stjerner i deres lavere lysstyrke, større størrelse og tilsyneladende længere levetid.
Tåger i stjernedannende områder
Orion A-tågen er en kæmpe stjernedannende region
Chokbølger med lavere hastigheder opstår i områder af det interstellare medium, hvor stjernedannelse finder sted. De fører til opvarmning af gas til hundreder og tusinder af grader, excitation af molekylære niveauer, delvis ødelæggelse af molekyler og opvarmning af støv. Sådanne chokbølger er synlige i form af aflange tåger, der primært lyser i det infrarøde. En række af sådanne tåger er blevet opdaget, for eksempel i stjernedannelsescentret forbundet med Oriontågen.
Gas- og støvtåger - universets palet
Universet er i bund og grund næsten tomt rum. Stjernerne optager kun en lille brøkdel af det. Gas er dog til stede overalt, dog i meget små mængder. Det er hovedsageligt brint, det letteste kemiske grundstof. Hvis du "øser" stof op fra det interstellare rum i en afstand af 1-2 lysår fra Solen med en almindelig tekop (volumen ca. 200 cm3), så vil det indeholde cirka 20 brintatomer og 2 heliumatomer. I samme volumen som normalt atmosfærisk luft indeholder 1022 ilt- og nitrogenatomer Alt, hvad der fylder rummet mellem stjerner inde i galakser, kaldes det interstellare medium. Og det vigtigste, der udgør det interstellare medium, er interstellar gas. Det er ganske jævnt blandet med interstellart støv og gennemtrænges af interstellare magnetfelter, kosmiske stråler og elektromagnetisk stråling.
Stjerner dannes af interstellar gas, som i de senere stadier af evolutionen igen afgiver en del af deres stof til det interstellare medium. Nogle af stjernerne, når de dør, eksploderer som supernovaer og kaster tilbage til rummet en betydelig del af det brint, som de engang blev dannet af. Men hvad der er meget vigtigere er, at sådanne eksplosioner udsender en stor mængde tunge grundstoffer dannet i stjernernes tarme som et resultat af termonukleare reaktioner. Både Jorden og Solen kondenserede til interstellare rum fra gas beriget på denne måde med kulstof, ilt, jern og andre kemiske grundstoffer. For at forstå mønstrene i en sådan cyklus skal du vide, hvordan nye generationer af stjerner successivt kondenserer fra interstellar gas. Forstå hvordan stjerner dannes - vigtigt mål forskning i interstellart stof.
For 200 år siden blev det klart for astronomerne, at der udover planeter, stjerner og kometer, der af og til dukkede op, blev observeret andre objekter på himlen. På grund af deres tågede udseende blev disse genstande kaldt stjernetåger. Den franske astronom Charles Messier (1730-1817) blev tvunget til at oprette et katalog over disse tågede objekter for at undgå forvirring, når han ledte efter kometer. Hans katalog indeholdt 103 genstande og blev udgivet i 1784. Det er nu kendt, at arten af disse genstande, først kombineret i generel gruppe kaldet "tåger", er helt anderledes. Den engelske astronom William Herschel (1738-1822), der observerede alle disse objekter, opdagede yderligere to tusinde nye tåger på syv år. Han identificerede også en klasse af tåger, der ud fra et observationssynspunkt forekom ham anderledes end resten. Han kaldte dem " planetariske tåger", da de havde en vis lighed med planeternes grønlige skiver. Således vil vi overveje følgende objekter: interstellar gas, interstellar støv, mørke tåger, lette tåger (selvlysende og refleksion), planetariske tåger.
Omkring en million år efter udvidelsen begyndte, var universet stadig relativt homogen blanding gas og stråling. Der var ingen stjerner eller galakser. Stjerner dannedes noget senere som følge af gaskompression under påvirkning af sin egen tyngdekraft. Denne proces kaldes gravitationel ustabilitet. Når en stjerne kollapser under sin egen enorme tyngdekraft, bliver dens indre lag kontinuerligt komprimeret. Denne kompression fører til opvarmning af stoffet. Ved temperaturer over 107 K begynder reaktioner, der fører til dannelse af tunge grundstoffer. Den nuværende kemi i solsystemet er resultatet af reaktioner termonuklear fusion, der forekommer i de første generationer af stjerner.
