الفلك

ما هو حجم غبار السديم؟

ما هو حجم غبار السديم؟

عندما أرى مصطلح الغبار لجزيئات السديم ، أسأل نفسي ما إذا كان هذا يعتمد في الواقع على بعض المقاييس الموثوقة لحجم الجسيمات. بالطبع يمكننا أن نتفق جميعًا على أنه يبدو مثل الغبار من هذه المسافة. ونعلم جميعًا كيف تؤدي مثل هذه المظاهر غالبًا إلى افتراضات غير صحيحة وغالبًا ما نتجاهل صحتها.

هل هناك أي دليل موثوق به يُعرف من خلاله أن هذا "الغبار" ليس حصى أو صخورًا أو صخورًا إلخ؟ وهو ما يبدو في الواقع أكثر احتمالا.

كيف يمكننا قياس الحجم من هذه المسافات؟


حجم حبيبات الغبار الكوني لا يُعطى بشكل عام بالحجم ، ولكن بالحجم توزيع. يتم إجراء القياسات المباشرة الوحيدة لمثل هذا التوزيع على الغبار الذي تم جمعه على ألواح الأقمار الصناعية ، وهو بالطبع قياس محلي للغاية. عندما نعتقد أن التوزيعات تبدو متشابهة - على الرغم من أنها ليست متشابهة تمامًا - في مواقع أخرى من الكون ، بعيدًا جدًا لدرجة أننا لن نتمكن من الذهاب إلى هناك ، فذلك لأننا نعرف كيف يؤثر توزيع معين وتركيب معين على الضوء الذي ينتقل عبر مجموعة من حبيبات الغبار.

يمتلك الجسيم احتمالًا معينًا لامتصاص فوتون بطول موجة معين ، وبوجه عام ، يبلغ هذا الاحتمال ذروته حول الأطوال الموجية لترتيب حجم الجسيم (للجسيمات الصغيرة). وبالتالي ، إذا عرفنا كيف يبدو طيف بعض مصادر الضوء إذا لم يكن هناك غبار حوله (وهذا ما نفعله مع العديد من المصادر ، مثل النجوم) ، فإن الاختلاف بين الطيف الجوهري المعروف والطيف المرصود يمكن أن يكون على غرار بافتراض بعض التوزيع والتكوين. غالبًا لا يلزم افتراض التكوين ، ولكن يمكن تقييده من انبعاث من الغبار عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء.

عادةً ما يكون النموذج الأنسب للملاحظات هو قانون قوة شديد الانحدار بالصيغة $ P (r) propto r ^ {- a} $ بمؤشر يقارب $ a sim3.5 $؛ أي أن احتمال العثور على حبة صغيرة أكبر بكثير من احتمال العثور على حبة كبيرة (بتعبير أدق ، بالنسبة إلى $ a = 3.5 $ ، فإن حجم الحبوب $ r = x $ هو $ 10 ^ {3.5} simeq3 ، 000 $ مرة أكثر شيوعًا من حبيبات الحجم $ r = 10x $ ، و $ 10 ^ 7 ! $ أكثر شيوعًا من حبيبات الحجم $ r = 100x $).

بالنسبة للحبيبات الكبيرة جدًا ، يصبح احتمال امتصاص الفوتون مستقلاً عن الطول الموجي للفوتون. في حين أن الحبيبات الصغيرة كما هو موضح أعلاه لها "تفضيل اللون" ، يقال إن الحبيبات الكبيرة "رمادية". هذا هو الحال بالنسبة للصخور والصخور والحصى وحتى الجسيمات بحجم حبيبات الرمل. وبالتالي ، إذا كانت السحابة تتكون من مثل هذه الجسيمات ، فإن طيف مصدر الخلفية سوف يتضاءل ببساطة بعامل ثابت في جميع الأطوال الموجية. نادرًا ما يُلاحظ هذا - بل تتضاءل المصادر كثيرًا عند الأطوال الموجية القصيرة مقارنة بالأطوال الموجية الطويلة ، كما هو متوقع إذا كان هناك المزيد من الحبوب الصغيرة أكثر من الحبوب الكبيرة.


