Varem tähendas udukogu määratlus mis tahes staatilist nähtust ruumis, millel on laiendatud kuju. Seejärel täpsustati seda mõistet salapärase objekti põhjalikuma uurimisega. Proovime välja mõelda, milline on tähtedevahelise keskkonna selline osa.
Udu mõiste kosmoses
Udu on gaasipilv, mille sees on tohutul hulgal tähti. Nende taevakehade sära laseb pilvel eri värvides hõõguda. Läbi spetsiaalsete teleskoopide nagu ruumimoodustised näevad välja nagu omapärased heleda alusega laigud.
Mõnel tähtedevahelisel piirkonnal on üsna selged kontuurid. Paljud teadaolevad gaasikogumid on udutükid, mis levivad erinevad küljed joad ja on hajusa päritoluga.
Ruum, mis asub udukogu tähtede vahel, ei ole tühi aine. Siin on koondunud üsna väikestes kogustes mitmekesise olemusega osakesed, mis sisaldavad mõne aine aatomeid.
Nad eristavad hajusate ja planetaarsete moodustiste päritolu kosmoses. Nende moodustumise olemus erineb üksteisest oluliselt, mistõttu on vaja hoolikalt mõista erinevate udukogude moodustumise struktuuri. Planeediobjektid on peamiste tähtede aktiivsuse produkt ja hajutatud objektid tähistavad tähtede moodustumise järgset konsistentsi.
Hajusa päritoluga udukogud paiknevad galaktikate spiraalharudes. Selline kosmiline gaasi ja tolmu ühend on enamasti seotud suurte ja külmade pilvedega. Selles piirkonnas tekivad tähed, mis muudavad hajutatud udukogu väga heledaks.
Seda tüüpi haridusel pole oma toitumisallikat. See eksisteerib energeetiliselt tänu kõrgendatud temperatuuriga tähtedele, mis asuvad selle kõrval või sees. Selliste udukogude värvus on valdavalt punane. See tegur on tingitud asjaolust, et need sisaldavad suur hulk vesinik. Rohelised ja sinised toonid näitavad lämmastiku, heeliumi ja mõnede raskmetallide olemasolu.
Orioni tähepiirkonnas võib täheldada väga väikeseid hajusa moodustumise udukogusid. Need moodustised on väga väikesed hiiglasliku pilve taustal, mis hõivab peaaegu kogu kirjeldatud objekti. Sõnni tähtkujus on üsna noorte T-tüüpi tähtede juurest reaalne avastada vaid üksikuid udukogusid.See varieeruvus viitab sellele, et heledate taevakehade ümber ilmub ketas.
Kosmoses olev planetaarne udukogu on kest, mille energiat eraldab moodustumise lõppfaasis täht, mille tuumas pole vesinikuvarusid. Pärast selliseid muutusi muutub taevakeha punaseks hiiglaseks, mis suudab oma pinnakihi maha rebida. Juhtumi tagajärjel on objekti sisemuses kohati temperatuur üle 100 kraadi Celsiuse järgi. Selle tulemusena deformeerub täht nii, et temast saab valge kääbus ilma energia- ja soojusallikata.
Eelmise sajandi 20ndatel oli udukogu ja galaktika definitsioonide vahel piiritletud. Toimunud jagunemist uuritakse Andromeeda piirkonnas, mis on triljonist tähest koosnev tohutu galaktika, tekkimise näitel.
Udude peamised tüübid
Kosmoseõpetust liigitatakse erinevate parameetrite järgi. Eristatakse järgmisi udutüüpe: peegeldus, tume, emissioon, planeedi gaasiparved ja jääkprodukt pärast tegevust supernoovad. Jaotus puudutab ka udukogude koostist: seal on gaas ja tolm kosmiline aine. Esiteks pööratakse tähelepanu selliste objektide võimele valgust neelata või hajutada.
Tume udukogu
Tumedad udukogud on küllaltki tihedad tähtedevahelise gaasi ja tolmu ühendid, mille struktuur on tolmu mõjul läbipaistmatu. Seda tüüpi klastreid võib aeg-ajalt täheldada Linnutee taustal.
Selliste objektide uurimine sõltub AV-indikaatorist. Kui andmed on üsna kõrged, tehakse katseid eranditult submillimeetri ja raadiolainete astronoomia tehnoloogiate abil.
Sellise moodustise näide on Orioni tähtkujus moodustunud Hobusepea.
Sellised kontsentratsioonid hajutavad lähedalasuvate tähtede poolt kantavat valgust. See objekt ei ole kiirgusallikas, vaid peegeldab ainult kiirgust.
Seda tüüpi gaasi-tolmupilv sõltub tähtede asukohast. Lähedalt kaob tähtedevaheline vesinik, mis toob kaasa energia juurdekasvu hajutatud galaktilisest tolmust. Plejaadide klaster - parim näide kirjeldatud kosmiline nähtus. Enamasti asuvad sellised gaasi- ja tolmukogumid Linnutee läheduses.
Valgusududel on järgmised alatüübid:
- Komeet. Selle moodustise aluseks on muutuv täht. See valgustab tähtedevahelise keskkonna kirjeldatud piirkonda, kuid sellel on erinev heledus. Objektide suurused ulatuvad sadadesse parseki murdosadesse, mis viitab võimalusele üksikasjalikult uurida selliseid gaasi ja tolmu kontsentratsioone ruumis.
- Valguse kaja. See nähtus on üsna haruldane ja seda on uuritud alates eelmise sajandi algusest. Perseuse tähtkuju pärast 2001. aasta supernoova plahvatust võimaldas jälgida sarnast muutust kosmilises sfääris. Vilgub suur jõud aktiveeritud tolm, mis moodustas mitme aasta jooksul mõõduka udukogu.
- Kiulise struktuuriga helkuraine. Sajad või tuhanded parseki fraktsioonid on selle sordi mõõtmed. Täheparve magnetvälja jõude tõmbavad laiali välist survet, mille järel nendesse väljadesse viiakse gaasi-tolmu esemeid ja moodustub omamoodi kestfilament.
Gaasi udukogu
Sellistel kosmosetegevuse ilmingutel on erinevad vormid ja nende tüüpe saab näidata järgmiste punktidega:
- Planetaarsed ained rõnga kujul. Sel juhul vaadeldakse sellist tüüpi udu kui planetaarset. Selle komponentide paigutus on väga lihtne: keskel on nähtav põhitäht, mille ümber toimuvad kõik välised muutused.
- Gaasikiud, mis eraldavad oma energiat eraldi. Need helendavad gaasilised ained tekivad kõige ootamatumal viisil hajutatud sädelevate gaasikudede kujul.
- Krabi udukogu. See on jääknähtus pärast uue formaadi tähe plahvatust. Selline sündmus registreeriti nende energiat peegeldavate taevakehade uurimisel. Parve keskmes on pulseeriv neutrontäht, mis mõnel juhul on üks produktiivsemaid galaktilise energia allikaid.
Tolmu udukogu
Seda tüüpi udukogu näeb välja nagu omamoodi läbikukkumine, paistades silma ereda kosmilise klombi taustal. Seda fragmenti võib jälgida Orioni tähtkujus, kus sarnane rada jagab ühe pilve kaheks erinevaks tsooniks. Linnutee taustal on ka tolmuseid alasid, mis on selgelt väljendunud Ophiuchuse piirkonnas (Mao udukogu).
Sellist tolmu kogunemist on võimalik uurida ainult teleskoobi abil. suur jõud(läbimõõt alates 150 mm). Kui tolmune udukogu asub ereda tähe läheduses, hakkab see selle taevakeha valgust peegeldama ja muutub nähtavaks nähtuseks. Seda hajutatud udukogudele lähedast võimet on võimalik näha ainult spetsiaalsetel fotodel.
Sellise kosmilise pilve peamine näitaja on selle kõrge temperatuur. See koosneb ioniseeritud gaasist, mis tekib lähima kuuma tähe aktiivsuse tõttu. Selle toime seisneb selles, et see aktiveerib ja valgustab ultraviolettkiirguse abil udukogu aatomeid.
Nähtus on huvitav, kuna moodustamise põhimõtte ja visuaalsete näitajate järgi meenutab see neoonvalgust. Reeglina on emissioonitüüpi objektid punast värvi, kuna nende koostises on palju vesinikku. Võib esineda lisatoone rohelise ja sinise kujul, mis tekkisid teiste ainete aatomite tõttu. Enamik särav eeskuju Sarnane täheparv on kuulus Orioni udukogu.
Kõige kuulsamad udukogud
Kõige populaarsemad udukogud on uurimise poolest Orioni udukogu, kolmikudu, rõngasudu ja hantliudu.
Orioni udukogu
See nähtus on tähelepanuväärne selle poolest, et seda saab jälgida isegi palja silmaga. Orioni udukogu klassifitseeritakse emissioonitüüpi moodustiseks, mis asub Orioni vööosa all.
Pilve pindala on muljetavaldav, kuna see on täisfaasis peaaegu neli korda suurem kui Kuu. Kirdeosas on tume tolmukobar, mis on kataloogitud kui M43.
Pilves endas on peaaegu seitsesada tähte, mis on Sel hetkel on veel moodustamisel. Orioni udukogu moodustumise hajus olemus muudab objekti väga heledaks ja värviliseks. Punased tsoonid näitavad kuuma vesiniku olemasolu, sinised aga tolmu olemasolu, peegeldades sinakate kuumade tähtede sära.