Det stadie, hvor det materiale, der kastes ud under Supernova-eksplosionen, blandes med interstellar gas og trækker sig sammen og igen danner stjerner, er det mest komplekse og mindre velforstået end alle andre stadier. For det første er den interstellare gas i sig selv inhomogen; den har en ujævn, uklar struktur. For det andet fejer supernovaskallen, der ekspanderer med enorm hastighed, fortyndet gas ud og komprimerer den, hvilket øger inhomogeniteterne. For det tredje, efter blot hundrede år, indeholder supernova-resten mere interstellar gas, der er fanget undervejs, end stjernestof. Derudover er stoffet ikke blandet perfekt. Billedet til højre viser supernova-resten i Cygnus (NGC 6946). Det menes, at fibrene er dannet ved at ekspandere skaller af gas. Der er synlige hvirvler og sløjfer, dannet af den glødende gas fra resten, der udvider sig med hastigheder på mange tusinde kilometer i sekundet. Spørgsmålet kan opstå: hvordan ender den kosmiske cyklus i sidste ende? Gasreserverne er faldende. Det meste af gassen forbliver trods alt i lavmassestjerner, som dør stille og roligt og ikke skubber deres stof ud i det omgivende rum. Over tid vil dens reserver være så opbrugt, at ikke en eneste stjerne vil være i stand til at dannes. Til den tid vil Solen og andre gamle stjerner forsvinde. Universet vil gradvist dykke ned i mørke. Men universets endelige skæbne kan være anderledes. Udvidelsen vil gradvist stoppe og blive erstattet af kompression. Efter mange milliarder af år vil universet igen krympe til en ufattelig høj tæthed.
Interstellar gas
Interstellar gas udgør omkring 99 % af massen af hele det interstellare medium og omkring 2 % af vores galakse. Gastemperaturen varierer fra 4 K til 106 K. Interstellar gas udsender også i et bredt område (fra lange radiobølger til hård gammastråling). Der er områder, hvor interstellar gas er i en molekylær tilstand (molekylære skyer) - det er de tætteste og koldeste dele af interstellar gas. Der er områder, hvor den interstellare gas består af neutrale brintatomer (HI-områder) og områder af ioniseret brint (H II-områder), som er lyse emissionståger omkring varme stjerner.
Sammenlignet med Solen indeholder den interstellare gas mærkbart mindre tunge grundstoffer, især aluminium, calcium, titanium, jern og nikkel. Interstellar gas findes i galakser af alle typer. Det meste af det er i uregelmæssige (irregulære) galakser, og mindst af alt i elliptiske galakser. I vores Galaxy er den maksimale gas koncentreret i en afstand af 5 kpc fra centrum. Observationer viser, at udover ordnet bevægelse omkring galaksens centrum har interstellare skyer også kaotiske hastigheder. Efter 30-100 millioner år kolliderer en sky med en anden sky. Der dannes gas-støvkomplekser. Stoffet i dem er tæt nok til at forhindre hovedparten af gennemtrængende stråling i at passere til store dybder. Derfor er den interstellare gas inde i komplekserne køligere end i de interstellare skyer. Komplekse processer transformationer af molekyler, sammen med gravitationel ustabilitet, fører til fremkomsten af selvgraviterende klumper - protostjerner. Molekylære skyer skulle således hurtigt (på mindre end 106 år) blive til stjerner. Interstellar gas udveksler konstant materiale med stjerner. Ifølge estimater overføres cirka 5 solmasser af gas om året i øjeblikket til stjerner i galaksen.
Region M 42 i stjernebilledet Orion, hvor i vores tiden løber aktiv stjernedannelsesproces. Tågen lyser, fordi gassen opvarmes af varm stråling fra nærliggende klare stjerner. Så under galaksernes udvikling opstår en cirkulation af stof: interstellar gas -> stjerner -> interstellar gas, hvilket fører til en gradvis stigning i indholdet af tunge grundstoffer i den interstellare gas og stjerner og et fald i mængden af interstellar gas i hver galakse. Det er muligt, at der i galaksens historie kunne have været forsinkelser i stjernedannelsen i milliarder af år.