ما هو حجم غبار السديم؟ - الفلك

Телескоп / объектив съёмки: ويليامز أوبتيكس ريد كات 51

амеры для съемки: ZWO ASI1600MM-Cool

онтировки: iOptron CEM40

иды телескоп / объектив: ويليامز أوبتيكس ريد كات 51

амеры гида: ZWO ASI120mm- ميني

Программы: معالج Astro Pixel & middot تطبيق ZWO ASIAIR OS و middot Adobe Photoshop CC 2020 و middot Mathworks MATLAB + Imaging Toolbox

ильтры: مجموعة Astronomik LRBG من النوع 2C 1.25 & quot

Аксессуар: ZWO EFW 1.25 8 Position & middot ZWO AsiAir Pro & middot zwo EAF & middot OAG & middot Deep Sky Dad Autofocuser 2 WO Red Cat

адры: 40 × 600 بوصة (6 ساعات و 40 دقيقة)

акопление: 6 س 40 دقيقة

Сред. возраст уны: 21.60 دينار

Средн. аза уны: 55.77%

وظيفة Astrometry.net: 4174546

Пиксельный масштаб: 2،523 угл. сек / пиксель

аправление: 90568 градусов

Радиус поля: 1،804 градусов

الموقع: 3905 × 3353

сточник данных: Путешественник

بداية

تفاصيل الاستحواذ:
تلسكوب التصوير: WO Red Cat 51 (الطول البؤري = 250 مم)
الكاميرا: ASI ZWO 1600MM Pro

التواريخ: 07 ديسمبر 2020 و 09 ديسمبر 2020

المرشحات وتفاصيل التعريض:
مرشح أحمر Astronomik 1.25 بوصة: 10x600 بوصة (ربح: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح أحمر Astronomik 1.25 ": 30x10" (كسب: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Green 1.25 بوصة: 10x600 بوصة (ربح: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Green 1.25 ": 30x10" (كسب: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Blue 1.25 ": 10x600" (كسب: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Blue 1.25 ": 30x10" (كسب: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Luminance 1.25 بوصة: 10x600 بوصة (ربح: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية
مرشح Astronomik Luminance 1.25 بوصة: 30 × 10 بوصة (ربح: 139.00) درجة حرارة رقاقة CMOS: -10 درجة مئوية


كشف الغبار

الشكل 3. صور مرئية وبالأشعة تحت الحمراء لسديم رأس الحصان في الجبار. على اليسار ، (أ) صورة ضوئية مرئية لـ

تحجب السحابة المظلمة التي تظهر في الشكل 1 ضوء العديد من النجوم الموجودة خلفها ، ولاحظ كيف تزدحم المناطق في أجزاء أخرى من الصورة بالنجوم. Barnard 68 هو مثال على سحابة كثيفة نسبيًا أو سديم مظلم تحتوي على حبيبات غبار صلبة صغيرة. تظهر هذه الغيوم غير الشفافة بشكل واضح في أي صورة لمجرة درب التبانة ، المجرة التي تقع فيها الشمس (انظر الأشكال في مجرة ​​درب التبانة). الصدع المظلم & # 8220 ، & # 8221 الذي يمتد طوليًا أسفل جزء طويل من مجرة ​​درب التبانة في سمائنا ويبدو أنه يقسمها إلى قسمين ، ينتج عن مجموعة من هذه السحب الغامضة.

في حين أن غيوم الغبار شديدة البرودة بحيث لا تشع كمية قابلة للقياس من الطاقة في الجزء المرئي من الطيف ، فإنها تتوهج بشكل ساطع في الأشعة تحت الحمراء (الشكل 2). والسبب هو أن حبيبات الغبار الصغيرة تمتص الضوء المرئي والأشعة فوق البنفسجية بكفاءة عالية. يتم تسخين الحبيبات بواسطة الإشعاع الممتص ، عادةً إلى درجات حرارة من 10 إلى حوالي 500 كلفن ، وإعادة إشعاع هذه الحرارة بأطوال موجات الأشعة تحت الحمراء.

بفضل أحجامها الصغيرة ودرجات الحرارة المنخفضة ، تشع الحبيبات النجمية معظم طاقتها من الأشعة تحت الحمراء إلى ترددات الميكروويف ، بأطوال موجية من عشرات إلى مئات الميكرونات. الغلاف الجوي للأرض معتم للإشعاع عند هذه الأطوال الموجية ، لذا فإن الانبعاثات الغبار بين النجوم من الأفضل قياسه من الفضاء. تظهر الملاحظات من فوق الغلاف الجوي للأرض أن سحب الغبار موجودة في جميع أنحاء مستوى مجرة ​​درب التبانة (الشكل 4).

