Disse mystiske objekter, der ser på mennesker fra dybet af rummet, har længe tiltrukket sig opmærksomheden hos dem, for hvem observation af himlen er blevet en del af livet. Selv i kataloget af den antikke græske videnskabsmand Hipparchus blev flere tågede genstande noteret på stjernehimlen. Og hans kollega, Ptolemæus, tilføjede fem flere tåger til sit katalog til dem, der allerede var kendt. Før Galileos opfindelse af teleskopet var der ikke mange genstande af denne type, der kunne ses med det blotte øje. Men allerede i 1610 opdagede et primitivt teleskop designet af Galileo rettet mod himlen Oriontågen der. To år senere blev Andromeda-tågen opdaget. Og siden da, efterhånden som teleskoperne blev forbedret, begyndte flere og flere nye opdagelser, som til sidst førte til identifikation af en særlig klasse af stjerneobjekter - stjernetåger.
Efter nogen tid var der nok kendte tåger til, at de begyndte at forstyrre søgningen efter nye objekter, såsom kometer. Så i 1784 kompilerede den franske astronom Charles Messier, som var engageret i jagten på kometer, verdens første katalog over kosmiske tåger, som blev offentliggjort i flere dele. I alt var der 110 kendte genstande af denne klasse på det tidspunkt.
Da han kompilerede kataloget, gav Messier dem numrene M1, M2 og så videre, op til M110. Mange genstande i dette katalog har stadig denne betegnelse.
På det tidspunkt vidste man dog ikke, at arten af forskellige tåger var fuldstændig forskellig fra hinanden. For astronomer var de simpelthen tågede pletter, forskellige fra almindelige stjerner.
Nu, takket være astronomiens resultater, ved vi usammenligneligt mere om stjernetåger. Hvad er disse mystiske genstande, og hvordan adskiller de sig fra hinanden?
Først og fremmest vil mange sikkert blive overrasket over at høre, at der ikke kun er lyståger. I dag er der mange kendte objekter kaldet mørke tåger. De er tætte skyer af interstellart støv og gas, der er uigennemsigtige for lys på grund af absorption af støvet i tågen. Sådanne tåger træder tydeligt frem på baggrund af stjernehimlen eller på baggrund af lette tåger. Et klassisk eksempel på sådan en tåge er Coalsack-tågen i stjernebilledet Sydkorset. Det sker ofte, at en sådan tåge tjener som materiale til dannelsen af nye stjerner i sin region på grund af den store mængde interstellart stof.
Hvad angår lyståger, indeholder de også gas og støv. Imidlertid kan flere faktorer være ansvarlige for gløden af en sådan tåge. For det første er dette tilstedeværelsen af en stjerne inde i sådan en tåge eller ved siden af den. I dette tilfælde, hvis stjernen ikke er for varm, lyser tågen på grund af lyset, der reflekteres og spredes af det kosmiske støv, der er inkluderet i dens sammensætning. Denne tåge kaldes en refleksionståge. Et klassisk eksempel på sådan en genstand er den måske velkendte Pleiades-klynge.
En anden type lyståge er ioniseret tåge. Sådanne tåger dannes som et resultat af stærk ionisering af den interstellare gas, der er inkluderet i deres sammensætning. Årsagen til dette er strålingen fra en nærliggende varm stjerne eller et andet objekt, der er en kilde til kraftig stråling, herunder ultraviolet og røntgenstråler. Således findes lyse ioniserede tåger i kernerne af aktive galakser og kvasarer. En række af disse tåger, også kendt som Region H II, er steder med aktiv stjernedannelse. De varme unge stjerner, der dannes inde i den, ioniserer tågen med kraftig ultraviolet stråling.
En anden type kosmisk tåge er planetarisk tåge. Disse objekter opstår som et resultat af, at den ydre skal kastes af en kæmpe stjerne med en masse på 2,5 til 8 solmasser. Denne proces opstår under en nova-eksplosion (ikke at forveksle med en supernova-eksplosion, det er forskellige ting!), når en del af stjernestoffet slynges ud i det ydre rum. Sådanne tåger har form som en ring eller skive, såvel som en kugle (for novaer).
En Supernova-eksplosion efterlader også en lysende tåge, opvarmet til flere millioner grader under eksplosionen. Disse er meget lysere lysfarvede tåger end almindelige planetariske tåger. Deres levetid er meget kort efter kosmiske standarder - ikke mere end 10 tusind år, hvorefter de smelter sammen med det omgivende interstellare rum. 
En sjældnere og mere eksotisk type tåge er tågen omkring Wolf-Rayet-stjernerne. Disse er stjerner med en meget høj temperatur og lysstyrke, med kraftig stråling og hastigheden af udstrømning af stjernestof fra deres overflade (over 1000 kilometer i sekundet). Sådanne stjerner ioniserer interstellar gas inden for en radius af adskillige parsec. Der kendes dog meget få stjerner af denne type (der er godt 230 i vores galakse), derfor er der tilsvarende få tåger af denne type.
Som du kan se, er vores viden om kosmiske tåger i dag ret omfattende, selvom der selvfølgelig stadig er en del usikkerhed om processerne for deres dannelse og liv. Dette forhindrer os dog slet ikke i at beundre deres skønhed på samme måde som vores mindre vidende forfædre gjorde.
Nogle af mine yndlingsobjekter)). Og det er endnu mere overraskende, at sådanne skønheder ikke er inkluderet i albummet. Derfor vil jeg råde bod på det (især da jeg lovede at fortsætte med tåger).