Interstellar støv
Lille partikler, spredt i det interstellare rum er næsten ensartet blandet med interstellar gas. Dimensionerne af de store gas-støvkomplekser, som vi diskuterede ovenfor, når titusinder af hundreder af parsek, og deres masse er cirka 105 solmasser. Men der er også små tætte gasstøvformationer - kugler i størrelse fra 0,05 til flere pc'er og vejer kun 0,1 - 100 solmasser. Interstellare støvkorn er ikke sfæriske og deres størrelse er cirka 0,1-1 mikron. De består af sand og grafit. De er dannet i skallerne af sene røde kæmper og supergiganter, skallerne af novaer og supernovaer, i planetariske tåger og nær protostjerner. Den ildfaste kerne er dækket af en skal af is med urenheder, som igen er omsluttet af et lag atomart brint. Støvkorn i det interstellare medium går enten i stykker som følge af sammenstød med hinanden ved hastigheder over 20 km/s eller holder sig omvendt sammen, hvis hastigheden er mindre end 1 km/s. 
Tilstedeværelsen af interstellart støv i det interstellare medium påvirker strålingsegenskaberne for de undersøgte himmellegemer. Støvkorn svækker lyset fra fjerne stjerner og ændrer dets spektrale sammensætning og polarisering. Derudover absorberer støvkorn ultraviolet stråling fra stjerner og bearbejder den til stråling med lavere energi. En sådan stråling bliver til sidst infrarød og observeres i spektrene af planetariske tåger, H II-zoner, cirkumstellare hylstre og Seyfert-galakser. Forskellige molekyler kan aktivt dannes på overfladen af støvpartikler. Støvkorn er typisk elektrisk ladede og interagerer med interstellare magnetfelter. Det er til støvkorn, vi skylder en sådan effekt som kosmisk maserstråling. Det forekommer i skallerne af sene kølige stjerner og i molekylære skyer (H I og H II zoner). Denne effekt af at forstærke mikrobølgestråling "virker", når et stort antal molekyler befinder sig i en ustabil exciteret rotations- eller vibrationstilstand, og så er det nok for en foton at passere gennem mediet for at forårsage en lavinelignende overgang af molekylerne til grundtilstanden med minimal energi. Og som et resultat ser vi en snævert rettet (sammenhængende) meget kraftig strøm af radioemission. Figuren viser et vandmolekyle. Radioemission fra dette molekyle sker ved en bølgelængde på 1,35 cm. Desuden vises en meget lys maser på molekyler af interstellar hydroxyl OH ved en bølgelængde på 18 cm. Et andet masermolekyle SiO er placeret i skallerne af kolde stjerner, der er i sidste fase af stjernernes udvikling og udvikling hen imod en planetarisk tåge.
Mørke tåger
Tåger er områder af det interstellare medium, der skiller sig ud ved deres stråling eller absorption mod den generelle baggrund af himlen. Mørke tåger er tætte (normalt molekylære) skyer af interstellar gas og støv, der er uigennemsigtige på grund af interstellar absorption af lys af støvet. Nogle gange er mørke tåger synlige direkte mod baggrunden af Mælkevejen. Sådan er for eksempel Kulsæktågen og talrige kugler. I de dele, der er gennemskinnelige for det optiske område, er den fibrøse struktur tydeligt synlig. Filamenterne og den generelle forlængelse af mørke tåger er forbundet med tilstedeværelsen af magnetiske felter i dem, som hæmmer bevægelsen af stof på tværs af magnetiske kraftlinjer.
Lyståger
Refleksionståger er skyer af gas og støv, der er oplyst af stjerner. Et eksempel på en sådan tåge er Plejaderne. Lys fra stjerner spredes af interstellart støv. De fleste reflektionståger er placeret nær galaksens plan. Nogle refleksionståger har et kometlignende udseende og kaldes komettåger. I spidsen af sådan en tåge er der normalt en variabel stjerne af typen T Tauri, som oplyser tågen. En sjælden type refleksionståge er "lysekkoet", der blev observeret efter Nova-udbruddet i 1901 i stjernebilledet Perseus. Et skarpt udbrud fra stjernen oplyste støvet, og i flere år blev der observeret en svag tåge, der spredte sig i alle retninger med lysets hastighed. Billedet til venstre ovenfor viser stjernehob"Pleiader" med stjerner omgivet af lette tåger. Hvis en stjerne, der er i eller i nærheden af en tåge, er varm nok, vil den ionisere gassen i tågen. Så begynder gassen at gløde, og tågen kaldes selvlysende eller strålings-ioniseret tåge.