الشكل 4. انبعاث الأشعة تحت الحمراء من سطح مجرة ​​درب التبانة: تُظهر هذه الصورة بالأشعة تحت الحمراء التي التقطها تلسكوب سبيتزر الفضائي حقلاً في مستوى مجرة ​​درب التبانة. (مجرتنا على شكل قرص مضغوط ، فإن طائرة درب التبانة هي القرص المسطح لذلك الطبق الطائر. نظرًا لوجود الشمس والأرض والنظام الشمسي في مستوى مجرة ​​درب التبانة وعلى مسافة كبيرة من مركزها ، نحن ننظر إلى Galaxy edge ، تمامًا كما قد ننظر إلى لوح زجاجي من حافته.) ينتج هذا الانبعاث عن طريق حبيبات الغبار الدقيقة ، التي تنبعث عند 3.6 ميكرون (أزرق في هذه الصورة) ، و 8.0 ميكرون (أخضر) ، و 24 ميكرون (أحمر). المناطق الأكثر كثافة من الغبار شديدة البرودة وغير شفافة لدرجة أنها تظهر كغيوم داكنة حتى في هذه الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء. تشير الفقاعات الحمراء المرئية في كل مكان إلى المناطق التي تم فيها تسخين الغبار بواسطة النجوم الفتية. يزيد هذا التسخين من الانبعاث عند 24 ميكرون ، مما يؤدي إلى اللون الأحمر في هذه الصورة. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة NASA / JPL-Caltech / جامعة ويسكونسن) الشكل 5. عنقود نجم الثريا: الضوء المزرق المحيط بالنجوم في هذه الصورة هو مثال على سديم انعكاس. مثل الضباب حول مصباح الشارع ، يضيء السديم الانعكاسي فقط لأن الغبار بداخله ينثر الضوء من مصدر مشرق قريب. يمر حشد الثريا حاليًا عبر سحابة بين النجوم تحتوي على حبيبات الغبار ، والتي تشتت الضوء من النجوم الزرقاء الساخنة في العنقود. تقع مجموعة Pleiades على بعد حوالي 400 سنة ضوئية من الشمس. (الائتمان: NASA و ESA و AURA / Caltech)

بعض السحب الكثيفة من الغبار قريبة من النجوم المضيئة وتبعثر ما يكفي من ضوء النجوم ليصبح مرئيًا. تسمى سحابة الغبار هذه ، التي يضيءها ضوء النجوم ، أ سديم انعكاس، لأن الضوء الذي نراه هو ضوء النجوم المنعكس على حبيبات الغبار. أحد الأمثلة الأكثر شهرة هو الضبابية حول كل من ألمع النجوم في مجموعة الثريا. حبيبات الغبار صغيرة ، وتتحول هذه الجسيمات الصغيرة إلى تشتت الضوء بأطوال موجية زرقاء أكثر كفاءة من الضوء عند الأطوال الموجية الحمراء. لذلك ، يبدو السديم الانعكاسي أكثر زرقة من نجمه المضيء (الشكل 5).

يختلط الغاز والغبار بشكل عام في الفضاء ، على الرغم من أن النسب ليست متماثلة تمامًا في كل مكان. يتضح وجود الغبار في العديد من صور السدم الانبعاثية في كوكبة القوس ، حيث نرى منطقة H II محاطة بسديم انعكاس أزرق. يعتمد نوع السديم الذي يبدو أكثر إشراقًا على أنواع النجوم التي تسبب توهج الغاز والغبار. النجوم الأكثر برودة من حوالي 25000 كلفن لديها القليل جدًا من الأشعة فوق البنفسجية ذات الأطوال الموجية الأقصر من 91.2 نانومتر - وهو الطول الموجي المطلوب لتأين الهيدروجين - بحيث تفوق السدم الانعكاسية حول هذه النجوم السدم الانبعاثية. النجوم التي تزيد درجة حرارتها عن 25000 كلفن تبعث طاقة فوق بنفسجية كافية لدرجة أن السدم الانبعاثية التي تنتجها حولها تتفوق عمومًا على السدم الانعكاسية.