Hvad er en planetarisk tåge? Dette er en stjerne, kaldet kernen af tågen, og en glødende skal af gas, der omgiver den. Planetariske tåger blev opdaget af W. Herschel omkring 1783. Navnet afspejler deres visse lighed med skiverne på de ydre planeter - Uranus og Neptun. Der er cirka 1.500 kendte planetariske tåger. Med udviklingen af observationsteknologi blev det muligt at se lignende objekter i de magellanske skyer, i Andromedatågen og i en række andre galakser.
I løbet af deres liv mister stjerner løbende stof i form af det såkaldte. stjernevind. Afhængigt af stjernens masse og det evolutionære stadium, den er i, kan massetabet være større eller mindre. Vores sol, for eksempel, taber nu stof meget langsomt, dette er typisk for ikke særlig massive hovedsekvensstjerner. Men selv en svag solvind fører til nogle konsekvenser, for eksempel viser det sig at være årsagen til et så smukt fænomen som nordlys. I fremtiden vil Solen miste stof meget mere aktivt. Afgrænsningen af en rød kæmpeskal svarer til tabet af ret meget masse i form af en langsom stjernevind. Det er dette stof, der vil udgøre den fremtidige tåge, og tågens udseende afhænger af dens struktur. Den udstødte skal i sig selv vil dog ikke lyse klart: for fødslen af en planetarisk tåge er en kollision af to vinde nødvendig.
Scenariet for dannelsen af en planetarisk tåge er som følger. I første omgang skal stjernen miste betydelig masse i form af en langsom stjernevind. Dette kunne for eksempel være en udskudt skal af en rød kæmpe (en anden mulighed er forbundet med evolution i et binært system). Efter at skallen er fældet, forbliver en varm kerne fra stjernen. Det bliver en kilde til meget hurtig stjernevind, strømningshastigheden er omkring 1000 km i sekundet. En hurtig vind indhenter en kraftig langsom strøm, og deres kollision får stoffet til at gløde, som om det afslører et allerede "vævet" indviklet mønster.
Vil vores sol nogensinde præsentere et sådant billede? Helix-tågen- et meget tæt eksempel på en planetarisk tåge, der dukker op i slutningen af en stjerne, der ligner vores sol. Den gas, som stjernen skubber ud i det omgivende rum, giver indtryk af, at vi ser på krøllen af en spiral. Den stjernekerne, der er tilbage i midten, skulle til sidst blive til en hvid dværg. Den centrale stjerne udsender intens stråling, der får den udsendte gas til at gløde. Helixtågen er placeret i stjernebilledet Vandmanden og er i kataloget udpeget som NGC 7293. Denne tåge er placeret i en afstand af 650 lysår fra os, dens dimensioner er 2,5 lysår. Den fotomontage, du ser, er baseret på de seneste billeder fra ACS-kameraet (Advanced Camera for Surveys) om bord på Hubble-rumteleskopet og vidvinkelbilleder fra Mosaic Camera installeret på 0,9-m-teleskopet ved Whale Peak-observatoriet. Et nærbillede af den indre kant af Helix-tågen afslører en kompleks struktur af gasformationer af ukendt oprindelse. 
Planetarisk timeglaståge
Dette er et billede af den unge planetariske tåge MyCn18, der ligger cirka 8 tusinde lysår væk. år blev opnået af Wide Field Planetary Camera 2 om bord på rumteleskopet. Billedet blev syntetiseret ud fra tre forskellige billeder taget i den røde linje af ioniseret nitrogen, den grønne linje af brint og den blå linje af dobbelt ioniseret oxygen.
Tidligere billeder fra Jorden viser to krydsende ringe, men mangler detaljer. Ifølge en teori er dannelsen af denne form forbundet med en hurtig stjernevind inde i en langsomt ekspanderende sky, som har en tæthed større ved polerne end ved ækvator. Rumteleskopet opdagede også andre nye uventede egenskaber i strukturen af denne tåge. For eksempel er der et par krydsende ringe i det centrale område og talrige buer. Disse træk kan tilfredsstillende forklares ved tilstedeværelsen af en usynlig ledsagerstjerne.
Den planetariske tåge, der er afbildet her, kaldes Shapley 1 til ære for den berømte astronom Harlow Shapley har den en udtalt ringstruktur.
Selve det faktum, at der findes en af de største kugler i vores galakse, er en kilde til værdifuld information om stjernernes kemiske sammensætning. Planetarisk tåge Abell 39, som nu er seks lysår på tværs, repræsenterer de ydre lag af atmosfæren af en stjerne af soltypen, der blev udstødt af den for flere tusinde år siden. Den næsten perfekte sfæriske form af Abell 39 gjorde det muligt for astronomer nøjagtigt at estimere forholdet mellem at absorbere og udsende stof i den. Ifølge observationsdata er iltindholdet i Abell 39 omkring halvdelen af Solens - et meget interessant, men ikke overraskende resultat, der bekræfter forskellene i den kemiske sammensætning af de to stjerner. Årsagen til den off-centrale position af tågens centrale stjerne (den er forskudt med 0,1 lysår) er endnu ikke fastlagt. Afstanden til Abell 39 er omkring 7.000 lysår, og de galakser, der er synlige tæt på og gennem tågen, er millioner af lysår væk.
Denne planetariske tåge med to bobler, afbilledet af rumteleskopet. Hubble, det "koger" smukt. Udpeget Hubble-5 denne bipolære planetariske tåge blev dannet af en varm vind af partikler, der undslap fra det centrale stjernesystem. Den varme gas udvider sig ind i det omgivende interstellare medium i form af oppustning af varme gaskugler. En supersonisk chokbølge dannes ved grænsen, som exciterer gassen. Gassen lyser, når elektroner rekombinerer med atomer. På billedet svarer farverne til energien fra rekombinationsstråling. Denne tåge er placeret 2.200 lysår fra Jorden. I centrum af tågen er der højst sandsynligt en sollignende stjerne, der langsomt bliver til en hvid dværg.