M42 on Maale lähim koht, kus tähed tekivad. Selline taevaobjektide häll asub meie planeedist pooleteise tuhande valgusaasta kaugusel ja rõõmustab välisvaatlejaid.
Trifid udukogu
Kolmekordne udukogu asub Amburi tähtkujus ja näeb välja nagu kolm eraldatud kroonlehte. Maa ja pilve kaugust on raske täpselt arvutada, kuid teadlased juhinduvad kahe kuni üheksa tuhande valgusaasta parameetritest.
Selle moodustise ainulaadsus seisneb selles, et seda esindavad korraga kolme tüüpi udukogud: tume, hele ja emissioon.
M20 on noorte staaride arengu häll. Sellised suured taevakehad on valdavalt sinist värvi, mis tekkis sellesse piirkonda kogunenud gaasi ionisatsiooni tõttu. Teleskoobiga vaadeldes torkavad kaks eredat tähte kohe silma otse udukogu keskel.
Lähemal uurimisel selgub, et ese näib olevat musta augu poolt kaheks osaks rebitud. Seejärel näete selle pilu kohal risttala, mis annab udukogule kolme kroonlehe kuju.
Sõrmus
Lüüra tähtkujus asuv rõngas on üks kuulsamaid planeetide aineid. See asub meie planeedist kahe tuhande valgusaasta kaugusel ja seda peetakse üsna äratuntavaks kosmiliseks pilveks.
Sõrmus helendab läheduses asuva valge kääbuse tõttu ja selle koostises olevad gaasid toimivad kesktähe väljutatud konsistentsina. Pilve sisemine osa vilgub rohekas, mis on seletatav emissioonijoonte olemasoluga selles piirkonnas. Need tekkisid pärast hapniku kahekordset ioniseerimist, mis viis sarnase varjundi moodustumiseni.
Kesktäht oli algselt punane hiiglane, kuid hiljem sai sellest valge kääbus. Seda saab vaadata vaid läbi võimsate teleskoopide, sest selle mõõtmed on äärmiselt väikesed. Tänu selle taevakeha tegevusele tekkis Rõngas udukogu, mis veidi pikliku ringi kujul ümbritseb keskset energiaallikat.
Sõrmus on üks populaarsemaid vaatlusobjekte nii teadlaste kui ka tavaliste kosmosehuviliste seas. See huvi on tingitud pilve suurepärasest nähtavusest igal aastaajal ja isegi linnavalgustuse tingimustes.
Hantel
See pilv on planeedi päritolu tähtede vaheline territoorium, mis asub kukeseene tähtkujus. Hantel asub Maast umbes 1200 valgusaasta kaugusel ja seda peetakse väga populaarseks amatöörõppe objektiks.
Isegi binokli abil saab moodustise kergesti ära tunda, kui keskenduda tähistaeva põhjapoolkeral asuvale Amburi tähtkujule.
M27 kuju on väga ebatavaline ja näeb välja nagu hantel, mistõttu pilv sai oma nime. Seda nimetatakse mõnikord "kännuks", kuna udukogu piirjoon meenutab hammustatud õuna. Hantli gaasilisest struktuurist paistavad läbi mitmed tähed ja kui seda kasutatakse võimas teleskoop Objekti heledas osas näete väikseid "kõrvu".
Vulpecula tähtkujus asuva udukogu uurimine pole veel lõppenud ja see viitab paljudele selles suunas avastusi.
On üsna julge hüpotees, et gaasi-tolmu udukogud võivad mõjutada inimese teadvust. Pavel Globa usub, et selline haridus võib mõne inimese elu täielikult muuta. Astroloogia valdkonna ekspertide sõnul mõjuvad udukogud meeltele hävitavalt ja muudavad Maa elanike teadvust. Täheparved on selle versiooni kohaselt võimelised kontrollima inimese eksistentsi kestust, lühenema eluring või muuta see pikemaks. Arvatakse, et udukogudel on inimestele suurem mõju kui tähtedel. Kuulsad astroloogid seletavad seda kõike sellega, et on olemas teatud programm, mille eest vastutab teatud kosmiline pilv. Selle mehhanism hakkab koheselt toimima ja inimene ei saa seda mõjutada.
Kuidas udukogu välja näeb - vaadake videot:
Udud on maavälise päritoluga suurepärane nähtus, mida tuleb üksikasjalikult uurida. Kuid on raske hinnata kõlanud oletuse usaldusväärsust täheparvede mõju kohta inimteadvusele!
Kuna Hubble andis inimkonnale võimaluse näha oma silmaga suurepäraseid pilte sügav ruum, avanes meie ees tõeline fantasmagooria. Seadme ultraviolett- ja infrapunafiltrite kaudu sädeles universum kalliskividest – ja hakkas astronoomidele oma saladusi paljastama. Tundub, et teadlased on lõpuks leidnud ajamasina – lõppude lõpuks valguse kauged tähed Maale jõudmiseks kulub miljoneid aastaid ja öisesse taevasse vaadates näeme iidseid teisi maailmu, ammu väljasurnud tähti ja supernoovasid, mis tegelikkuses on juba jõudnud "täieliseks saamiseni". Täheudud on ehk kõige ilusamad ja põnevamad kosmoseobjektid, mille olemus jäi inimestele pikka aega ebaselgeks. Kuid tänapäeval on nende "igaveste" ainete klassifikatsioon enam-vähem selge - nagu inimesed, sünnivad tähed sellest tolmust ja muutuvad oma evolutsiooni lõpus uuesti tolmuks.
Avastuste ajalugu
Andromeda
Mis on udukogu? Varem, kui ruumi sügavuste lähedalt vaatamise võimalus oli piiratud, nimetati “udukogudeks” peaaegu kõike, millel polnud selgeid piirjooni, mis hõõgus ja oli suhteliselt liikumatu. Seetõttu meile kõige lähedasem kolossaalne spiraalgalaktika M31 (NGC 224) nimetati ekslikult Andromeeda udukoguks (pildil). Heraklese parv, mis on tegelikult kerakujuline täheparv, kuulus samasse kategooriasse. Neid vigu tuleks aga tõesti vabandada – uurimistöö viis ju 1787. aastal läbi Charles Monsieur, kes otsis komeete. Just siis tõmbasid tema tähelepanu liikumatud taevakehad.
Lundmarki aparaadi tulekuga oli võimalik teha nende olemust täpsem analüüs: nad eraldasid galaktikad udukogudest, avastasid mittehelendavad tähepilved ja tuvastasid mitu põhjust, miks kõik teised klastrid helendavad. Kõiki väärarusaamu siiski ei parandatud: 20. sajandi alguses arvati, et udukogud on kas tolmused või gaasilised – seetõttu paigutas kuulus uurija B.A. Vorontsov-Veljaminov need oma raamatute erinevatesse osadesse. Kaasaegsed teadlased ei kahtle enam, et iga selline tähtedevahelise aine parv sisaldab nii tolmu kui gaasi – erinevused võivad olla vaid protsentides. Ja nüüd lähemalt kosmose "juveelidest".
Tumedad udukogud
hobuse pea
Pole üllatav, et pikka aega ei kahtlustatud nende olemasolu - nagu mustade aukude puhul, on see nagu musta kassi otsimine pimedas toas. Selliseid objekte saab aga näha, kui need asuvad hästi valgustatud alal – täheparvede vahel. Head näited sellised objektid – söekoti või hobusepea udukogud (pildil).
Kui teleskoopide eraldusvõime võimaldas Linnuteele piiluda, otsustasid astronoomid algselt, et tumedad laigud on mingi tühimik, mille kaudu paistavad galaktika kaugemad piirkonnad. Kuid nagu selgus, osutus “sõela” teooria ekslikuks: mustad laigud on kontsentreeritud tolmupilved, mis neelavad kiirgust ja varjavad meie vaateväljast Galaktika keskpunkti. Olles selle äärealadel, jääme tumedate udukogude tõttu ilma võimalusest näha öises taevas kaleidoskoopi, mis võiks isegi Kuu valgust välja paista. Kuid ärge kiirustage kurvastama: väga radioaktiivsed tähed põlevad Linnutee südames, muutes nende elu võimatuks. Ja meie osoonipallil on päikese hüperaktiivsusega piisavalt tööd – nii et kogu biosfääri jaoks tervikuna ei saaks selline olukord mugavam olla.
Peegeldusudud
Plejaadid
Et hõõguda nagu tähed teevad, on vajalik termotuumaprotsess – sellel pole udukogudega muidugi midagi pistmist. Kuid mõned tolmukogumid võivad valgust peegeldada, näiteks planeetide satelliidid. Suured tähed muutuvad valguse allikaks ja te saate aru, et seda tüüpi udukogu teie ees on kolossaalsete päikeste ümber (näiteks Plejaadide tähtede lähedal) sinise või sinise kuma järgi. Sellest reeglist on aga erand – punast superhiiglast Antarest ümbritseb sama värvi udukogu.
Ioniseeritud udukogud
Orion
Gaasi hõõgumise põhjus on sama, mis komeedi “saba” hõõgumisel: võimsamatelt allikatelt teatud “laengu” saades vabastavad udukogud selle seejärel ümbritsevasse ruumi. Selliseid tähepilvi nimetatakse ka emissioonipilvedeks. udukogusid ei saa võrrelda suurte tähtedega – nende footonitel on palju väiksem laeng ja neil on raskem Maale jõuda – seega näeme neid punases spektris nagu päikeseloojangu viimaseid kiiri. Siiski on ka siin erandeid – väga puhul võimas allikas Kiirgusemissiooni udukogud on samuti rohelised ja sinised. Ioniseeritud pilvede hulka kuuluvad näiteks Orioni udukogu (pildil), " Põhja-Ameerika", "Tarantula", "Pelican" ja teised.
