Udu on tõeliselt imeline asi, mida siin näha. Ladinakeelse sõnaga „pilv” nimetatud udud pole mitte ainult massiivsed tolmupilved, vesinik ja heeliumgaas ning plasma; nad on sageli ka „tähekoolid” - st koht, kus tärnid sünnivad. Ja sajandeid eksisid kauged galaktikad nende massiliste pilvede pärast sageli.
Paraku nühivad sellised kirjeldused vaevalt pinda, mis on udud ja mis on nende olulisus. Nende moodustumisprotsessi, rolli tähe- ja planeedimoodustuses ning mitmekesisuse vahel on udud pakkunud inimkonnale lõputuid intriige ja avastusi.
Teadlased ja astronoomid on juba mõnda aega teadnud, et kosmos pole tegelikult täielik vaakum. Tegelikult koosneb see gaasi- ja tolmuosakestest, mida ühiselt tuntakse tähtedevahelise keskmisena (ISM). Ligikaudu 99% ISM-ist koosneb gaasist, umbes 75% selle massist moodustab vesinik ja ülejäänud 25% heeliumina.
Tähtedevaheline gaas koosneb osaliselt neutraalsetest aatomitest ja molekulidest, aga ka laetud osakestest (aka plasma), näiteks ioonidest ja elektronidest. See gaas on äärmiselt lahjendatud, keskmise tihedusega umbes 1 aatom kuupsentimeetri kohta. Maa atmosfääri tihedus on seevastu umbes 30 kvintiljoni molekuli kuupsentimeetri kohta (3,0 x 10)19 / cm3) merepinnal.
Vaatamata sellele, et tähtedevaheline gaas on väga hajutatud, lisandub tähevaheliste tähtede vahelistes kaugustes aine hulk. Ja lõpuks ja piisava gravitatsioonilise külgetõmbe abil pilvede vahel võib see asi kokku kuhjuda ja kokku kukkuda, moodustades tähed ja planeedisüsteemid.
Nebula moodustumine:
Põhimõtteliselt moodustub udukogu, kui osa tähtedevahelisest keskkonnast läbib gravitatsiooni. Vastastikune gravitatsiooniline külgetõmme põhjustab aine kokkukleepumist, moodustades suurema ja suurema tihedusega piirkonnad. Sellest alates võivad variseva materjali keskele moodustuda tähed, kes ultraviolettkiirgust ioniseeriva kiirguse tagajärjel muutuvad ümbritseva gaasi optiliste lainepikkuste korral nähtavaks.
Enamik udusid on tohutu suurusega, läbimõõduga kuni sadade valgusaastateni. Ehkki tihedam kui neid ümbritsev ruum, on enamik udusid palju vähem tihedad kui ükski mullas keskkonnas tekkinud vaakum. Tegelikult oleks Maaga sarnase suurusega udupilves materjali ainult nii palju, et selle mass oleks vaid mõni kilogramm.
Nebula klassifikatsioon:
Täheobjekte, mida võib nimetada uduks, on neli suuremat klassi. Enamik kuulub järgmistesse kategooriatesse: Hajusad udud, mis tähendab, et neil pole täpselt määratletud piire. Need võib vastavalt nähtava valgusega käitumisele jagada veel kaheks kategooriaks - „emissiooni udukogud” ja „peegelduse udud”.
Heitekogused on need, mis eraldavad ioniseeritud gaasist spektrijoone kiirgust ja mida sageli nimetatakse HII piirkondadeks, kuna need koosnevad suures osas ioniseeritud vesinikust. Seevastu peegeldusnormid ei kiirga märkimisväärses koguses nähtavat valgust, kuid on siiski helendavad, kuna need peegeldavad lähedalasuvate tähtede valgust.
On ka nn Tumedad udukogud, läbipaistmatud pilved, mis ei eralda nähtavat kiirgust ega ole tähtedega valgustatud, kuid blokeerivad nende taga olevate helendavate objektide valgust. Sarnaselt kiirguse ja peegelduse uduga on tumedad udud infrapunakiirguse allikad, peamiselt tolmu olemasolu tõttu neis.