Hvorfor ser denne "myre" så anderledes ud end en bold? Når alt kommer til alt, planetarisk tåge Mz3- dette er skallen kastet af en stjerne som vores sol, det vil sige et objekt, uden tvivl, sfærisk. Hvorfor giver gassen, der strømmer fra stjernen, anledning til en myreformet tåge, hvis form intet har til fælles med en kugle? Årsagerne til dette kan være den ekstremt høje - op til 1000 kilometer i sekundet - hastighed af den udledte gas; den gigantiske størrelse af strukturen, når et lysår; eller tilstedeværelsen af et stærkt magnetfelt i en stjerne placeret over centrum af tågen. En anden stjerne med lavere lysstyrke kan også være skjult i dybden af Mz3, som kredser om den klare stjerne i meget tæt afstand fra sidstnævnte. Ifølge en anden hypotese skylder gasstrømme deres retning til den centrale stjernes rotation og dens magnetfelt. Astronomer håber, takket være den centrale stjernes lighed med Solen, at studier af denne gigantiske kosmiske myres historie vil give et indblik i fremtiden for Solen og vores Jord.
Denne planetariske tåge er dannet af en døende stjerne, der kaster sine skaller af glødende gas. Tågen er placeret i en afstand af tre tusinde lysår. På dagens billede taget af rumteleskopet. Hubble, viser, hvor kompleks strukturen af tågen er katteøje. På grund af den komplekse struktur, der er synlig på dette billede, mener astronomer, at det lyse centrale objekt er en dobbeltstjerne.
Eskimo-tågen
Denne planetariske tåge, først opdaget af Herschel i 1787, fik tilnavnet "Eskimo", fordi den lignede et ansigt omgivet af en pelshætte fra jordbaserede teleskoper. På Hubble-billedet fremstår "pelshætten" som en gasskive dekoreret med kometlignende genstande (se også Helix-tågen) - aflange haler fra stjernen.
"Face" indeholder også interessante detaljer. Det lyse centrale område er intet andet end en boble, der blæses ud i rummet af den intense vind af hurtige partikler fra stjernen.
Eskimo-tågen begyndte at dannes for omkring 10.000 år siden. Den består af to aflange bobler af materiale, der flyder i modsatte retninger. På billedet ligger en af boblerne over den anden og overlapper den. Oprindelsen af de kometlignende træk forbliver mystisk.
Eskimo-tågen ligger 5.000 lysår fra Jorden i stjernebilledet Geminga. Farverne svarer til lysende gasser: nitrogen (rød), brint (grøn), oxygen (blå) og helium (lilla).
Denne smukke planetariske tåge, katalogiseret som NGC 6369, blev opdaget af astronomen William Herschel fra det 18. århundrede, da han udforskede stjernebilledet Ophiuchus med et teleskop. Rund og planetlignende har denne relativt svage tåge fået det populære navn Nebula Lille spøgelse. De utroligt indviklede detaljer i NGC 6369s struktur afsløres i dette bemærkelsesværdige farvebillede fra data fra Hubble-rumteleskopet. Tågens hovedring er omkring et lysår i diameter. Emission fra ioniseret oxygen, brint og nitrogenatomer er vist i henholdsvis blå, grøn og rød. Den Lille spøgelseståge, mere end 2.000 lysår væk, afslører vores sols fremtidige skæbne, som også er ved at danne sin egen smukke planetariske tåge, men ikke før? end på omkring fem milliarder år.
Planetarisk tåge IC 418, med tilnavnet Spirograftågen for dets lighed med tegneinstrumentet af samme navn udmærker det sig ved en meget usædvanlig struktur, hvis oprindelse stadig stort set er uopklaret. Tågens bizarre form kan skyldes den kaotiske vind, der kommer fra den centrale variable stjerne, hvis lysstyrke varierer uforudsigeligt over tidsintervaller på blot et par timer. Desuden, ifølge tilgængelige data, for blot et par millioner år siden, var IC 418 tilsyneladende en simpel stjerne, der ligner vores sol. For blot et par tusinde år siden var IC 418 en almindelig rød kæmpe. Men efter at have opbrugt sine nukleare brændstofreserver begyndte stjernens ydre skal at udvide sig og efterlod en varm kerne, hvilken skæbne var bestemt til at blive til den hvide dværgstjerne placeret i midten af billedet. Stråling fra den centrale kerne exciterer atomer i tågen, hvilket får dem til at gløde. IC 418 er placeret omkring 2000 lysår væk fra os, og dens diameter er 0,3 lysår. Dette billede i falske farver, der for nylig blev taget af Hubble-rumteleskopet, viser usædvanlige detaljer i tågens struktur.
I centrum NGC 3132, en usædvanlig og smuk planetarisk tåge, er hjemsted for en dobbeltstjerne. Ved sin oprindelse denne tåge, også kaldet En tåge med otte blink eller Sydlig ringformet tåge, skyldes ikke en lysende, men en svag stjerne. Kilden til den glødende gas er de ydre lag af en stjerne, der ligner vores sol. Energien til det varme blå skær omkring binæren, som du ser på billedet, kommer fra høje temperaturer på overfladen af den svage stjerne. Den planetariske tåge blev oprindeligt et genstand for forskning på grund af dens usædvanlige symmetriske form. Hun tiltrak sig efterfølgende opmærksomhed, da hun blev afsløret i at have asymmetriske detaljer. Indtil videre er hverken den mærkelige form af den køligere kappe eller strukturen og oprindelsen af de kolde støvbaner, der krydser tågen NGC 3132, blevet forklaret.