Planetaarsed udukogud
kassi silm
See on emissiooniudu tüüp: tavaliselt on sellised objektid suhteliselt väikesed ja selge kujuga, meenutades mõnikord tilgavoolust tekkinud külmunud ringe veepinnal. Tegelikult näeb hiiglasliku tähe “pensionile jäämine” välja (vähemalt kaugelt vaadates) nii luksuslik: järelejäänud vesinikku ära kasutades paisub see tänu kesta irdumisele. Ümbritsedes tohutuid ruume, mõjutab neid aineid tähe tuumast lähtuv kiirgus. Kõige uskumatum pilt sellisest protsessist saadi Draco tähtkujus - Kassisilma udukogus. Selle kiuline struktuur, mis sarnaneb kõigi teiste udukogudega, on seotud tähtede võimsate magnetväljade toimega, millel on teatud elektriliinid ning takistavad elektriliselt laetud tolmu- ja gaasiosakeste põiki liikumist.
Lööklainetest tekkinud udukogud
Krabi udukogu
Selliste lainete allikad, mis võivad põhjustada ainete ülehelikiirust tähtedevahelises keskkonnas, on tähetuul või supernoova plahvatused. Tekkivate udukogude temperatuur võib ulatuda miljarditesse kraadidesse, mistõttu kuumutatud gaas kiirgub enamasti röntgenikiirguse vahemikus. Liikuva aine kineetiline energia ammendab end aga peagi, mistõttu lühiajalised udukogud kaovad lühikese (kosmiliste standardite järgi) aja möödudes. Tuntuim seda tüüpi udukogu on Sõnni tähtkujus asuv "Krabi" udukogu, mis ilmus taevasse 1054. aastal.
Artikli sisu
udu UDU. Varem nimetasid astronoomid seda mis tahes taevaobjektideks, mis on tähtede suhtes paigal ja millel on erinevalt nendest hajus, udune välimus nagu väike pilv (ladina termin, mida astronoomias kasutatakse udukogu kohta). udukogu tähendab "pilve"). Aja jooksul sai selgeks, et mõned neist, näiteks Orioni udukogu, koosnevad tähtedevahelisest gaasist ja tolmust ning kuuluvad meie galaktikasse. Teised "valged" udukogud, nagu Andromeedas ja Triangulumis, osutusid galaktikaga sarnasteks hiiglaslikeks tähesüsteemideks. Siin räägime gaasiududest.
Kuni 19. sajandi keskpaigani. Astronoomid uskusid, et kõik udukogud on kauged täheparved. Kuid 1860. aastal näitas W. Hoggins esimest korda spektroskoopi kasutades, et mõned udukogud on gaasilised. Kui tavalise tähe valgus läbib spektroskoopi, vaadeldakse pidevat spektrit, milles on esindatud kõik värvid violetsest punaseni; mõnes kohas tähe spektris on kitsad tumedad neeldumisjooned, kuid neid on üsna raske märgata - need on nähtavad ainult spektri kvaliteetsetel fotodel. Seetõttu paistab täheparve spekter silmaga vaadeldes pideva värviribana. Haruldase gaasi emissioonispekter, vastupidi, koosneb üksikutest heledatest joontest, mille vahel valgust praktiliselt pole. Täpselt seda nägi Hoggins, kui vaatles mõnda udukogu läbi spektroskoobi. Hilisemad vaatlused kinnitasid, et paljud udukogud on tõepoolest kuuma gaasi pilved. Astronoomid kutsuvad tumedaid hajusobjekte sageli "udukogudeks" - ka tähtedevahelise gaasi pilvedeks, kuid külmadeks.
Udude tüübid.
Udud jagunevad järgmisteks põhitüüpideks: hajusad udukogud ehk H II piirkonnad, näiteks Orioni udukogu; peegeldusudud nagu Merope udukogu Plejaadidel; tumedad udukogud nagu Coalsack, mida tavaliselt seostatakse molekulaarpilvedega; supernoova jäänused nagu Reticulum udukogu Cygnuses; planetaarsed udukogud, nagu sõrmus Lüüras.
Hajusad udukogud.
Lai kuulsad näited hajusad udukogud on Orioni udukogu talvetaevas, samuti laguun ja kolmikudu suvises taevas. Kolmikudu eralduvad tumedad jooned on selle ees lebavad külmad tolmupilved. Kaugus selle udukoguni on u. 2200 St. aastat ja selle läbimõõt on veidi alla 2 sv. aastat. Selle udukogu mass on 100 korda suurem kui päikese mass. Mõned hajusad udukogud, nagu Lagoon 30 Doradus ja Orioni udukogu, on palju suuremad ja massiivsemad.
Erinevalt tähtedest ei ole gaasiudukogudel oma energiaallikat; nad helendavad ainult siis, kui nende sees või läheduses on kuumad tähed pinnatemperatuuriga 20 000–40 000 ° C. Need tähed kiirgavad ultraviolettkiirgust, mis neeldub udukogu gaasis ja kiirgab selle uuesti välja. nähtav valgus. Spektroskoopist läbi lastud valgus jaguneb iseloomulikeks emissioonijoonteks erinevaid elemente gaas
Peegeldusudud.
Peegeldusudukogu tekib siis, kui valgust hajutavate tolmuterade pilve valgustab lähedal asuv täht, mille temperatuur ei ole gaasi hõõgumiseks piisavalt kõrge. Väikesed peegeldusudud on mõnikord nähtavad tekkivate tähtede läheduses.
Tumedad udukogud.
Tumedad udukogud on peamiselt gaasist ja osaliselt tolmust koosnevad pilved (massi suhe ~ 100:1). Optilises vahemikus varjavad nad meie eest Galaktika keskpunkti ja on mustade laikudena nähtavad kogu Linnutee ulatuses, näiteks Cygnuse suur lõhe. Kuid infrapuna- ja raadiopiirkonnas kiirgavad need udukogud üsna aktiivselt. Mõned neist moodustavad nüüd tähti. Gaasi tihedus neis on palju suurem kui pilvedevahelises ruumis ja temperatuur madalam, vahemikus -260 kuni -220 ° C. Need koosnevad peamiselt molekulaarsest vesinikust, kuid neis leidub ka teisi molekule, sealhulgas aminohapete molekule.
Supernoova jäänused.
Kui vana täht plahvatab, eralduvad selle välimised kihid kiirusega ca. 10 000 km/s. See kiiresti liikuv materjal, nagu buldooser, rehitseb enda ees tähtedevahelisi gaase ja koos moodustavad nad Cygnuse udukoguga sarnase struktuuri. Kokkupõrke ajal soojenevad liikuvad ja paigalseisvad ained võimsa lööklainega ja helendavad ilma täiendavaid allikaid energiat. Gaasi temperatuur ulatub sadade tuhandete kraadideni ja sellest saab allikas röntgenikiirgus. Lisaks tugevneb lööklaines tähtedevaheline magnetväli ning laetud osakesed – prootonid ja elektronid – kiirendatakse soojusliikumise energiast palju suurema energiani. Nende kiirelt laetud osakeste liikumine magnetväljas tekitab raadiosagedusalas kiirgust, mida nimetatakse mittetermiliseks.
Kõige huvitavam supernoova jäänuk on Krabi udukogu. Selles pole supernoova poolt välja paisatud gaas veel tähtedevahelise ainega segunenud.
Aastal 1054 oli Sõnni tähtkujus näha tähesähvatus. Hiina kroonikatest rekonstrueeritud pilt haiguspuhangust näitab, et tegemist oli supernoova plahvatusega, mis saavutas maksimumil päikesest 100 miljonit korda suurema heleduse. Krabi udukogu asub täpselt selle haiguspuhangu kohas. Olles mõõtnud nurga suurus ja udukogu paisumise kiiruse ja üksteisega jagades arvutasid nad välja, millal see paisumine algas – peaaegu täpselt 1054. aastal. Pole kahtlust: Krabi udukogu on supernoova jäänuk.
Selle udukogu spektris on iga joon kaheharuline. On selge, et rea üks komponent on nihutatud sinine pool, tuleb meile lähenevast kesta osast ja teine, punasele poole nihkunud, taanduvast. Doppleri valemi abil arvutasime paisumiskiiruse (1200 km/s) ja kõrvutades seda nurkpaisumiskiirusega määrasime kauguse Krabi udukogust: u. 3300 St. aastat.
Krabi udukogus on keeruline struktuur: selle välimine kiuline osa kiirgab kuumale gaasile iseloomulikke üksikuid emissioonijooni; suletud selle kesta sisse amorfne keha, mille kiirgus on pideva spektriga ja tugevalt polariseeritud. Lisaks eraldub sealt võimas mittetermiline raadiokiirgus. Seda saab seletada vaid sellega, et udukogu sees liiguvad kiired elektronid magnetväljas, kiirgades sünkrotronkiirgust laias spektrivahemikus – raadiost kuni röntgenikiirguseni. Pikad aastad Kiirete elektronide allikas Krabi udukogus jäi salapäraseks, kuni 1968. aastal õnnestus selle keskmest avastada kiiresti pöörlev neutrontäht – pulsar, umbes 950 aastat tagasi plahvatanud massiivse tähe jäänuk. Tehes 30 pööret sekundis ja omades tohutut magnetvälja, kiirgab neutrontäht ümbritsevasse udukogusse vaadeldava kiirguse eest vastutavate kiirete elektronide voogusid.