Mõned udud moodustuvad supernoova plahvatuste tagajärjel ja on seetõttu klassifitseeritud a-ks Supernoova jäänukid. Sel juhul kogevad lühikese elueaga tähed oma südamikus plahvatust ja puhuvad välja nende väliskihid. See plahvatus jätab endast kompaktse eseme - st neutronitähe - kujul oleva jäänuse ja plahvatuse energiaga ioniseeritud gaasi- ja tolmupilve.
Muud udud võivad moodustada Planeetaarsed udud, mis hõlmab väikese massiga tähe sisenemist elu lõppjärku. Selle stsenaariumi korral sisenevad tähed oma Punase hiiglase faasi, kaotades aeglaselt oma väliskihid, kuna nende sisemuses esinevad heeliumvälgud. Kui täht on kaotanud piisavalt materjali, tõuseb selle temperatuur ja seda kiirgav UV-kiirgus ioniseerib ümbritsevat materjali, mille ta on välja visanud.
See klass sisaldab ka alaklassi, mida tuntakse protoplanetaarsete udukogudena (PPN), mida kohaldatakse astronoomiliste objektide suhtes, mis kogevad tähe evolutsioonis lühiajalist episoodi. See on kiire faas, mis toimub hilise asümptootilise hiiglasliku haru (LAGB) ja järgneva planetaarsumu (PN) faasi vahel.
Asümptootilise hiiglasliku haru (AGB) faasis läbib täht massikaotust, eraldades vesinikgaasi tsentraalset kesta. Kui see faas lõppeb, siseneb täht PPN-faasi, kus seda keskne täht pingestab, põhjustades selle tugeva infrapunakiirguse eraldumise ja sellest saab peegelduse udukogu. PPN-faas jätkub, kuni kesktäht saavutab temperatuuri 30 000 K, mille järel on ümbritseva gaasi ioniseerimiseks piisavalt kuum.
Nebula vaatluse ajalugu:
Klassikalise antiigi ja keskaja ajal märkasid astronoomid öises taevas palju uduseid esemeid. Esimene registreeritud vaatlus toimus 150. aastal CE-l, kui Ptolemaios märkis viie tähe olemasolu Almagast mis näis tema raamatus hägune. Samuti märkis ta Ursa Majori ja Leo tähtkujude vahel helendavat piirkonda, mida ei seostatud ühegi vaadeldava tähega.
Tema Fikseeritud tähtede raamat, kirjutatud aastal 964 CE, tegi Pärsia astronoom Abd al-Rahman al-Sufi esimese tegeliku udukogu vaatluse. Al-Sufi tähelepanekute kohaselt oli öösel taevas, kus Andromeda galaktika teadaolevalt asub, ilmnenud “väike pilv”. Ta kataloogis ka teisi hägusaid objekte, nagu Omicron Velorum ja Brocchi's Cluster.
4. juulil 1054 oli Krabi udukogu (SN 1054) loonud supernoova Maal astronoomidele nähtav ja tuvastatud on nii Araabia kui ka Hiina astronoomide tehtud tähelepanekud. Ehkki on olemas anekdootlikke tõendeid selle kohta, et teised tsivilisatsioonid vaatasid supernoovat, ei ole ühtegi ülestähendust avastatud.
17. sajandiks viisid teleskoopide täiustused esimeste kinnitusteni udukogude osas. See sai alguse 1610. aastal, kui prantsuse astronoom Nicolas-Claude Fabri de Peiresc tegi Orioni udukogu esimese registreeritud vaatluse. 1618. aastal vaatles udukogu ka Šveitsi astronoom Johann Baptist Cysat; ja aastaks 1659 tegi Christiaan Huygens selle esimese üksikasjaliku uuringu.