حقائق

عُرف سديم الفراشة منذ عام 1888 على الأقل. وتعود أول دراسة معروفة لهذا الجسم إلى عام 1907 ، عندما رسم الفلكي الأمريكي إدوارد إيمرسون بارنارد السديم ووصفه.

تقع NGC 6302 داخل مجرتنا درب التبانة ، على بعد حوالي 3800 سنة ضوئية في كوكبة العقرب. الغاز المتوهج هو طبقات النجم & # 8217s الخارجية ، تم طرده على مدار حوالي 2200 عام. يمتد & # 8220butterfly & # 8221 لأكثر من عامين ضوئيين ، أي حوالي نصف المسافة من الشمس إلى أقرب نجم ، Alpha Centauri. لا يمكن رؤية النجم المركزي نفسه ، لأنه مخفي داخل حلقة من الغبار على شكل كعكة دائرية ، والتي تظهر كشريط مظلم يقرص السديم في المركز. يحد حزام الغبار السميك من تدفق النجم & # 8217s ، مما يخلق الشكل الكلاسيكي & # 8220 ثنائي القطب & # 8221 أو شكل الساعة الرملية الذي تعرضه بعض السدم الكوكبية. تقدر درجة حرارة سطح النجم وحوالي 400000 درجة فهرنهايت ، مما يجعله أحد أكثر النجوم شهرة في مجرتنا. تظهر الملاحظات الطيفية التي تم إجراؤها باستخدام التلسكوبات الأرضية أن الغاز يبلغ حوالي 36000 درجة فهرنهايت ، وهو حار بشكل غير عادي مقارنة بالسديم الكوكبي النموذجي. تكشف صورة WFC3 عن تاريخ معقد للانبعاثات من النجم. تطور النجم أولاً إلى نجم عملاق أحمر ضخم ، يبلغ قطره حوالي 1000 مرة قطر شمسنا. ثم فقدت طبقاتها الخارجية الممتدة. تم إطلاق بعض هذا الغاز من خط الاستواء بسرعة بطيئة نسبيًا ، ربما تصل إلى 20000 ميل في الساعة ، مما أدى إلى تكوين حلقة دائرية الشكل. تم إخراج الغازات الأخرى بشكل عمودي على الحلقة بسرعات أعلى ، مما أدى إلى إنتاج & # 8220 أجنحة & # 8221 من الهيكل على شكل فراشة. في وقت لاحق ، مع ارتفاع درجة حرارة النجم المركزي ، تحركت رياح نجمية أسرع بكثير ، تيار من الجسيمات المشحونة يسافر بسرعة تزيد عن مليوني ميل في الساعة ، عبر الهيكل الحالي على شكل جناح ، مما زاد من تعديل شكله. الصورة: ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وفريق هابل SM4 ERO

يحتوي سديم الفراشة على هيكل ثنائي القطب مع فصين أساسيين وربما زوج آخر من الفصوص من مرحلة سابقة لفقدان الكتلة. النجم المركزي للسديم # 8217s محجوب بحارة مظلمة تمر عبر خصر السديم # 8217s.

يحتوي NGC 6302 على فص شمالي غربي بارز يعتقد أنه تشكل منذ حوالي 1900 عام.

لم يتم الكشف عن النجم المركزي بسبب الحلقة المغبرة التي تحجبه وتمتص كمية كبيرة من الضوء القادم من السديم والمنطقة المركزية # 8217s ، وبسبب الخلفية النجمية اللامعة # 8217. كتلة النجم تقارب 0.64 ضعف كتلة الشمس. كان في الأصل أكبر كتلة بكثير ، حيث كانت كتلته حوالي خمسة أضعاف كتلة الشمس ، لكنه طرد معظم كتلته في الحدث الذي أدى إلى تكوين السديم. يتطور النجم حاليًا إلى قزم أبيض. تبلغ درجة حرارته حوالي 34 مرة حرارة الشمس وواحد من أكثر النجوم المعروفة سخونة. الأشعة فوق البنفسجية من النجم تجعل السديم يتوهج.

كان سديم الفراشة أحد السدم الكوكبية ثنائية القطب الواقعة بالقرب من قلب المجرة والتي تم اكتشافها لتكون متماشية بشكل تفضيلي مع المستوى المجري لمجرة درب التبانة. يشير الاكتشاف ، الذي تم الإعلان عنه في 4 سبتمبر 2013 ، إلى وجود قوة خارجية تشكل اتجاههم ، وربما مجال مغناطيسي قوي ينبعث من انتفاخ المجرة.