Selgus, et sünkrotronkiirguse mehhanism on aktiivsete astronoomiliste objektide seas väga levinud. Meie Galaktikas võime välja tuua palju supernoova jäänuseid, mis kiirgavad elektronide liikumise tulemusena magnetväljas, näiteks võimas raadioallikas Cassiopeia A, millega optilises vahemikus on seotud paisuv kiuline kest. Hiiglasliku elliptilise galaktika M 87 tuumast väljub õhuke magnetväljaga kuuma plasma juga, mis kiirgab kõikides spektrivahemikes. On ebaselge, kas raadiogalaktikate ja kvasarite tuumades toimuvad aktiivsed protsessid on seotud supernoovadega, kuid füüsikalised protsessid kiirgus nendes on väga sarnane.
Planetaarsed udukogud.
Lihtsamad galaktilised udukogud on planetaarsed. Neid on avastatud umbes kaks tuhat ja kokku on neid Galaktikas umbes kaks tuhat. 20 000. Need on koondunud galaktilisele kettale, kuid ei graviteeri, nagu hajusad udukogud, spiraalharude külge.
Kui vaadelda läbi väikese teleskoobi, paistavad planetaarsed udukogud uduste kettadena, millel pole palju detaile, ja meenutavad seetõttu planeete. Paljudel neist on keskuse lähedal nähtav sinine kuum täht; tüüpiline näide on rõngasudu Lüüras. Sarnaselt hajutatud udukogudele on nende sära allikaks sees asuva tähe ultraviolettkiirgus.
Spektraalanalüüs.
Udu emissiooni spektraalse koostise analüüsimiseks kasutatakse sageli piludeta spektrograafi. Lihtsamal juhul asetatakse teleskoobi fookuse lähedale nõguslääts, mis muudab koonduva valgusvihu paralleelseks. See on suunatud prisma või difraktsioonvõre, jagades kiire spektriks ja kasutades seejärel kumerläätse, et fokusseerida valgust fotoplaadile, saades objektist mitte ainult ühe kujutise, vaid mitu – vastavalt selle spektri emissioonijoonte arvule. Kesktähe kujutis on aga venitatud jooneks, kuna sellel on pidev spekter.
Gaasiliste udukogude spektrid sisaldavad kõiki jooni olulised elemendid: vesinik, heelium, lämmastik, hapnik, neoon, väävel ja argoon. Veelgi enam, nagu kõikjal mujal universumis, on vesinik ja heelium palju suuremad kui ülejäänud.
Vesiniku ja heeliumi aatomite ergastamine udukogus ei toimu nii nagu laboratoorses gaaslahendustorus, kus kiirete elektronide voog, pommitades aatomeid, kannab need üle kõrgema energiaga olekusse, misjärel aatom naaseb. juurde normaalne seisund, kiirgavad valgust. Udus pole selliseid energeetilisi elektrone, mis võiksid oma löögiga aatomit ergutada, s.t. "viskavad" oma elektronid kõrgematele orbiitidele. Udusas toimub aatomite “fotoioniseerumine” kesktähe ultraviolettkiirguse toimel, s.o. saabuva kvanti energiast piisab, et rebida aatomilt elektron täielikult lahti ja lasta sellel "vabale lennule". Keskmiselt möödub 10 aastat, kuni vaba elektron kohtub iooniga ja need taas ühinevad (rekombineeruvad) neutraalseks aatomiks, vabastades sidumisenergia valguskvantide kujul. Rekombinatsiooni emissioonijooni täheldatakse raadio-, optilise- ja infrapunaspektrivahemikus.
Planetaarsete udukogude tugevaimad emissioonijooned kuuluvad hapnikuaatomitele, mis on kaotanud ühe või kaks elektroni, samuti lämmastikule, argoonile, väävlile ja neoonile. Veelgi enam, nad kiirgavad jooni, mida nende laborispektrites kunagi ei täheldata, vaid need ilmuvad ainult udukogudele iseloomulikes tingimustes. Neid ridu nimetatakse "keelatud". Fakt on see, et aatom on tavaliselt ergastatud olekus vähem kui miljondik sekundit ja läheb seejärel normaalsesse olekusse, kiirgades kvanti. Siiski on mõned energiatasemed, mille vahel aatom teeb üleminekuid väga “vastumeelselt”, jäädes ergastatud olekusse sekunditeks, minutiteks ja isegi tundideks. Selle aja jooksul põrkub aatom suhteliselt tiheda laborigaasi tingimustes tingimata vaba elektroniga, mis muudab selle energiat ja üleminek elimineeritakse. Kuid äärmiselt haruldases udukogus ei põrku ergastatud aatom pikka aega teiste osakestega kokku ja lõpuks toimub "keelatud" üleminek. Seetõttu avastasid keelatud jooned esmakordselt mitte füüsikud laborites, vaid astronoomid, kes vaatlesid udukogusid. Kuna laborispektrites neid jooni ei olnud, arvati mõnda aega isegi, et need kuuluvad Maal tundmatule elemendile. Nad tahtsid teda nimetada "uduseks", kuid arusaamatus lahenes peagi. Need jooned on nähtavad nii planetaarsete kui ka hajutatud udukogude spektris. Selliste udukogude spektrites on ka nõrk pidev kiirgus, mis tekib elektronide rekombineerumisel ioonidega.
Piluspektrograafiga saadud udukogude spektrogrammides paistavad jooned sageli katkendlikud ja lõhenenud. See on Doppleri efekt, mis näitab suhteline liikumine udukogu osad. Planetaarsed udukogud paisuvad tavaliselt kesktähest radiaalselt kiirusega 20–40 km/s. Supernoova kestad laienevad palju kiiremini, tekitades nende ees lööklaine. Hajus udukogudes täheldatakse üldise paisumise asemel tavaliselt üksikute osade turbulentset (kaootilist) liikumist.
Mõnede planetaarsete udukogude oluline tunnus on nende monokromaatilise kiirguse kihistumine. Näiteks üksikult ioniseeritud aatomihapniku (mis on kaotanud ühe elektroni) emissiooni täheldatakse laial alal, suurel kaugusel kesktähest ning kahekordselt ioniseeritud (st kahe elektroni kaotanud) hapnik ja neoon on nähtavad ainult udukogu siseosas, samas kui neljakordse ioniseeritud neoon või hapnik on märgatavad ainult selle keskosas. Seda asjaolu seletatakse sellega, et aatomite tugevamaks ioniseerimiseks vajalikud energeetilised footonid ei jõua udukogu välispiirkondadesse, vaid neelduvad tähest mitte kaugel asuvas gaasis.
Oma keemilise koostise poolest on planetaarsed udukogud väga mitmekesised: tähe soolestikus sünteesitud elemendid, osades segunesid väljapaisatud kesta materjaliga, teistes aga mitte. Rohkem keerulisem koostis supernoova jäänused: tähe poolt välja paisatud materjal on suures osas segunenud tähtedevahelise gaasiga ja lisaks on sama jäägi erinevatel fragmentidel mõnikord erinev keemiline koostis (nagu Cassiopeia A puhul). See materjal paisatakse tõenäoliselt välja tähe erinevatest sügavustest, mis võimaldab testida tähtede evolutsiooni ja supernoova plahvatuste teooriat.
Udukogude päritolu.
Hajus- ja planetaarsed udukogud on täiesti erineva päritoluga. Hajusaid leidub alati tähtede tekkepiirkondades – tavaliselt galaktikate spiraalharudes. Neid seostatakse tavaliselt suurte külmade gaasi- ja tolmupilvedega, milles tekivad tähed. Hele hajus udukogu on sellise pilve väike tükk, mida soojendab läheduses sündinud kuum pilv. massiivne täht. Kuna sellised tähed tekivad harva, ei ole hajusad udukogud alati külmade pilvedega kaasas. Näiteks Orionis on selliseid tähti, seega on hajusid udukogusid mitu, kuid need on tillukesed võrreldes nähtamatu tumeda pilvega, mis hõivab peaaegu kogu Orioni tähtkuju. Sõnni väikeses tähetekke piirkonnas pole eredaid kuumi tähti ega seetõttu ka märgatavaid hajutatud udukogusid (aktiivsete noorte T Tauri tähtede läheduses on vaid üksikud nõrgad udukogud).
Planetaarsed udukogud on tähtede poolt maha heidetud kestad viimane etapp nende evolutsioon. Tavaline täht särab tänu vooludele selle tuumas termotuumareaktsioonid, muutes vesiniku heeliumiks. Kui aga vesinikuvarud tähe tuumas ammenduvad, toimuvad kiired muutused: heeliumi tuum tõmbub kokku, kest laieneb ja täht muutub punaseks hiiglaseks. Tavaliselt on need muutlikud tähed nagu Mira Ceti või OH/IR tohutute pulseerivate ümbristega. Lõpuks heitsid nad oma kestade välimised osad maha. Tähe kestata sisemuses on väga kõrge temperatuur, mõnikord üle 100 000 ° C. See tõmbub järk-järgult kokku ja muutub valgeks kääbuseks, ilma tuumaenergiaallikata ja aeglaselt jahtudes. Seega paiskuvad välja planetaarsed udukogud kesksed tähed, samas kui hajusad udukogud, nagu Orioni udukogu, on ained, mis jäid tähtede tekkeprotsessis kasutamata.