De lyseste og mest udbredte såvel som de mest undersøgte repræsentanter for sådanne tåger er zonerne med ioniseret hydrogen H II. Der er også C II-zoner, hvor kulstof er næsten fuldstændig ioniseret af lys fra de centrale stjerner. C II-zonerne er sædvanligvis placeret omkring H II-zonerne i områderne med neutral brint H I. De er ligesom indlejret i hinanden. Supernova-rester (se billedet til højre ovenfor), novaskaller og stjernevinde er også selvlysende tåger, da gassen i dem opvarmes til mange millioner K (bag chokbølgefronten). Wolf-Rayet stjerner producerer meget kraftige stjernevinde. Som et resultat opstår der flere parsecs store tåger med lyse filamenter omkring dem. Tåger omkring lyse varme stjerner af spektraltyperne O ligner hinanden - Af stjerner, som også har en kraftig stjernevind.
Planetariske tåger
I midten af det 19. århundrede blev det muligt at fremlægge seriøse beviser for, at disse tåger tilhører selvstændig klasse genstande. Et spektroskop dukkede op. Joseph Fraunhofer opdagede, at Solen udsender et kontinuerligt spektrum, punkteret med skarpe absorptionslinjer. Det viste sig, at mange planeter også har spektrum. karaktertræk solspektrum. Stjernerne viste også et kontinuerligt spektrum, men hver af dem havde sit eget sæt absorptionslinjer. William Heggins (1824-1910) var den første til at studere spektret af en planetarisk tåge. Det var en lysende tåge i stjernebilledet Draco NGC 6543. Heggins havde tidligere observeret stjernernes spektre i et helt år, men spektret af NGC 6543 var helt uventet. Videnskabsmanden opdagede kun en enkelt, lys linje. Samtidig viste den lyse Andromedatåge et kontinuerligt spektrum, der var karakteristisk for stjernernes spektre. Vi ved nu, at Andromedatågen faktisk er en galakse, og derfor består af mange stjerner. I 1865 opdagede den samme Heggins, ved hjælp af et spektroskop med højere opløsning, at denne "enkelte" lyse linje består af tre separate linjer. En af dem blev identificeret med Balmer-linjen af hydrogen Hb, men de to andre, længere bølgelængde og mere intense, forblev uigenkendte. De blev tilskrevet et nyt grundstof - nebulium. Det var først i 1927, at dette grundstof blev identificeret med iltionen. Og linjerne i spektrene af planetariske tåger kaldes stadig tågeformede.
Så var der problemet med de centrale stjerner i planetariske tåger. De er meget varme, hvilket sætter planetariske tåger foran stjerner af tidlige spektraltyper. Imidlertid førte undersøgelser af rumlige hastigheder til det stik modsatte resultat. Her er dataene om de rumlige hastigheder af forskellige objekter: diffuse tåger - små (0 km/s), klasse B-stjerner - 12 km/s, klasse A-stjerner - 21 km/s, klasse F-stjerner - 29 km/s, klasse G stjerner - 34 km/s, K klasse stjerner - 12 km/s, M klasse stjerner - 12 km/s, planetariske tåger - 77 km/s. Først da udvidelsen af planetariske tåger blev opdaget, var det muligt at beregne deres alder. Det viste sig at være cirka 10.000 år. Dette var det første bevis på, at måske de fleste stjerner gennemgår et planetarisk tågestadium. En planetarisk tåge er således et system af en stjerne, kaldet tågekernen, og en lysende symmetrisk omgiver den gasskal(nogle gange flere skaller). Tågens skal og dens kerne er genetisk forbundet. Planetariske tåger er karakteriseret ved et emissionsspektrum, der adskiller sig fra emissionsspektrene fra galaktiske diffuse tåger i høj grad excitation af atomer. Ud over linjerne med dobbeltioniseret oxygen observeres linjerne C IV, O V og endda O VI. Massen af skallen af den planetariske tåge er cirka 0,1 solmasser. Alle de forskellige former for planetariske tåger opstår sandsynligvis fra projektionen af deres grundlæggende toroidale struktur på himmelsfæren i forskellige vinkler.