درس الباحثون أكثر من مائة سدم كوكبي في المنطقة الوسطى من المجرة باستخدام تلسكوب هابل الفضائي والمرصد الأوروبي الجنوبي وتلسكوب التكنولوجيا الجديدة (NNT) # 8217 عندما وجدوا أن السدم ثنائية القطب كانت في محاذاة مدهشة مع بعضها البعض ، مع تلسكوبهما الطويل محاذاة محاذاة على مستوى مجرة ​​درب التبانة. تقع السدم في مواقع مختلفة ، ولديها تركيبات وتواريخ مختلفة ، ولا تتفاعل مع بعضها البعض ، ومع ذلك فهي تتماشى بشكل غامض مع بعضها البعض. هذا ليس هو الحال مع جميع السدم الكوكبية ، فقط السدم ثنائية القطب.

يُعتقد أن شكل السدم الكوكبية يتحدد من خلال دوران النجم المركزي أو النظام النجمي. يُعتقد أن شكل السدم ثنائي القطب ناتج عن نفاثات تدفع الكتلة إلى الخارج من النجم المركزي المتعامد مع مداره. بينما يتم تحديد شكل السدم الكوكبية من خلال خصائص النجوم السلفية ، فإن الاكتشاف الجديد يشير إلى أن الانتفاخ المركزي لدرب التبانة مع المجالات المغناطيسية له تأثير أقوى على المجرة بأكملها مما كان يعتقد سابقًا.

سديم البق ، NGC 6302 ، هو أحد أكثر السدم الكوكبية سطوعًا وأكثرها سطوعًا. يقع على بعد حوالي 4000 سنة ضوئية ، باتجاه كوكبة العقرب (العقرب). السديم هو سوانسونغ لنجم محتضر شبيه بالشمس يرقد في مركزه. عند حوالي 250000 درجة مئوية ومغطاة بغطاء من أحجار البرد ، لم يتم ملاحظة النجم نفسه أبدًا لأنه محاط بقرص كثيف من الغاز والغبار ، معتم للضوء. قد يكون هذا القرص الكثيف هو أصل هيكل الساعة الرملية للسديم. هذه الصورة الملونة ، التي تسلط الضوء بشكل جيد على البنية المعقدة للسديم ، هي مركب من ثلاثة تعريضات من خلال مرشحات زرقاء وخضراء وحمراء. تم تصنيعه باستخدام التلسكوب الدنماركي البالغ طوله 1.5 متر في مرصد ESO La Silla ، تشيلي. الصورة: ESO / IDA / Danish 1.5 m / R. جيندلر ، أ. هورنستروب و ج. أوفالدسن

سديم الفراشة - NGC 6302

موقع سديم الفراشة ، الصورة: روبرتو مورا

كوكبة: برج العقرب
الإحداثيات: 17 س 13 د 44.211 ث (صعود يمين) ، -37 ° 06 & # 821715.94 & # 8221 (انحراف)
الحجم المرئي: 7.1B
الحجم المطلق: -3.0B
المسافة: 3800 سنة ضوئية
الكتلة: 5 كتل شمسية
الأبعاد الظاهرة: & GT3 & # 8242
التعيينات: سديم الفراشة ، NGC 6302 ، سديم الحشرات ، PK 349 + 01 1 ، Sharpless 6 ، RCW124 ، Gum 60 ، Caldwell 69


ما هو حجم السديم الشمسي؟

نظامنا الشمسي تشكلت منذ حوالي 4.5 مليار سنة من سحابة كثيفة من الغاز والغبار بين النجوم. ال انهارت السحابة ، ربما بسبب ال موجة الصدمة لنجم متفجر قريب يسمى سوبرنوفا. عندما انهارت سحابة الغبار هذه ، شكلت السديم الشمسيو مدشا الغزل القرص المواد دوامة.

بعد ذلك السؤال هو ما هو حجم النظام الشمسي؟ لنا النظام الشمسي أكبر كوكب هو متوسط ​​مسافة 484 مليون ميل (778 مليون كيلومتر) من الشمس. هذا 5.2 AU.