Mõned näited sellisest kasutamisest on tänapäevalgi olemas. Näiteks Andromeeda galaktikat nimetatakse sageli "Andromeeda udukoguks".
Astronoomia ja teleskoopide eraldusvõime arenedes muutus udukogu mõiste üha täpsemaks: osa udukogudest tuvastati täheparvedena, avastati tumedad (neelavad) gaasi-tolmu udukogud ja lõpuks 1920. aastatel õnnestus esmalt Lundmarkil ja seejärel Hubble'il mitme galaktikate perifeersed piirkonnad tähtedeks lahutada ja seeläbi nende olemus kindlaks teha. Sellest ajast alates on mõistet "udukogu" kasutatud ülaltoodud tähenduses.
Udude tüübid
Udude klassifitseerimisel kasutatav esmane tunnus on valguse neeldumine või emissioon (hajumine) nende poolt ehk selle kriteeriumi järgi jagunevad udukogud tumedateks ja heledateks. Esimesi täheldatakse nende taga asuvate allikate kiirguse neeldumise tõttu, teisi - nende enda kiirguse või lähedalasuvate tähtede valguse peegelduse (hajumise) tõttu. Valgusudukogude kiirguse iseloom, nende kiirgust ergastavad energiaallikad sõltuvad nende päritolust ja võivad olla mitmekesise iseloomuga; Sageli töötab ühes udukogus mitu kiirgusmehhanismi.
Udude jagunemine gaasiks ja tolmuks on suures osas meelevaldne: kõik udukogud sisaldavad nii tolmu kui gaasi. See jaotus on ajalooliselt kindlaks määratud erinevatel viisidel vaatlused ja kiirgusmehhanismid: tolmu olemasolu on kõige selgemini märgatav siis, kui kiirgust neelavad nende taga asuvate allikate tumedad udukogud ja kui lähedalasuvate tähtede või udukogus endas olev kiirgus peegeldub, hajub või kiirgab uuesti udukogu; udukogu gaasikomponendi sisemist emissiooni täheldatakse siis, kui seda ioniseerib udukogus asuva kuuma tähe ultraviolettkiirgus (H II ioniseeritud vesiniku emissioonipiirkonnad tähtede ühenduste või planetaarsete udukogude ümber) või kui tähtedevahelist keskkonda kuumutatakse supernoova plahvatusest või Wolf-Rayet tüüpi tähtede võimsa tähetuule mõjust tingitud lööklaine .
Tumedad udukogud
Tumedad udukogud on tihedad (tavaliselt molekulaarsed) tähtedevahelise gaasi ja tähtedevahelise tolmu pilved, mis on tolmu poolt tähtedevahelise valguse neeldumise tõttu läbipaistmatud. Tavaliselt on need nähtavad heledate udukogude taustal. Harvemini on tumedad udukogud nähtavad otse Linnutee taustal. Need on Coalsacki udukogu ja paljud väiksemad, mida nimetatakse hiiglaslikeks gloobuliteks.
Valguse A v tähtedevaheline neeldumine tumedates udukogudes on väga erinev, 1-10 m kuni 10-100 m kõige tihedamates udukogudes. Suure A v-ga udukogude ehitust saab uurida ainult raadioastronoomia ja submillimeetrilise astronoomia meetoditega, peamiselt molekulaarsete raadioliinide ja tolmu infrapunakiirguse vaatluste põhjal. Sageli leidub üksikuid tihedusi, mille A v on kuni 10 000 m, tumedate udukogude sees, millesse ilmselt tekivad tähed.
Nendes udukogude osades, mis on optilises vahemikus poolläbipaistvad, on kiuline struktuur selgelt nähtav. Udude niidid ja üldine pikenemine on seotud neis esinevate magnetväljadega, mis takistavad aine liikumist üle jõujoonte ja põhjustavad mitut tüüpi magnetohüdrodünaamiliste ebastabiilsuste teket. Uduaine tolmukomponent on seotud magnetväljadega, kuna tolmuterad on elektriliselt laetud.
Peegeldusudud
Peegeldusudud on gaasi- ja tolmupilved, mida valgustavad tähed. Kui täht(ed) on tähtedevahelises pilves või selle läheduses, kuid pole piisavalt kuumad, et ioniseerida selle ümber märkimisväärsel hulgal tähtedevahelist vesinikku, siis on udukogu põhiliseks optilise kiirguse allikaks tähtedevahelise tolmu poolt hajutatud tähevalgus. Selliste udukogude näiteks on udukogud Plejaadide parve eredate tähtede ümber.
Enamik peegeldusudusid asub Linnutee tasandi lähedal. Paljudel juhtudel täheldatakse kõrgetel galaktilistel laiuskraadidel peegeldusudusid. Need on erineva suuruse, kuju, tiheduse ja massiga gaasitolmu (sageli molekulaarsed) pilved, mida valgustavad Linnutee ketta tähtede kombineeritud kiirgus. Neid on raske uurida nende väga madala pinna heleduse tõttu (tavaliselt palju nõrgem kui taeva taust). Mõnikord põhjustavad need galaktikate kujutistele projitseerides galaktikate fotodele detaile, mida tegelikkuses ei eksisteeri - sabad, sillad jne.
Ingli peegelduse udukogu asub galaktika tasapinnast 300 pc kõrgusel
Mõned peegeldusudukogud on komeeditaolise välimusega ja neid nimetatakse komeediududeks. Sellise udukogu “peas” on tavaliselt T-tüüpi Tauri muutuv täht, mis valgustab udukogu. Sellistel udukogudel on sageli muutuv heledus, mis jälgib (valguse levimise ajal viivitusega) neid valgustavate tähtede kiirguse muutlikkust. Komeetsete udukogude suurused on tavaliselt väikesed - parseki sajandik.
Haruldane peegeldusudu tüüp on nn valguskaja, mida täheldati pärast 1901. aasta noovaplahvatust Perseuse tähtkujus. Uue tähe ere sähvatus valgustas tolmu ja mitu aastat täheldati nõrka udukogu, mis levis valguse kiirusel igas suunas. Lisaks valguskajale tekivad pärast uute tähtede puhanguid gaasilised udukogud, mis on sarnased supernoova plahvatuste jäänustega.
Paljudel peegeldusudukogudel on peenkiuline struktuur – peaaegu paralleelsete filamentide süsteem, mille paksus on mitu sajandikku või tuhandikku parseki. Filamentide päritolu on seotud flöödi või permutatsiooni ebastabiilsusega magnetväljast läbi imbunud udukogus. Gaasi- ja tolmukiud suruvad magnetvälja jooned laiali ja tungivad nende vahele, moodustades õhukesi filamente.
Valguse heleduse ja polarisatsiooni jaotuse uurimine peegelduvate udukogude pinnal, samuti nende parameetrite sõltuvuse mõõtmine lainepikkusest võimaldab tuvastada selliseid tähtedevahelise tolmu omadusi nagu albeedo, hajumise indikaator, suurus, kuju ja orientatsioon. tolmuterad.
Kiirguse toimel ioniseeritud udukogud
Kiirgusioniseeritud udukogud on tähtedevahelise gaasi alad, mis on tähtede või muude ioniseeriva kiirguse allikate kiirguse tõttu tugevasti ioniseeritud. Selliste udukogude eredamad ja levinumad ning ka enim uuritud esindajad on ioniseeritud vesiniku piirkonnad (H II tsoonid). H II tsoonides on aine peaaegu täielikult ioniseeritud ja kuumutatud nende sees paiknevate tähtede ultraviolettkiirguse toimel temperatuurini ~10 4 K. HII tsoonide sees töödeldakse kogu Lymani kontiinumi tähe kiirgus alluvate ridade ridades vastavalt Rosselandi teoreemile. Seetõttu on hajutatud udukogude spektris nii Balmeri seeria väga eredad jooned kui ka Lymani-alfa joon. Ainult haruldased madala tihedusega H II tsoonid ioniseeritakse tähtede kiirgusega, nn. koronaalne gaas.
Kiirguse toimel ioniseeritud udukogude hulka kuuluvad ka nn ioniseeritud süsiniku tsoonid (tsoonid C II), milles süsinik on kesksete tähtede valguse toimel peaaegu täielikult ioniseeritud. C II tsoonid paiknevad tavaliselt H II tsoonide ümber neutraalsetes vesiniku (HI) piirkondades ja avalduvad süsiniku rekombinatsiooni raadioliinide kaudu, mis on sarnased vesiniku ja heeliumi omadega. C II tsoone täheldatakse ka C II infrapunajoonel (λ = 156 μm). C II tsoonidele on iseloomulik madal temperatuur 30-100 K ja keskkonna kui terviku madal ionisatsiooniaste: 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.
Kiirgusioniseeritud udukogud esinevad ka Linnutee ja teiste galaktikate (sealhulgas aktiivsete galaktikate tuumade ja kvasarite) võimsate röntgenikiirgusallikate ümber. Neid iseloomustab sageli kõrgem temperatuur kui H II tsoonides ja palju muud kõrge aste raskete elementide ioniseerimine.