Er det rigtigt, at stjerner ser smukkere ud, når de dør? Planetarisk tåge M2-9, Sommerfugletågen, ligger i en afstand af 2100 lysår fra Jorden. Tågens vinger kan fortælle os en usædvanlig, ufærdig historie. I midten af tågen er et dobbeltstjernesystem. Stjernerne i dette system bevæger sig inde i en gasskive 10 gange diameteren af Plutos bane. Den udstødte skal fra en døende stjerne bryder ud af skiven og danner bipolære strukturer. Meget er stadig uklart om de fysiske processer, der resulterer i dannelsen af en planetarisk tåge.
Hvordan kunne en firkantet tåge dannes omkring en rund stjerne? En undersøgelse af en planetarisk tåge lignende IC 4406. Der er grund til at tro, at tågen IC 4406 har form som en hul cylinder, og den firkantede form forklares ved, at vi ser på denne cylinder fra siden. Hvis vi skulle se på IC 4406 fra slutningen, kunne det godt ligne Ringtågen. Dette farvebillede er en kombination af billeder taget af Hubble-rumteleskopet. Varm gas strømmer fra enderne af cylinderen, og filamenter af mørkt støv og molekylær gas langs dens vægge. Stjernen, der er ansvarlig for dette stykke interstellar skulptur, ligger i midten af en planetarisk tåge. Om et par millioner år vil der kun være tilbage af IC 4406 en falmende hvid dværg.
Hurtigt ekspanderende gasskyer betyder slutningen af tågens centrale stjerne Rådne æg. Når der først var en normal stjerne, brugte den sine reserver af nukleart brændsel, som et resultat af, at dens centrale del kollapsede og dannede en hvid dværg. En del af den frigivne energi får stjernens ydre skal til at udvide sig. I dette tilfælde er resultatet en fotogen protoplanetarisk tåge. Når gassen, der bevæger sig med millioner af kilometer i timen, rammer den omgivende interstellare gas, skaber den en supersonisk chokbølge, hvor ioniseret brint og nitrogen lyser blåt. Tidligere var der hypoteser om stødfrontens komplekse struktur, men indtil nu havde man ikke opnået så klare billeder. Tykke lag af gas og støv skjuler den døende centrale stjerne. Rotten Egg Nebula, også kendt som Pumpkin Nebula og OH231.8+4.2, vil sandsynligvis udvikle sig til en bipolar planetarisk tåge inden for 1000 år. Tågen vist ovenfor er omkring 1,4 lysår stor og ligger 5000 lysår væk i stjernebilledet Puppis
Du kan vise billederne uendeligt, især da de er fantastisk smukke.
Når du observerer himlen gennem et teleskop, kan du nogle gange snuble over nysgerrige tåger med afrundede konturer. Disse er planetariske tåger - objekter, der svarer til den sidste fase af eksistensen af stjerner som Solen. Faktisk er hver af dem en sfærisk skal af gas, det ydre lag af stjernen, udstødt af den efter at have mistet sin egen stabilitet. Disse skaller forstørres, udvider sig og bliver gradvist svagere. Det er ikke let at observere sådanne tåger: de fleste af dem har lav overfladelysstyrke og lille vinkelstørrelse. Som med andre tåger kræves mørke, måneløse nætter til observation. Meget sjældent kan identifikationen af en planetarisk tåge hjælpes af en lille stjerne, der er placeret i dens centrum, og som gav den dens oprindelse.
Ringtågen
Af alle de planetariske tåger, der er synlige på himlen, er den mest berømte blandt astronomi-entusiaster bestemt M57-tågen, som også har navnet Ringtågen. Den er placeret i sommerstjernebilledet Lyra i en afstand af omkring 2300 lysår fra Jorden.
Denne tåge blev opdaget i 1779 af den franske astronom Antoine Darquier de Pellepoix. Han beskrev den som en perfekt skive omtrent på størrelse med Jupiter, men med en svag glød og ligner en forsvindende planet. Efterfølgende, i 1785, definerede den engelske astronom William Herschel det som et "himmelsk vartegn". Han troede, at denne tåge var en ring af stjerner.
Med et hul
I dit teleskop vil M57 fremstå som en lille, rund, tåget plet. Det giver mening at se det ved medium forstørrelse, for eksempel gennem et 12,5 mm Plössl okular, som giver 80x forstørrelse. Ved første øjekast vil du bemærke afrundede konturer. Efter et par minutters tilpasning, hvis luften er klar og stille, og der ikke er nogen interferens fra Månen, vil du være i stand til at se nogle detaljer. Ved at øge forstørrelsen vil du endda være i stand til at skelne det centrale "hul", især hvis du ser med "diffuseret syn", det vil sige koncentrerer dit blik ikke om selve "hullet", men om dets periferi.
Central stjerne
Denne tåge blev født fra stjernen i dens centrum, som i dag er blevet til en hvid dværg. Overfladetemperaturen på denne stjerne overstiger 100.000 grader. Dens størrelse er 14,7, hvilket gør den utilgængelig for dit teleskop. Det blev opdaget i 1800 af den tyske filosof og astronom Friedrich von Hahn.
Tågen udvider sig med en hastighed på cirka 20-30 km/s, og derfor øges dens tilsyneladende størrelse med cirka 1 buesekund pr. århundrede.
Tågedannelse
Efter at de første planetariske tåger blev opdaget, fik deres afrundede konturer astronomer til at tro, at disse himmellegemer var forbundet med noget, der ligner planeter, højst sandsynligt gasgiganter eller et fremvoksende planetsystem. Af denne grund foreslog den engelske astronom William Herschel (som for nylig havde opdaget planeten Uranus) udtrykket "planetarisk tåge" for sådanne objekter. Deres sande natur blev først etableret i midten af det 19. århundrede takket være spektroskopi (en teknik, der tillader lyset, der kommer fra et himmellegeme, at blive "opdelt" i dets primære farver). Så blev det klart, at før os var en speciel type tåge.