بالنظر إلى هذا ، ما هو السديم الشمسي؟

السديم الشمسي. السديم الشمسي. اسم. سحابة كبيرة من الغاز والغبار تنطلق منها الشمس والكواكب وغيرها شمسي تشكيل هيئات النظام. نمط MLA.

ما هي أهمية السديم الشمسي؟

كوكبي السدم غالبًا ما يدور حول النجم الجديد ومن المرجح أن يكون الغاز المتبقي والغبار على الكواكب. تماما مثل طريقنا النظام الشمسي ولد. هذا سديم يُعرف باسم "أركان الخلق". حجم لا يُصدق وإمكانية إنشاء العديد من النجوم الجديدة تمامًا.


أنواع السدم

مناطق HII والسدم المظلمة هي المكان الذي يمكن أن تتشكل فيه النجوم. وهي مصنوعة في الغالب من الهيدروجين والهيليوم ، مع آثار غازات أخرى وتسريب حبيبات الغبار. توجد إلى حد كبير في الأذرع الحلزونية لمجرتنا. وُلد نظامنا الشمسي في مثل هذه المنطقة منذ أكثر من 4.5 مليار سنة. أشهر الغيوم الجزيئية هي سديم الجبار ، سديم إيتا كارينا ، سديم النسر (المعروف أيضًا باسم أعمدة الخلق) ، سديم الرتيلاء في سحابة ماجلان الكبيرة ، سديم رأس الحصان ، كيس الفحم ، والبحيرة سديم. معظمهم ، باستثناء كيس الفحم ، يستحمون في ضوء النجوم التي تشكلت بداخلهم. كيس الفحم هو مثال على سديم مظلم يحجب النجوم القريبة ، وربما يكون النجوم بداخله.

بقايا المستعرات الأعظمية هي البقايا النهائية للنجوم الضخمة التي فجرت نفسها في نهاية حياتها. هذه سحب متوسعة من الغاز والغبار مع نجوم نيوترونية أو حتى ثقوب سوداء تشير إلى مكان الثبات الأخير للنجم. أشهر بقايا مستعر أعظم هو سديم السرطان في برج الثور. ظهر انفجاره في سمائنا عام 1054 م. يحتوي على نجم نابض & # 8212 نجم نيوتروني دوار & # 8212 محاط بسحب خيطية من مادة انفجرت عندما انفجر نجمها.

السدم الكوكبية هي بقايا نجوم مثل الشمس. وهي تتكون من سحابة من الغاز والغبار تحيط بنجم قزم أبيض بارد ببطء. أشهر سديم كوكبي هو السديم الحلقي في كوكبة ليرا. لقد كان ذات يوم نجمًا شبيهًا بالشمس ينفخ بلطف غلافه الخارجي في الفضاء مع تقدمه في العمر. ما تبقى من هذا الغلاف الجوي هو سحابة على شكل حلقة تتوهج من إشعاع النجم القزم الأبيض المتضائل.


ما هو حجم غبار السديم؟ - الفلك

سديم الرتيلاء ومنطقة الفضاء المحيطة به [الصورة: المرصد الأوروبي الجنوبي]

حتى لو كانت العناكب تزعجك ، فلا تقلق بشأن هذا الرتيلاء. إنه ليس عنكبوت كبير. انها كبيرة سديم يشبه إلى حد ما العنكبوت في بعض الصور. إنه أيضًا بعيد جدًا حتى أن ضوءه يستغرق حوالي 170000 سنة للوصول إلينا. تولد النجوم هناك ، وتموت النجوم هناك ، وهي واحدة من أروع السدم في منطقة المجرة.

1. السديم هو سحابة عملاقة من الغاز والغبار في الفراغات بين النجوم.
تمتلك السدم الأشياء اللازمة لتكوين نجوم جديدة ، والعديد منها عبارة عن مشاتل نجمية. هناك أيضًا سدم مكونة من الطبقات الخارجية للنجوم الضخمة التي أنهت حياتها بانفجار هائل يسمى a سوبرنوفا. يسمى هذا النوع من السدم a بقايا المستعر الأعظم. يحتوي الرتيلاء على كلا النوعين من السديم.