Planetaarsed udukogud
Emissiooniudude tüüp on planetaarsed udukogud, mille moodustavad täheatmosfääri ülemised väljavoolukihid; tavaliselt on see hiiglasliku tähe poolt välja visatud kest. Udu paisub ja helendab optilises ulatuses. Esimesed planetaarsed udukogud avastas W. Herschel 1783. aasta paiku ja need nimetati nende välise sarnasuse tõttu planeetide ketastega. Kuid mitte kõik planetaarsed udukogud pole kettakujulised: paljud on rõngakujulised või sümmeetriliselt teatud suunas piklikud (bipolaarsed udukogud). Nende sees on märgata peent struktuuri jugade, spiraalide ja väikeste gloobulite kujul. Planetaarsete udukogude paisumiskiirus on 20-40 km/s, läbimõõt 0,01-0,1 tk, tüüpiline kaal umbes 0,1 päikesemassi, eluiga umbes 10 tuhat aastat.
Lööklainete tekitatud udukogud
Aine ülehelikiiruselise liikumise allikate mitmekesisus ja paljusus tähtedevahelises keskkonnas toovad kaasa suure hulga ja erinevaid udukogusid, mida tekitavad lööklained. Tavaliselt on sellised udukogud lühiajalised, kuna need kaovad pärast liikuva gaasi kineetilise energia ammendumist.
Tähtedevahelises keskkonnas on tugevate lööklainete peamised allikad tähtede plahvatused - kestade väljapaiskumine supernoovade ja noovade plahvatuste ajal, samuti tähetuul (viimase tulemusena tekivad nn tähetuule mullid). Kõigil neil juhtudel on olemas punktallikas aine (tähe) väljutamine. Sel viisil loodud udukogud näevad välja paisuva kesta kujul, mis on sfäärilise kujuga.
Väljapaisatud aine kiirused on suurusjärgus sadu ja tuhandeid km/s, seega gaasi temperatuur esiosa taga lööklaine võib ulatuda paljude miljonite ja isegi miljardite kraadideni.
Mitme miljoni kraadini kuumutatud gaas kiirgab peamiselt röntgenikiirguse vahemikus, nii pidevas spektris kui ka spektrijooned. Optilistes spektrijoontes helendab see väga nõrgalt. Kui lööklaine puutub tähtedevahelises keskkonnas kokku ebahomogeensusega, paindub see tiheduste ümber. Tihendite sees levib aeglasem lööklaine, mis põhjustab kiirgust optilise ulatuse spektrijoontes. Tulemuseks on eredad kiud, mis on fotodel selgelt nähtavad. Põhiline põrutusfront, mis surub kokku tähtedevahelise gaasikogumi, paneb selle liikuma selle levimise suunas, kuid lööklaine kiirusest väiksema kiirusega.
Supernoovade ja noovade jäänused
Lööklainete tekitatud heledamad udukogud tekivad supernoova plahvatuste tagajärjel ja neid nimetatakse supernoova jäänusteks. Nad mängivad väga oluline roll tähtedevahelise gaasi struktuuri kujunemisel. Lisaks kirjeldatud tunnustele iseloomustab neid võimsusseaduse spektriga mittetermiline raadiokiirgus, mille põhjustavad nii supernoova plahvatuse ajal kiirendatud relativistlikud elektronid kui ka hiljem tavaliselt plahvatuse järel allesjääv pulsar. Noova plahvatustega seotud udukogud on väikesed, nõrgad ja lühiajalised.
Wolf-Rayet' tähtede ümbritsevad udukogud
Thori kiiver – udukogu Wolf-Rayet tähe ümber
Teist tüüpi lööklainete poolt tekitatud udusid seostatakse Wolf-Rayeti tähtede tähetuulega. Neid tähti iseloomustab väga võimas tähetuul, mille massivoog on aastas ja väljavoolukiirus 1·10 3 -3·10 3 km/s. Nad loovad sellise tähe astrosfääri servas mitme parseki suuruseid udukogusid koos heledate filamentidega. Erinevalt supernoova plahvatuste jäänustest on nende udukogude raadiokiirgus termilise iseloomuga. Selliste udukogude eluiga on piiratud tähtede Wolf-Rayeti tähestaadiumis viibimise kestusega ja on ligi 10 5 aastat.
udukogud O tähtede ümber
Oma omadustelt sarnane Wolf-Rayet' tähtede ümbritsevate udukogudega, kuid tekkis kõige heledamate kuumade tähtede ümber spektriklass O – tugeva tähetuulega. Need erinevad Wolf-Rayet tähtedega seotud udukogudest oma väiksema heleduse, suurema suuruse ja ilmselt pikema eluea poolest.
udukogud tähtede tekkepiirkondades
Orion A udukogu on hiiglaslik tähtede moodustumise piirkond
Madalama kiirusega lööklained tekivad tähtedevahelise keskkonna piirkondades, kus toimub tähtede moodustumine. Need põhjustavad gaasi kuumutamist sadade ja tuhandete kraadideni, molekulaarsete tasemete ergutamist, molekulide osalist hävimist ja tolmu kuumenemist. Sellised lööklained on nähtavad piklike udukogudena, mis helendavad peamiselt infrapunas. Mitmed sellised udukogud on avastatud näiteks Orioni udukoguga seotud tähetekkekeskuses.
Gaasi ja tolmu udukogud – Universumi palett
Universum on sisuliselt peaaegu tühi ruum. Tähed hõivavad sellest vaid väikese osa. Gaas on aga kõikjal, kuigi väga väikestes kogustes. See on peamiselt vesinik, kõige kergem keemiline element. Kui “kühveldada” tavalise teetassiga (maht umbes 200 cm3) tähtedevahelisest ruumist Päikesest 1-2 valgusaasta kauguselt ainet, sisaldab see ligikaudu 20 vesinikuaatomit ja 2 heeliumi aatomit. Samas mahus nagu tavaliselt atmosfääriõhk sisaldab 1022 hapniku- ja lämmastikuaatomit Kõike, mis täidab galaktikate sees tähtede vahelist ruumi, nimetatakse tähtedevaheliseks keskkonnaks. Ja peamine, mis moodustab tähtedevahelise keskkonna, on tähtedevaheline gaas. See on üsna ühtlaselt segunenud tähtedevahelise tolmuga ja seda läbivad tähtedevahelised magnetväljad, kosmilised kiired ja elektromagnetkiirgust.
Tähed tekivad tähtedevahelisest gaasist, mis evolutsiooni hilisemates etappides loovutavad taas osa oma ainest tähtedevahelisele keskkonnale. Mõned tähed plahvatavad suremisel supernoovana, paiskades kosmosesse tagasi olulise osa vesinikust, millest nad kunagi tekkisid. Kuid palju olulisem on see, et sellised plahvatused paiskavad välja suure hulga termotuumareaktsioonide tulemusena tähtede soolestikku tekkinud raskeid elemente. Nii Maa kui ka Päike kondenseerusid tähtedevaheline ruum gaasist, mis on sel viisil rikastatud süsiniku, hapniku, raua ja muude keemiliste elementidega. Sellise tsükli mustrite mõistmiseks peate teadma, kuidas uued tähtede põlvkonnad kondenseeruvad järjestikku tähtedevahelisest gaasist. Saate aru, kuidas tähed tekivad - oluline eesmärk tähtedevahelise aine uurimine.
200 aastat tagasi sai astronoomidele selgeks, et lisaks planeetidele, tähtedele ja aeg-ajalt ilmuvatele komeetidele vaadeldi taevas ka muid objekte. Nende uduse välimuse tõttu nimetati neid objekte udukogudeks. Prantsuse astronoom Charles Messier (1730-1817) oli sunnitud looma nendest udustest objektidest kataloogi, et vältida segadust komeetide otsimisel. Tema kataloogis oli 103 eset ja see ilmus aastal 1784. Nüüdseks on teada, et nende esemete olemus, mis esmakordselt kombineeriti üldrühm nimega "udukogud", on täiesti erinevad. Inglise astronoom William Herschel (1738-1822) avastas kõiki neid objekte jälgides seitsme aasta jooksul veel kaks tuhat uut udukogu. Ta tuvastas ka udukogude klassi, mis vaatluse seisukohalt tundus talle teistest erinev. Ta kutsus neid " planetaarsed udukogud", kuna neil oli mõningane sarnasus planeetide rohekate ketastega. Seega käsitleme järgmisi objekte: tähtedevaheline gaas, tähtedevaheline tolm, tumedad udukogud, heledad udukogud (isehelendavad ja peegelduvad), planetaarsed udukogud.
Umbes miljon aastat pärast paisumise algust oli Universum veel suhteliselt homogeenne segu gaas ja kiirgus. Tähti ega galaktikaid polnud. Tähed tekkisid mõnevõrra hiljem gaasi kokkusurumise tulemusena oma gravitatsiooni mõjul. Seda protsessi nimetatakse gravitatsiooniliseks ebastabiilsuseks. Kui täht kukub kokku oma tohutu gravitatsioonijõu mõjul, surutakse selle sisemised kihid pidevalt kokku. See kokkusurumine viib aine kuumutamiseni. Temperatuuril üle 107 K algavad reaktsioonid, mis viivad raskete elementide moodustumiseni. Päikesesüsteemi praegune keemia on reaktsioonide tulemus termotuumasünteesi, mis esineb tähtede esimestes põlvkondades.