Døende Stjerne
Alle planetariske tåger stammer fra stjerner i de sidste stadier af deres eksistens. Som vi allerede har bemærket, gennemgår en stjerne med en masse, der kan sammenlignes med Solens masse, efter dens fødsel en lang stabilitetsfase, hvor den smelter brintkerner, hvilket giver anledning til heliumkerner. Når brinten indeholdt i den centrale del af stjernen løber tør, opvarmes denne del og når en temperatur på 100 millioner grader. Som et resultat udvider de ydre lag sig og afkøles derefter: stjernen bliver til en rød kæmpe. På dette tidspunkt mister den stabilitet, og dens ydre lag kan smides ud. Det er dem, der danner en sfærisk skal omkring det, der er tilbage af stjernen - omkring den hvide dværg.
Udvidelse
Skallen, der omgiver stjernen, udvider sig med en hastighed på flere ti kilometer i sekundet og danner en planetarisk tåge med en karakteristisk sfærisk form. Planetariske tåger står dog over for en ret hurtig ende: Når de udvider sig i rummet, bliver de sjældnere og som et resultat bliver de ikke skelnelige på himmelhvælvingen. Dette tager omkring 25.000 år - en meget kort periode i enhver stjernes liv.
Planetariske tåger gennem et teleskop
Når man observerer planetariske tåger, opstår vanskelighederne noget anderledes end ved observation af diffuse tåger, såsom Orion-tågen. Planetariske tåger har ikke store vinkelstørrelser. Med undtagelse af Helix-tågen fremstår de små og koncentrerede på himlen. Derfor kan de være svære at skelne fra stjerner.
Helix-tågen
Ud over M57 kan du observere omkring et dusin andre planetariske tåger med dit teleskop. Den første blandt dem vil være Helix-tågen fra stjernebilledet Vandmanden. Den når en imponerende størrelse - cirka 13 bueminutter (hvilket svarer til en reel størrelse på cirka 3 lysår).
Det er ikke tilfældigt, at denne tåge også er en af de tætteste på solsystemet. På trods af sin størrelse på 7,6 spreder den på grund af sin størrelse sin glød over et meget bredt område af nattehimlen. Gennem et teleskop ser denne tåge grønlig ud. Det er ret svagt synligt. Inde i det så Hubble-rumteleskopet tusindvis af gaskugler, tilsyneladende dannet i det øjeblik, hvor den døende stjerne kastede sin ydre skal ud i rummet.
Saturn-tågen
I det samme stjernebillede Vandmanden er tågen NCG 7009, kendt som Saturn-tågen, af interesse for observation. William Herschel opdagede det i 1782. Den største vanskelighed ved at observere denne tåge er dens størrelse, som er mindre end 2 bueminutter.
Ikke desto mindre kan man ved 50x forstørrelse forstå, at dette ikke er en stjerne, og ved 100-150x kan man skelne en karakteristisk langstrakt form. Det er for denne form, at tågen fik sit navn, der falder sammen med navnet på planeten med ringe.
En anden tåge, der er let tilgængelig for observation, er M27 fra stjernebilledet Vulpecula. Det kaldes også "håndvægttågen". Dens tilsyneladende diameter er cirka 8 bueminutter og dens samlede størrelse er 7,4. Ifølge astronomer blev denne tåge dannet for 3000-4000 år siden. Ved høj forstørrelse kan man se hende aflang
den form, hun fik sit navn til.
Der findes også en mindre version af M27, i hvert fald ifølge angelsaksiske astronomer, som kalder den planetariske tåge M76 for den lille håndvægt. Den blev opdaget af Méchain i 1780, men dens medlemskab som en planetarisk tåge blev først anerkendt i 1918. Stjernen med en størrelsesorden på 16,6 i midten af M76 er for svag til dit teleskop.
Spøgelse og ugle
Meget sværere at observere er tågen NGC3242, som også har det besynderlige navn Ghost of Jupiter. Dette forklares ved, at i et teleskop er dens diameter sammenlignelig med diameteren af Jupiter. Med et 25 mm Plössl okular ved 40x forstørrelse kan du se det uden større besvær, og ved en forstørrelse på over 100 kan du endda skelne dets runde form.
Nebula M97, den fjerde tåge inkluderet i Messier-kataloget, har også et sjovt navn. Det er placeret i stjernebilledet Ursa Major. Den irske astronom William Warsons kaldte den Uglen i 1848, fordi de to mørke pletter inde i den ligner en ugles øjne.
Ved en forstørrelse på lidt over 100 vil du være i stand til at skelne ikke kun den runde form af tågen, men også to mørke områder inden i den. M97 menes at være cirka 8.000 år gammel.
Snebold
Det er ret svært at skelne mellem NGl 7662 eller den blå snebold på himlen i stjernebilledet Andromeda. Faktisk har den på trods af sit navn en rødlig farvetone i et teleskop.
Ved en forstørrelse på over 100 kan du også se "hullet" i midten. Fordelen ved at se denne tåge er, at den er placeret i et stjernebillede, der rejser sig meget højt på vores himmel sidst på efteråret.