2. لا يوجد سديم الرتيلاء في مجرتنا درب التبانة - إنه موجود في مجرة ​​قريبة تسمى سحابة ماجلان الكبيرة (LMC).
LMC هي مجرة ​​قزمة يمكن رؤيتها بسهولة في نصف الكرة الجنوبي في كوكبة دورادو (أسماك ماهي ماهي).

3. على الرغم من أنه يبعد 170،000 سنة ضوئية ، إلا أن سديم الرتيلاء شديد السطوع بحيث يمكنك رؤيته بدون تلسكوب. في البداية ، اعتقد الناس أنه نجم.
أظهر أطلس نجم من أوائل القرن السابع عشر أنه نجم. في وقت لاحق تم إدراج السديم في أطالس النجوم كـ 30 دورادوس، وهو رقم نجمي. أظهرت التلسكوبات أخيرًا أن الجسم كان سديمًا وليس نجمًا ، لكنه لا يزال يُطلق عليه غالبًا 30 دورادوس. في التلسكوبات الكبيرة في أوائل القرن العشرين ، ذكّر السديم بعض علماء الفلك بعنكبوت كبير. هكذا حصلت على اسمها.

4. إن سديم الرتيلاء هو أكبر بكثير من سديم الجبار ، لكنه يبعد أكثر من مائة مرة.
دعونا نقارن الرتيلاء بواحد من ألمع وأشهر السدم في مجرتنا ، سديم الجبار. يبعد سديم الجبار حوالي 25 سنة ضوئية و 1350 سنة ضوئية. يمكنك رؤيته بدون تلسكوب في كوكبة الجبار على شكل رقعة ضبابية باهتة. يمتد سديم الرتيلاء على أكثر من 600 سنة ضوئية ، لكنه يبعد أكثر من 100 مرة. حاول أن تتخيل سديم الرتيلاء في مكان سديم الجبار. إذا خرجت لتنظر إلى سماء الليل ، فستكون ساطعة بما يكفي لترى ظلك.

5. كانت الرتيلاء منطقة نشيط للغاية منذ عدة ملايين من السنين.
كيف يمكن أن تكون سحابة من الغاز والغبار مشرقة بما يكفي لرؤيتها من بعيد؟ الجواب هو "النجوم". يوجد مجموعات النجوم من مختلف الأعمار في الرتيلاء. العنقود النجمي هو مجموعة من النجوم التي تشكلت معًا في نفس الجزء من السديم العملاق وبقيت معًا بسبب قوة جاذبيتها على بعضها البعض. يأتي نصف ضوء الرتيلاء من R136 ، الجزء المركزي من مجموعة نجمية واحدة.

6. يحتوي R136 على أكثر من نصف مليون نجم شاب إلى حد ما.
لا يحتوي R136 على الكثير من النجوم فحسب ، بل يحتوي أيضًا على بعض النجوم الكبيرة بشكل مذهل. هناك ما لا يقل عن تسعة نجوم تزيد كتلتها عن الشمس بمائة مرة. أحد هذه النجوم R136a1 أكبر بـ 250 مرة من كتلة الشمس.

7. أكبر النجوم هي أيضا الأكثر سخونة. النجم العملاق يحترق بشكل ساطع ، لكن له حياة قصيرة تنتهي بـ سوبرنوفا انفجار.
المستعر الأعظم هو انفجار هائل يعطي الكثير من الضوء والطاقة مثل مجرة ​​كاملة من النجوم. يصنع موجة صدمة يمكن أن تبدأ في تشكيل نجم جديد في السديم. العناصر الثقيلة مثل النحاس والذهب والتيتانيوم تصنع في مستعر أعظم ، لذلك يتم إضافتها إلى السديم وإعادة تدويرها في النجوم الجديدة. لا تزال نجوم R136 أصغر من أن تنتهي في المستعرات الأعظمية ، لكن الرتيلاء شهدت العديد من المستعرات الأعظمية في الماضي.

8. هودج 301 عبارة عن عنقود نجمي أقدم من R136 ، ويبعد عنه حوالي 150 سنة ضوئية.
درس علماء الفلك هودج 301 ويقدرون حدوث ما لا يقل عن أربعين سوبر نوفا هناك. يعتقدون أيضًا أن هذه المستعرات الأعظمية ربما تكون قد أدت إلى تشكيل النجوم في R136.