18. sajandiks hakkas täheldatud udukogude arv suurenema ja astronoomid hakkasid nimekirju koostama. 1715. aastal avaldas Edmund Halley kuue udukogu - M11, M13, M22, M31, M42 ja Omega Centauri globaalse klastri (NGC 5139) -Arve mitmest udust või selgest laigust nagu pilved, mis on teleskoobi abil hiljuti avastatud esimeste tähtede hulgast. "
1746. aastal koostas prantsuse astronoom Jean-Philippe de Cheseaux 20 udukogu, sealhulgas kaheksa, mida varem ei olnud teada. Aastatel 1751–53 kataloogistas Nicolas Louis de Lacaille 42 lootust Hea Lootuse neemest, millest enamik olid varem tundmatud. Ja 1781. aastal koostas Charles Messier oma 103 udukogu (nüüd Messieri objektideks) kataloogi, ehkki mõned neist olid galaktikad ja komeedid.
Tänu William Herscheli ja tema õe Caroline'i jõupingutustele laienes märgatavate ja kataloogitud udukogude arv märkimisväärselt. 1786. aastal avaldasid mõlemad oma Tuhande uue udukogu ja tähtede klastrite kataloog, millele järgnes 1786. ja 1802. aastal teine ja kolmas kataloog. Sel ajal arvas Herschel, et need udukogud olid vaid lahendamata tähtede kogumid - usku, mida ta 1790. aastal muudab, kui ta vaatles kauge tähe ümber olevat tõelist udukogu.
Inglise astronoom William Huggins hakkas 1864. aastast alates spektrite põhjal udusid eristama. Ligikaudu ühel kolmandikul neist oli gaasi (s.o heitkogumiku) emissioonispekter, ülejäänud aga näitasid pidevat spektrit, mis oli kooskõlas tähtede (s.o Planeetide udukogude) massiga.
Aastal 1912 lisas Ameerika astronoom Vesto Slipher peegeldumismärgiste alamkategooria pärast seda, kui ta vaatles, kuidas tähte ümbritsev udukogu vastas Plejaadide avatud klastri spektritele. 1922. aastaks oli spiraalsete udukogude olemuse ja universumi suuruse teemalise suure arutelu osana selgeks saanud, et paljud varem täheldatud udud olid tegelikult spiraalsed galaktikad.
Samal aastal teatas Edwin Hubble, et peaaegu kõik udud on seotud tähtedega ja nende valgustus tuleb tähevalgusest. Sellest ajast peale on tõeliste udukogude arv (erinevalt täheparvedest ja kaugetest galaktikatest) märkimisväärselt kasvanud ning nende klassifikatsiooni on täiustatud tänu vaatlusseadmete ja spektroskoopia täiustustele.
Ühesõnaga, udud pole mitte ainult tähe evolutsiooni lähtepunktid, vaid võivad olla ka lõpp-punkt. Ja kõigi meie galaktikat ja universumit täitvate tähesüsteemide vahel leitakse kindlasti udune pilv ja mass, kes lihtsalt ootab tähtede netopõlvkonna sünnitust!
Oleme siin ajakirjas Space Magazine kirjutanud palju huvitavaid artikleid Nebulae kohta. Siin on üks krabi udukogu, Kotka udukogu, Orioni udukogu, Pelikaani udukogu, Rõngas- ja Rosette-udukogu kohta.
Täpsemat teavet selle kohta, kuidas tähed ja planeedid Nebulaest sünnivad, leiate siit Nebula teooriast, kus on tähed sündinud? ja kuidas moodustati päikesesüsteem?
Kosmoseajakirjas on meil ka täielik messide objektide kataloog. Ja lisateabe saamiseks vaadake neid lehti NASA-lt - Astronoomia pilt päeval ja rõngas hoiab õrna lille
Väsinud silmad? Laske oma kõrvadel aidata teil vahelduseks õppida. Siin on mõned astronoomialavastuste episoodid, mis lihtsalt võiksid teie maitsele sobida: Päike, laigud ja kõik ning kuud ja Drake'i võrrand, tähed tühjas ja rõngad tähtede ümber.