Hvide dværge
Planetågen NGC 1514, opdaget af William Herschel i 1790 i stjernebilledet Tyren, er meget svær at observere, fordi den lyser svagt og knap er synlig mod den himmelske baggrund. Meget nemmere at få øje på er den hvide dværg i dens centrum, størrelsesorden 9,4 NGC 1514 kan findes omkring 8 grader nordøst for Plejaderne. En anden planetarisk tåge med en hvid dværg synlig for dit teleskop er NGC6826, der ligger i stjernebilledet Cygnus. Dette er en lille og svag tåge: I et teleskop vil den fremstå som en sløret stjerne, og kun ved at øge forstørrelsen til maksimum vil du kunne se dens cirkulære skal. Men hvis himlen er meget mørk, så kan du måske bemærke en stjerne med størrelsesordenen 10,4 i midten.
Det samme kan siges om planettågen NGC2392, også kendt som Eskimo-tågen, i stjernebilledet Tvillingerne. En hvid dværg af størrelsesordenen 10,5 vil være synlig inde i den lille, svagt blålige tåge.
Planetariske tåger set af Hubble
Mange planetariske tåger er desværre stadig utilgængelige for observation med et amatørteleskop. Selvom vi ofte taler om storslåede, meget spektakulære genstande, nogle af de smukkeste på himlen. Hubble-rumteleskopet har fotograferet nogle af disse tåger, hvilket giver os mulighed for at værdsætte deres strålende farver og nysgerrige former.
Selvom du ikke vil være i stand til at observere dem med dit teleskop, er det værd at tale om de mest spektakulære og interessante planetariske tåger.
Kattens øje
Du kan starte fra Cat's Eye Nebula (NGC 6543) i stjernebilledet Draco. I 1864 undersøgte William Hoggins dets lys med et spektroskop (den planetariske tåge blev derefter udsat for en sådan analyse for første gang). Selvom det blev opdaget tilbage i 1786, afslørede Hubble-teleskopet først for nylig sin komplekse og delikate struktur, bestående af koncentriske gasskaller, vandløb og knuder. Astronomer har konkluderet, at den centrale stjerne cirka hvert 1.500. år udsender en ny skal. Billederne, der er taget med omkring 10 års mellemrum, viste, at tågen udvidede sig.
Tågen NGC 6369 er placeret i stjernebilledet Ophiuchus i en afstand på 2000 til 5000 lysår. Dens blågrønne ring, som måler cirka 1 lysår i diameter, markerer kanten af det område, hvor stjernens ultraviolette lys har ioniseret gassen, det vil sige fjernet elektroner fra dens atomer. Den ydre del af tågen har en mere udtalt rød farvetone, fordi ioniseringsprocessen er mindre intens i en større afstand fra stjernen. Skyen udvider sig med en hastighed på cirka 20 km/s. På grund af dette vil den spredes i det interstellare rum og derefter forsvinde efter omkring 10.000 år.
Såsom kulstof, nitrogen, oxygen og calcium).
I de senere år har det ved hjælp af billeder taget af Hubble-rumteleskopet været muligt at finde ud af, at mange planetariske tåger har en meget kompleks og unik struktur. Selvom omkring en femtedel af dem er cirkumsfæriske, har de fleste ikke nogen sfærisk symmetri. De mekanismer, der gør det muligt at danne en sådan mangfoldighed af former, er endnu ikke fuldt ud forstået. Det menes, at samspillet mellem stjernevinden og dobbeltstjerner, magnetfeltet og det interstellare medium kan spille en stor rolle i dette.
Forskningens historie
Planetariske tåger er for det meste svage genstande og er normalt ikke synlige for det blotte øje. Den første opdagede planetariske tåge var håndvægtstågen i stjernebilledet Vulpecula: Charles Messier, der søgte efter kometer, katalogiserede den under nummeret M27, da han kompilerede sit katalog over tåger (stationære objekter, der ligner kometer, når de observerede himlen). I 1784 identificerede William Herschel, opdageren af Uranus, dem som en separat klasse af tåger, da han kompilerede sit katalog ( klasse IV-tåger) og foreslog udtrykket "planetarisk tåge" for dem på grund af deres tilsyneladende lighed med Uranus-skiven.
Den usædvanlige natur af planetariske tåger blev opdaget i midten af det 19. århundrede, med begyndelsen af brugen af spektroskopi i observationer. William Huggins blev den første astronom til at opnå spektre af planetariske tåger - objekter, der skilte sig ud for deres usædvanlige:
Nogle af de mest mystiske af disse bemærkelsesværdige genstande er dem, der fremstår som runde eller let ovale skiver, når de ses teleskopisk. ...Deres grønlig-blå farve er også bemærkelsesværdig, yderst sjælden for enkeltstjerner. Derudover er der i disse tåger ingen tegn på central kondens. Ud fra disse egenskaber skiller planetariske tåger sig skarpt ud som objekter, der har egenskaber helt anderledes end Solens og fiksstjernernes egenskaber. Af disse grunde, og også på grund af deres lysstyrke, valgte jeg disse tåger som de bedst egnede til spektroskopisk undersøgelse.
Et andet problem var den kemiske sammensætning af planetariske tåger: Huggins var ved sammenligning med standardspektre i stand til at identificere linjer af nitrogen og brint, men den lyseste af linjerne med en bølgelængde på 500,7 nm blev ikke observeret i spektrene fra de dengang kendte kemiske elementer. Det blev antaget, at denne linje svarede til et ukendt element. Den fik på forhånd navnet nebulium - analogt med den idé, der førte til opdagelsen af helium under en spektralanalyse af Solen i 1868.
Antagelser om opdagelsen af et nyt grundstof nebulia blev ikke bekræftet. I begyndelsen af det 20. århundrede havde Henry Russell en hypotese om, at linjen ved 500,7 nm ikke svarede til et nyt grundstof, men til et gammelt grundstof under ukendte forhold.