Etapp, mil Supernoova plahvatuse käigus välja paiskunud materjal seguneb tähtedevahelise gaasiga ja tõmbub kokku, moodustades taas tähti, on kõige keerulisem ja vähem mõistetav kui kõik muud etapid. Esiteks on tähtedevaheline gaas ise ebahomogeenne, sellel on räsitud, hägune struktuur. Teiseks pühib tohutu kiirusega paisuv supernoova kest välja haruldast gaasi ja surub selle kokku, suurendades ebahomogeensust. Kolmandaks, vaid saja aasta pärast sisaldab supernoova jäänuk teel püütud tähtedevahelist gaasi rohkem kui täheainet. Lisaks ei segune aine ideaalselt. Parempoolsel pildil on supernoova jäänuk Cygnuses (NGC 6946). Arvatakse, et kiud moodustuvad gaasikestade paisumisest. Nähtavad on keerised ja silmused, mille moodustab jäägi hõõguv gaas, mis paisub kiirusega tuhandeid kilomeetreid sekundis. Võib tekkida küsimus: kuidas kosmiline tsükkel lõpuks lõpeb? Gaasivarud vähenevad. Suurem osa gaasist jääb ju väikese massiga tähtedesse, mis vaikselt surevad ega paiska oma ainet ümbritsevasse ruumi. Aja jooksul ammenduvad selle varud sedavõrd, et ei saa tekkida ainsatki tähte. Selleks ajaks kaovad Päike ja teised vanad tähed. Universum sukeldub järk-järgult pimedusse. Kuid universumi lõplik saatus võib olla erinev. Laienemine peatub järk-järgult ja asendatakse kokkusurumisega. Paljude miljardite aastate pärast kahaneb universum taas kujuteldamatult suure tiheduseni.
Tähtedevaheline gaas
Tähtedevaheline gaas moodustab umbes 99% kogu tähtedevahelise keskkonna massist ja umbes 2% meie galaktikast. Gaasi temperatuur jääb vahemikku 4 K kuni 106 K. Tähtedevaheline gaas kiirgab samuti laias vahemikus (alates pikkadest raadiolainetest kuni kõva gammakiirguseni). On piirkondi, kus tähtedevaheline gaas on molekulaarses olekus (molekulaarpilved) – need on tähtedevahelise gaasi kõige tihedamad ja külmemad osad. On piirkondi, kus tähtedevaheline gaas koosneb neutraalsetest vesinikuaatomitest (HI piirkonnad) ja ioniseeritud vesiniku piirkondadest (H II piirkonnad), mis on eredad emissiooniudud kuumade tähtede ümber.
Võrreldes Päikesega sisaldab tähtedevaheline gaas märgatavalt vähem raskeid elemente, eriti alumiiniumi, kaltsiumi, titaani, rauda ja niklit. Tähtedevaheline gaas eksisteerib igat tüüpi galaktikates. Suurem osa sellest on ebaregulaarsetes (ebaregulaarsetes) galaktikates ja kõige vähem elliptilistes galaktikates. Meie Galaxys on maksimaalne gaas koondunud 5 kpc kaugusele keskusest. Vaatlused näitavad, et lisaks korrapärasele liikumisele ümber Galaktika keskpunkti on tähtedevahelistel pilvedel ka kaootiline kiirus. 30-100 miljoni aasta pärast põrkab pilv kokku teise pilvega. Tekivad gaasi-tolmu kompleksid. Neis sisalduv aine on piisavalt tihe, et vältida tungiva kiirguse põhiosa jõudmist suurde sügavusse. Seetõttu on komplekside sees olev tähtedevaheline gaas jahedam kui tähtedevahelistes pilvedes. Keerulised protsessid molekulide transformatsioonid koos gravitatsioonilise ebastabiilsusega viivad isegraviteerivate tükkide – prototähtede – tekkeni. Seega peaksid molekulaarpilved kiiresti (vähem kui 106 aastaga) muutuma tähtedeks. Tähtedevaheline gaas vahetab pidevalt materjali tähtedega. Hinnanguliselt kandub praegu Galaktikas tähtedesse umbes 5 päikesemassi gaasi aastas.
Piirkond M 42 Orioni tähtkujus, kus meie aeg jookseb aktiivne tähtede moodustumise protsess. Udu helendab, sest gaasi soojendab lähedalasuvate eredate tähtede kuum kiirgus. Niisiis toimub galaktikate evolutsiooni käigus aineringlus: tähtedevaheline gaas -> tähed -> tähtedevaheline gaas, mis viib tähtedevahelise gaasi ja tähtede raskete elementide sisalduse järkjärgulise suurenemiseni ning tähtedevahelise gaasi koguse vähenemiseni. igas galaktikas. Võimalik, et Galaktika ajaloos võis tähtede teke olla viivitusi miljardeid aastaid.
Tähtedevaheline tolm
Väike tahked osakesed, mis on tähtedevahelises ruumis hajutatud, on peaaegu ühtlaselt segunenud tähtedevahelise gaasiga. Eespool käsitletud suurte gaasi-tolmu komplekside mõõtmed ulatuvad kümnetesse sadadesse parsekidesse ja nende mass on ligikaudu 105 päikese massi. Kuid on ka väikseid tihedaid gaasi-tolmu moodustisi – kerakesi, mille suurus on 0,05 kuni mitu tükki ja mis kaaluvad vaid 0,1–100 päikesemassi. Tähtedevahelised tolmuterad ei ole sfäärilised ja nende suurus on ligikaudu 0,1-1 mikronit. Need koosnevad liivast ja grafiidist. Need on moodustunud hiliste punaste hiiglaste ja superhiiglaste kestades, noovade ja supernoovade kestades, planetaarsetes udukogudes ja prototähtede läheduses. Tulekindel südamik on kaetud lisanditega jääkoorega, mis omakorda on ümbritsetud aatomi vesinikukihiga. Tolmuterad tähtedevahelises keskkonnas kas purunevad üksteisega kokkupõrgete tagajärjel kiirustel üle 20 km/s või, vastupidi, kleepuvad kokku, kui kiirused on alla 1 km/s. 
Tähtedevahelise tolmu olemasolu tähtedevahelises keskkonnas mõjutab uuritavate taevakehade kiirgusomadusi. Tolmuterad nõrgendavad kaugete tähtede valgust, muutes selle spektraalset koostist ja polarisatsiooni. Lisaks neelavad tolmuterad tähtede ultraviolettkiirgust ja töötlevad selle väiksema energiaga kiirguseks. Pikapeale muutudes infrapunaseks, täheldatakse sellist kiirgust planeetide udukogude, H II tsoonide, tähtede ümbritsevate ümbriste ja Seyferti galaktikate spektris. Tolmuosakeste pinnal võivad aktiivselt moodustuda mitmesugused molekulid. Tolmuterad on tavaliselt elektriliselt laetud ja interakteeruvad tähtedevaheliste magnetväljadega. Just tolmuteradele võlgneme sellise efekti nagu kosmiline maserkiirgus. Seda esineb hiliste jahedate tähtede kestades ja molekulaarpilvedes (H I ja H II tsoonid). See võimendava mikrolainekiirguse efekt "töötab" siis, kui suur hulk molekule satub ebastabiilsesse ergastatud pöörlemis- või vibratsiooniolekusse ja siis piisab, kui üks footon läbib keskkonda, et põhjustada molekulide laviinilaadset üleminekut põhiseisund minimaalse energiaga. Ja selle tulemusena näeme kitsalt suunatud (koherentset) väga võimsat raadiokiirguse voogu. Joonisel on kujutatud vee molekul. Selle molekuli raadioemissioon toimub lainepikkusel 1,35 cm. Lisaks ilmub tähtedevahelise hüdroksüül-OH molekulidele lainepikkusel 18 cm väga hele maser. Teine maser-molekul SiO asub külmade tähtede kestades, mis asuvad tähtede evolutsiooni viimane etapp ja arenemine planeedi udukogu suunas.
Tumedad udukogud
udukogud on tähtedevahelise keskkonna alad, mis paistavad taeva üldisel taustal silma kiirguse või neeldumise poolest. Tumedad udukogud on tihedad (tavaliselt molekulaarsed) tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilved, mis on tolmu poolt tähtedevahelise valguse neeldumise tõttu läbipaistmatud. Mõnikord on tumedad udukogud nähtavad otse Linnutee taustal. Sellised on näiteks Coalsacki udukogu ja arvukad gloobulid. Nendes osades, mis on optilise ulatusega poolläbipaistvad, on kiuline struktuur selgelt nähtav. Tumedate udukogude filamendid ja üldine pikenemine on seotud neis esinevate magnetväljadega, mis takistavad aine liikumist üle magnetiliste jõujoonte.
Kerged udukogud
Peegeldusudud on gaasi- ja tolmupilved, mida valgustavad tähed. Sellise udukogu näiteks on Plejaadid. Tähtede valgust hajutab tähtedevaheline tolm. Enamik peegeldusudusid paikneb Galaktika tasapinna lähedal. Mõned peegeldusudukogud on komeeditaolise välimusega ja neid nimetatakse komeediududeks. Sellise udukogu tipus on tavaliselt T Tauri tüüpi muutuv täht, mis valgustab udukogu. Haruldane peegeldusudu tüüp on "valguse kaja", mida täheldati pärast 1901. aasta Nova puhangut Perseuse tähtkujus. Tähe hele sähvatus valgustas tolmu ja mitu aastat täheldati nõrka udukogu, mis levis valguse kiirusel igas suunas. Üleval vasakul oleval pildil on näha täheparv"Plejaadid" tähtedega, mida ümbritsevad heledad udukogud. Kui udukogus või selle läheduses olev täht on piisavalt kuum, ioniseerib see udukogus oleva gaasi. Seejärel hakkab gaas hõõguma ja udukogu nimetatakse isevalgustavaks või kiirgusioniseeritud udukoguks.