Skallene af planetariske tåger udvider sig i det omgivende rum med hastigheder på 20 - 40 km/s under påvirkning af det indre tryk af varm gas. Når skallen udvider sig, bliver den tyndere, dens glød svækkes, og til sidst bliver den usynlig. Kernerne af planetariske tåger er varme stjerner af tidlige spektralklasser, der undergår betydelige ændringer i løbet af tågen. Deres temperaturer er normalt 50 - 100 tusind K. Kernerne i gamle planetariske tåger er tæt på hvide dværge, men samtidig meget lysere og varmere end typiske genstande af denne art. Blandt kernerne er der også dobbeltstjerner. Dannelsen af en planetarisk tåge er et af stadierne i de fleste stjerners udvikling. Når man overvejer denne proces, er det praktisk at opdele den i to dele: 1) fra det øjeblik, tågen slynges ud til det stadie, hvor stjernens energikilder stort set er opbrugt; 2) udvikling af den centrale stjerne fra hovedrækkefølge før tågen bryder ud. Udviklingen efter nebula-udstødningen er ret godt undersøgt både observationsmæssigt og teoretisk. Mere tidlige stadier meget mindre klar. Især stadiet mellem den røde kæmpe og tågeudkastet.
De centrale stjerner med den laveste lysstyrke er normalt omgivet af de største, og derfor ældste, tåger. Billedet til venstre viser planettågen Dumbbell M 27 i stjernebilledet Vulpecula. Lad os huske lidt teorien om stjernernes udvikling. Når man bevæger sig væk fra hovedsekvensen, begynder det vigtigste trin i stjerneudviklingen, efter at brinten i de centrale områder er helt udbrændt. Så begynder de centrale områder af stjernen at trække sig sammen og frigive tyngdekraften. På dette tidspunkt begynder det område, hvor brinten stadig brænder, at bevæge sig udad. Konvektion opstår. Dramatiske ændringer begynder i stjernen, når massen af den isotermiske heliumkerne udgør 10-13 % af stjernens masse. De centrale områder begynder hurtigt at trække sig sammen, og stjernens hylster udvider sig - stjernen bliver en kæmpe, der bevæger sig langs den røde kæmpegren. Kernen, krympende, opvarmes. Til sidst begynder heliumforbrænding i den. Efter en vis periode er heliumreserverne også opbrugt. Så begynder den anden "opstigning" af stjernen langs den røde kæmpegren. Stjernens kerne, der består af kulstof og ilt, trækker sig hurtigt sammen, og skallen udvider sig til gigantiske proportioner. Sådan en stjerne kaldes en asymptotisk kæmpe grenstjerne. På dette stadium har stjerner to lag forbrændingskilder - brint og helium - og begynder at pulsere.
Resten evolutionær vej meget mindre undersøgt. I stjerner med masser over 8-10 solmasser antændes kulstoffet i kernen til sidst. Stjerner bliver supergiganter og fortsætter med at udvikle sig, indtil en kerne af jernspidselementer (nikkel, mangan, jern) er dannet. Denne centrale kerne kollapser sandsynligvis for at danne en neutronstjerne, med skallen udstødt som en supernova. Det er tydeligt, at planetariske tåger er dannet af stjerner med masser af mindre end 8-10 solmasser. To kendsgerninger tyder på, at forfædrene til planetariske tåger er røde kæmper. For det første er stjerner i den asymptotiske gren fysisk meget lig planetariske tåger. Den røde kæmpes kerne minder i masse og størrelse meget om den centrale stjerne i en planetarisk tåge, hvis den røde kæmpes udvidede, spinkle atmosfære fjernes. For det andet, hvis tågen udstødes af en stjerne, skal den have en minimumshastighed, der er tilstrækkelig til at undslippe gravitationsfeltet. Beregninger viser, at kun for røde kæmper er denne hastighed sammenlignelig med ekspansionshastigheden af skallerne på planetariske tåger (10-40 km/s). I dette tilfælde estimeres stjernens masse til 1 solmasse, og radius ligger inden for 100-200 solradier (en typisk rød kæmpe). Afslutningsvis bemærker vi, at de mest sandsynlige kandidater til rollen som forfædre til planetariske tåger er variable stjerner som Mira Ceti. Repræsentanter for et af overgangsstadierne mellem stjerner og stjernetåger kan være symbiotiske stjerner. Og vi kan selvfølgelig ikke ignorere objektet, FG Sge (på billedet øverst til højre). Således bliver de fleste stjerner, hvis masse er mindre end 6-10 solmasser, til sidst planetariske tåger.I de foregående stadier mister de det meste af deres oprindelige masse; kun kernen med en masse på 0,4-1 solmasse er tilbage, som bliver til en hvid dværg. Massetab påvirker ikke kun selve stjernen, men også forholdene i det interstellare medium og fremtidige generationer af stjerner.