Genoptagelsen af termonukleære reaktioner forhindrer yderligere kompression af kernen. Brændende helium skaber snart en inert kerne bestående af kulstof og ilt, omgivet af en skal af brændende helium. Termonukleære reaktioner, der involverer helium, er meget følsomme over for temperatur. Reaktionshastigheden er proportional med T40, det vil sige, at en temperaturstigning på kun 2% vil føre til en fordobling af reaktionshastigheden. Dette gør stjernen meget ustabil: en lille stigning i temperaturen forårsager en hurtig stigning i reaktionshastigheden, hvilket øger frigivelsen af energi, hvilket igen får temperaturen til at stige. De øverste lag af brændende helium begynder at udvide sig hurtigt, temperaturen falder, og reaktionen bremses. Alt dette kan forårsage kraftige pulseringer, nogle gange stærke nok til at skubbe en betydelig del af stjernens atmosfære ud i det ydre rum.
Den udstødte gas danner en ekspanderende skal omkring stjernens blottede kerne. Efterhånden som mere og mere af atmosfæren fjernes fra stjernen, afsløres dybere og dybere lag med højere temperaturer. Når den eksponerede overflade (stjernens fotosfære) når en temperatur på 30.000 K, bliver energien af de udsendte ultraviolette fotoner tilstrækkelig til at ionisere atomerne i det udstødte materiale, hvilket får det til at gløde. Dermed bliver skyen en planetarisk tåge.
Levetid
Stoffet i den planetariske tåge flyver væk fra den centrale stjerne med en hastighed på flere titusinder af kilometer i sekundet. På samme tid, når stoffet flyder ud, afkøles den centrale stjerne og udsender resterende energi; Termonukleare reaktioner stopper, fordi stjernen ikke længere har nok masse til at opretholde den temperatur, der kræves for at fusionere kulstof og ilt. Til sidst vil stjernen afkøle så meget, at den ikke længere vil udsende nok ultraviolet lys til at ionisere den yderste skal af gas. Stjernen bliver en hvid dværg, og gasskyen rekombinerer og bliver usynlig. For en typisk planetarisk tåge er tiden fra dannelse til rekombination 10.000 år.
Galaktiske genbrugere
Planetariske tåger spiller en væsentlig rolle i galaksernes udvikling. Det tidlige univers bestod primært af brint og helium, hvorfra type II stjerner. Men over tid, som et resultat af termonuklear fusion, blev tungere grundstoffer dannet i stjerner. Således har stoffet i planetariske tåger et højt indhold af kulstof, nitrogen og oxygen, og når det udvider sig og trænger ind i det interstellare rum, beriger det det med disse tunge grundstoffer, som astronomer generelt kalder metaller.
Efterfølgende generationer af stjerner, dannet af interstellart stof, vil indeholde en større initial mængde tunge grundstoffer. Selvom deres andel i sammensætningen af stjerner forbliver ubetydelig, ændrer deres tilstedeværelse væsentligt livscyklussen type I stjerner(Se Stjernepopulation).
Egenskaber
fysiske egenskaber
En typisk planetarisk tåge har en gennemsnitlig udbredelse på et lysår og består af stærkt forkælet gas med en tæthed på omkring 1000 partikler pr. cm³, hvilket er ubetydeligt i sammenligning med for eksempel tætheden af Jordens atmosfære, men omkring 10-100 gange større end tætheden af det interplanetariske rum på afstand af Jordens kredsløb fra Solen. Unge planetariske tåger har den højeste tæthed, nogle gange når de 10 6 partikler pr. cm³. Efterhånden som stjernetåger ældes, får deres udvidelse deres tæthed til at falde.
Stråling fra den centrale stjerne opvarmer gasser til temperaturer i størrelsesordenen 10.000. Paradoksalt nok stiger temperaturen af en gas ofte med stigende afstand fra den centrale stjerne. Dette sker, fordi jo mere energi en foton har, jo mindre sandsynlighed er der for, at den bliver absorberet. Derfor absorberes lavenergifotoner i de indre områder af tågen, og de resterende højenergifotoner absorberes i de ydre områder, hvilket får deres temperatur til at stige.
Tåger kan opdeles i fattig på stof Og stråling dårlig. Ifølge denne terminologi har tågen i det første tilfælde ikke stof nok til at absorbere alle de ultraviolette fotoner, der udsendes af stjernen. Derfor er den synlige tåge fuldstændig ioniseret. I det andet tilfælde udsender den centrale stjerne ikke nok ultraviolette fotoner til at ionisere al den omgivende gas, og ioniseringsfronten passerer ind i det neutrale interstellare rum.
Da det meste af gassen i en planetarisk tåge er ioniseret (det vil sige plasma), har magnetiske felter en betydelig effekt på dens struktur, hvilket forårsager fænomener som filamentering og ustabilitet i plasmaet.
Mængde og fordeling
I dag kendes der i vores galakse, der består af 200 milliarder stjerner, 1.500 planetariske tåger. Deres korte levetid sammenlignet med stjerner er årsagen til deres lille antal. Dybest set ligger de alle i Mælkevejens plan og er for det meste koncentreret nær galaksens centrum og er praktisk talt ikke observeret i stjernehobe.
Brugen af CCD-matricer i stedet for fotografisk film i astronomisk forskning har betydeligt udvidet listen over kendte planetariske tåger.