Selliste udukogude eredamad ja levinumad, aga ka enim uuritud esindajad on ioniseeritud vesiniku H II tsoonid. Samuti on olemas C II tsoonid, milles süsinik ioniseerub peaaegu täielikult kesktähtede valguse toimel. C II tsoonid paiknevad tavaliselt H II tsoonide ümber neutraalse vesiniku H I piirkondades. Need on justkui üksteise sees pesastunud. Isehelendavad udukogud on ka supernoova jäänused (vt pilti paremal ülal), noovakoored ja tähetuuled, kuna neis sisalduv gaas kuumeneb paljude miljonite K-ni (lööklaine frondi taga). Wolf-Rayet tähed tekitavad väga võimsaid tähetuuli. Selle tulemusena tekivad nende ümber mitme parseki suurused heledate filamentidega udukogud. O spektritüüpi eredate kuumade tähtede ümber asuvad udukogud on sarnased – tähtedest, millel on ka tugev tähetuul.
Planetaarsed udukogud
19. sajandi keskpaigaks sai võimalikuks nende udukogude kuuluvuse kohta tõsiseid tõendeid iseseisev klass objektid. Ilmus spektroskoop. Joseph Fraunhofer avastas, et Päike kiirgab pidevat spektrit, millel on teravad neeldumisjooned. Selgus, et paljudel planeetidel on ka spektrid. iseloomuomadused päikese spekter. Tähed näitasid ka pidevat spektrit, kuid igal neist oli oma neeldumisjoonte komplekt. William Heggins (1824-1910) oli esimene, kes uuris planeedi udukogu spektrit. Tegemist oli heleda udukoguga Draco NGC 6543 tähtkujus. Varem oli Heggins tähtede spektreid vaatlenud terve aasta, kuid NGC 6543 spekter oli täiesti ootamatu. Teadlane avastas ainult ühe ereda joone. Samal ajal näitas särav Andromeeda udukogu tähtede spektritele iseloomulikku pidevat spektrit. Nüüd teame, et Andromeeda udukogu on tegelikult galaktika ja koosneb seetõttu paljudest tähtedest. Aastal 1865 avastas sama Heggins kõrgema eraldusvõimega spektroskoopi kasutades, et see "üksik" hele joon koosneb kolmest eraldi read. Üks neist tuvastati Balmeri vesiniku Hb liiniga, kuid teised kaks, pikema lainepikkusega ja intensiivsemad, jäid tundmatuks. Neile omistati uus element - udukogu. Alles 1927. aastal tuvastati see element hapnikuiooniga. Ja planeetide udukogude spektrites olevaid jooni nimetatakse endiselt udukujulisteks.
Siis oli probleem planeetide udukogude keskmiste tähtedega. Need on väga kuumad, mis seab planeedi udukogud varajase spektritüübi tähtede ette. Ruumiliste kiiruste uuringud viisid aga täpselt vastupidise tulemuseni. Siin on andmed erinevate objektide ruumiliste kiiruste kohta: hajusad udukogud - väikesed (0 km/s), B-klassi tähed - 12 km/s, A-klassi tähed - 21 km/s, F-klassi tähed - 29 km/s, G-klassi tähed - 34 km/s, K-klassi tähed - 12 km/s, M-klassi tähed - 12 km/s, planetaarsed udukogud - 77 km/s. Alles siis, kui avastati planeetide udukogude paisumine, oli võimalik arvutada nende vanust. Selgus, et see oli umbes 10 000 aastat. See oli esimene tõend selle kohta, et võib-olla enamik tähti läbib planetaarse udukogu etapi. Seega on planetaarne udukogu süsteem, mis koosneb tähest, mida nimetatakse udu tuumaks, ja seda sümmeetriliselt ümbritsevast helendavast valgusest. gaasi kest(mõnikord mitu kesta). Udu kest ja selle tuum on geneetiliselt seotud. Planetaarseid udukogusid iseloomustab emissioonispekter, mis erineb galaktikate hajusudude emissioonispektrist suurel määral aatomite ergastamine. Lisaks kahekordselt ioniseeritud hapniku joontele täheldatakse jooni C IV, O V ja isegi O VI. Planetaarse udukogu kesta mass on ligikaudu 0,1 Päikese massi. Planetaarsete udukogude kujude mitmekesisus tuleneb tõenäoliselt nende põhilise toroidse struktuuri projektsioonist erinevate nurkade all taevasfäärile.
Planetaarsete udukogude kestad laienevad kuuma gaasi siserõhu mõjul ümbritsevasse ruumi kiirusega 20 - 40 km/s. Kui kest laieneb, muutub see õhemaks, selle sära nõrgeneb ja lõpuks muutub see nähtamatuks. Planetaarsete udukogude tuumad on varajaste spektriklasside kuumad tähed, mis teevad udukogu eluea jooksul olulisi muutusi. Nende temperatuur on tavaliselt 50 - 100 tuhat K. Vanade planetaarsete udukogude tuumad on valgetele kääbustele lähedased, kuid samas palju heledamad ja kuumemad kui tüüpilistel sedalaadi objektidel. Tuumade hulgas on ka kaksiktähti. Planetaarse udukogu tekkimine on enamiku tähtede evolutsiooni üks etappe. Seda protsessi kaaludes on mugav jagada see kaheks osaks: 1) udukogu väljutamise hetkest kuni staadiumini, mil tähe energiaallikad on põhimõtteliselt ammendatud; 2) kesktähe areng alates põhijärjestus enne udukogu purskamist. Arengut pärast udukogu väljutamist on nii vaatluslikult kui ka teoreetiliselt üsna hästi uuritud. Rohkem varajased staadiumid palju vähem selge. Eriti lava punase hiiglase ja udukogu väljapaiskumise vahel.
Väiksema heledusega kesktähti ümbritsevad tavaliselt suurimad ja seega ka vanimad udukogud. Vasakpoolsel pildil on Vulpecula tähtkujus asuv planetaarne udukogu Hantel M 27. Meenutagem veidi tähtede evolutsiooni teooriat. Põhijadast eemaldumisel algab tähtede evolutsiooni kõige olulisem etapp pärast seda, kui keskpiirkondade vesinik on täielikult läbi põlenud. Seejärel hakkavad tähe kesksed piirkonnad kokku tõmbuma, vabastades gravitatsioonienergia. Sel ajal hakkab piirkond, kus vesinik veel põleb, liikuma väljapoole. Tekib konvektsioon. Dramaatilised muutused algavad tähes, kui isotermilise heeliumi tuuma mass moodustab 10-13% tähe massist. Keskpiirkonnad hakkavad kiiresti kokku tõmbuma ja tähe ümbris laieneb – tähest saab hiiglane, kes liigub mööda punast hiiglaslikku oksa. Tuum, kahaneb, kuumeneb. Lõpuks algab selles heeliumi põlemine. Teatud aja möödudes ammenduvad ka heeliumivarud. Seejärel algab tähe teine “tõus” mööda punast hiiglaslikku oksa. Süsinikust ja hapnikust koosnev tähetuum tõmbub kiiresti kokku ja kest laieneb hiiglaslike mõõtmeteni. Sellist tähte nimetatakse asümptootiliseks hiiglaslikuks harutäheks. Selles etapis on tähtedel kaks kihilist põlemisallikat – vesinik ja heelium – ning nad hakkavad pulseerima.
Ülejäänud evolutsiooniline tee palju vähem uuritud. Tähtedes, mille mass ületab 8-10 päikesemassi, süttib tuumas olev süsinik lõpuks. Tähed muutuvad ülihiiglasteks ja arenevad edasi, kuni moodustub raua tippelementide (nikkel, mangaan, raud) tuum. See keskne tuum variseb tõenäoliselt kokku, moodustades neutronitähe, mille kest väljub supernoovana. On selge, et planetaarsed udukogud tekivad tähtedest, mille mass on alla 8-10 Päikese massi. Kaks fakti viitavad sellele, et planetaarsete udukogude esivanemad on punased hiiglased. Esiteks on asümptootilise haru tähed füüsiliselt väga sarnased planetaarsete udukogudega. Punase hiiglase tuum on massilt ja suuruselt väga sarnane planeedi udukogu kesktähega, kui punase hiiglase väljaveninud nõrk atmosfäär eemaldada. Teiseks, kui udu paiskab välja täht, peab selle minimaalne kiirus olema piisav gravitatsiooniväljast pääsemiseks. Arvutused näitavad, et ainult punaste hiiglaste puhul on see kiirus võrreldav planetaarsete udukogude kestade paisumiskiirusega (10-40 km/s). Sel juhul hinnatakse tähe massiks 1 päikesemass ja raadius jääb vahemikku 100-200 päikeseraadiust (tüüpiline punane hiiglane). Kokkuvõtteks märgime, et kõige tõenäolisemad kandidaadid planeetide udukogude esivanemate rolliks on muutlikud tähed nagu Mira Ceti. Tähtede ja udukogude vahelise üleminekufaasi ühe esindajad võivad olla sümbiootilised tähed. Ja loomulikult ei saa me ignoreerida objekti FG Sge (pildil üleval paremal). Seega muutuvad enamik tähti, mille mass on alla 6-10 Päikese massi, lõpuks planetaarseteks udukogudeks, mis eelnevatel etappidel kaotavad suurema osa oma algsest massist; alles jääb vaid 0,4-1 päikesemassi massiga tuum, millest saab valge kääbus. Massikadu ei mõjuta mitte ainult tähte ennast, vaid ka tingimusi tähtedevahelises keskkonnas ja tähtede tulevasi põlvkondi.