Struktur
De fleste planetariske tåger er symmetriske og næsten sfæriske af udseende, hvilket ikke forhindrer dem i at have mange meget komplekse former. Cirka 10% af planetariske tåger er praktisk talt bipolære, og kun et lille antal er asymmetriske. Selv en rektangulær planetarisk tåge er kendt. Årsagerne til denne mangfoldighed af former er ikke fuldt ud forstået, men det menes, at gravitationsinteraktioner mellem stjerner i binære systemer kan spille en stor rolle. Ifølge en anden version forstyrrer eksisterende planeter den ensartede spredning af stof under dannelsen af en tåge. I januar 2005 annoncerede amerikanske astronomer den første påvisning af magnetiske felter omkring de centrale stjerner i to planetariske tåger og foreslog derefter, at de var helt eller delvist ansvarlige for at skabe formen på disse tåger. Den væsentlige rolle af magnetiske felter i planetariske tåger blev forudsagt af Grigor Gurzadyan tilbage i 1960'erne. Der er også en antagelse om, at den bipolære form kan skyldes interaktionen af chokbølger fra udbredelsen af detonationsfronten i heliumlaget på overfladen af den dannede hvide dværg (f.eks. i Cat's Eye, Hourglas-tåger, den vil være muligt at beregne ekspansionshastigheden langs sigtelinjen. Sammenligning af vinkeludvidelsen med den opnåede ekspansionshastighed vil gøre det muligt at beregne afstanden til tågen.
Eksistensen af en sådan variation af tågeformer er et emne for heftig debat. Det er en udbredt opfattelse, at dette kan skyldes interaktioner mellem stof, der bevæger sig væk fra stjernen med forskellige hastigheder. Nogle astronomer mener, at binære stjernesystemer er ansvarlige for i det mindste de mest komplekse former af planetariske tåger. Nylige undersøgelser har bekræftet tilstedeværelsen af kraftige magnetiske felter i flere planetariske tåger, hvilket allerede er blevet foreslået flere gange. Magnetiske interaktioner med ioniseret gas kan også spille en rolle i at bestemme formen på nogle af dem.
I øjeblikket er der to forskellige metoder til at detektere metaller i tågen, baseret på forskellige typer spektrallinjer. Nogle gange giver disse to metoder helt forskellige resultater. Nogle astronomer er tilbøjelige til at forklare dette med tilstedeværelsen af svage temperaturudsving i den planetariske tåge. Andre mener, at forskellene i observationer er for dramatiske til at kunne forklares med temperatureffekter. De antager, at der findes kolde klumper, der indeholder meget små mængder brint. Dog er der aldrig observeret klumper, hvis tilstedeværelse efter deres mening kunne forklare forskellen i skønnet over mængden af metaller.
Fysik af planetariske tåger. - M.: Nauka, 1982.
I seriens femte artikel "Observationer af dybe rumobjekter" Jeg vil introducere dig til nogle anbefalinger til observation af planetariske tåger. I de foregående fire artikler lærte du, hvordan du observerer kuglehobe, åbne stjernehobe, galakser og diffuse tåger. Alle anbefalinger er at foretrække for teleskoper med en blænde på 110 mm eller mere. For planetkameraer er en linsediameter på 150 mm eller mere bedre.
Næsten alle planetariske tåger har en meget lille vinkelstørrelse, som kan sammenlignes med størrelsen af Jupiter (40″). Overfladelysstyrken af disse tåger er ret høj. Det anbefales at bruge teleskopforstørrelse: 80x - 200x.
Men der er planetariske tåger med lav lysstyrke, som det ikke nytter noget at bruge et okular med højere forstørrelse eller en Barlow divergerende linse til, som giver højere forstørrelse. For sådanne tåger er det svært at udvælge anbefalinger og give råd om brugen af forstørrelse alt er meget subjektivt, og læseren kan selv vælge (vælge). Svage "planetarer" omfatter: M 27, M 76, M 97, NGC 4361).
Planetarisk tåge med svag overfladelysstyrke
Lad mig minde dig om, at når du har fundet det ønskede objekt til observation (i vores tilfælde en planetarisk tåge), skal du følge følgende instruktioner. Det vil hjælpe dig med at lære og få så meget information som muligt i praksis. Glem ikke at holde noter, dette vil fremskynde din huskeproces og vil være nyttigt i fremtiden til at sammenligne objekter med andre af samme type, og vil også lære dig at skelne og lægge mærke til subtiliteterne i hvert af objekterne.
Observerer en planetarisk tåge
- Som altid starter vi med at estimere vinkelstørrelsen på det ønskede objekt. For et bedre og mere præcist skøn skal du sammenligne det med planeten Jupiter, som kan ses med samme forstørrelse.
- Hvilken form har tågen? Hul indvendig, rund, oval, uforståelig? Er det muligt at se og give nogen information om kanterne af tågen? Hvad er de?
- Er lysstyrken jævnt fordelt fra midten til kanterne? Måske et område er mættet, et andet mindre, eller en farve er synlig?
- Hvilken generel farve er synlig gennem et teleskop? Er tågen helt grå? Eller måske blågrå? Er der en rødlig nuance synlig?
- Tag et kig rundt. Hvad kan du sige om stjernerne bag "planeten" omkring den? Er der nogle meget lyse?
- Hvad er den omtrentlige lysstyrke af det objekt, der undersøges?
- Til sidst, når øjet og hjernen har absorberet nok information, skal du bestemme, hvordan tågen ser ud? Er der nogen ligheder med et objekt?
Det er alt...Tag dig selv væk fra teleskopet i et par sekunder og giv dine øjne et hvil. Visualiser foran dig, hvad du lige har observeret. Tag endnu et kig på okularet og reparer det. Tjek dine noter. Hvis alt er godt, så kan du afslutte med at observere denne planetariske tåge og efter en kort pause skifte til et nyt objekt.
Her er et par enkle, men efter min mening meget nyttige og nødvendige anbefalinger, der er værd at følge, når du observerer planetariske tåger. Indtil nye artikler, pas på dine øjne og gå ikke glip af en eneste skyfri stjerneklar nat.