9. كان أول مستعر أعظم لما يقرب من أربعمائة عام يمكن رؤيته بدون تلسكوب في سديم الرتيلاء.
كان أول سوبرنوفا عام 1987 (SN 1987A) هو أول مستعر أعظم منذ عام 1604 يمكن رؤيته بدون منظار أو تلسكوب. لسوء حظ أولئك الذين يعيشون في نصف الكرة الشمالي ، كان هذا حدثًا في نصف الكرة الجنوبي. لقد كان بالتأكيد حدثًا كبيرًا لعلماء الفلك الذين تمكنوا أخيرًا من دراسة مستعر أعظم قريب باستخدام التلسكوبات الحديثة وأجهزة الكشف الأخرى.

10. يعرف سديم الرتيلاء عدة مرات فقاعات رائعة.
الفقاعة الفائقة عبارة عن تجويف كبير جدًا ينفجر من السدم بواسطة المستعرات الأعظمية. يبلغ طولها مئات السنين الضوئية. تشكل نظامنا الشمسي وسط فقاعة عملاقة قديمة.

حقوق الطبع والنشر للمحتوى ونسخة 2021 بواسطة منى إيفانز. كل الحقوق محفوظة.
هذا المحتوى كتبته منى إيفانز. إذا كنت ترغب في استخدام هذا المحتوى بأي طريقة ، فأنت بحاجة إلى إذن كتابي. تواصل مع منى إيفانز للحصول على التفاصيل.


سديم السلطعون

أنتج هيرشل رؤية معقدة لبقايا نجم مات في انفجار نجمي منذ ألف عام. لقد قدمت دليلاً آخر على أن الغبار بين النجوم الموجود في جميع أنحاء مجرتنا يتكون عندما تصل النجوم الضخمة إلى نهاية حياتها.

يقع سديم السرطان على بعد ستة آلاف ونصف سنة ضوئية من الأرض ، وهو من بقايا انفجار دراماتيكي يسمى سوبر نوفا ، وقد رآه علماء الفلك الصينيون في الأصل عام 1054 بعد الميلاد. بدءًا من كتلة أكبر بمقدار 12-15 مرة من الشمس ، كل ما تبقى بعد الموت الدراماتيكي للنجم هو نجم نيوتروني صغير سريع الدوران وشبكة معقدة من المواد النجمية المقذوفة.

يشتهر سديم السرطان بطبيعته المعقدة ، بهياكل خيطية جميلة تُرى بأطوال موجية مرئية. الآن ، ولأول مرة ، وبفضل دقة Herschel الرائعة ، يمكننا رؤية خيوط الغبار هذه في منطقة الأشعة تحت الحمراء البعيدة من الطيف الكهرومغناطيسي. بعد استبعاد المصادر الأخرى ، أظهر علماء الفلك باستخدام Herschel أن هذه الخيوط مصنوعة من الغبار الكوني ، وتقع في نفس المكان تمامًا الذي نرى فيه أكثر كتل المستعرات العظمى كثافة. يوفر هذا دليلًا قاطعًا على أن Crab Nebula هو مصنع غبار فعال ، يحتوي على ما يكفي من الغبار لتكوين حوالي 30.000-40.000 كوكب أرضي. يتكون الغبار من مزيج من مواد الكربون والسيليكات ، والتي تعتبر ضرورية لتشكيل أنظمة كوكبية مثل نظامنا الشمسي.

سديم السرطان والمنطقة المحيطة به ، مما يدل على عدم وجود غبار ملوث في المقدمة والخلفية.

استخدمت صور الأشعة تحت الحمراء السابقة لسديم السرطان ، باستخدام تلسكوب سبيتزر الفضائي ، أطوال موجية أقصر بكثير وبالتالي أظهرت الغبار الأكثر دفئًا فقط. لم يجد سبيتزر سوى كمية ضئيلة من الغبار ، وذلك ببساطة لأنه فقد الخزان الهائل للغبار الأكثر برودة المعروف الآن بوجوده. يستطيع هيرشل ، الذي يراقب الأطوال الموجية الأطول ، اكتشاف كل من الغبار الدافئ (الموضح باللون الأخضر / الأزرق في الصورة) وكذلك الغبار البارد (كما هو موضح باللون الأصفر / البرتقالي) ، وبعضها بارد مثل -260 درجة مئوية. سمح هذا لعلماء الفلك بقياس الكتلة الكلية للغبار لأول مرة.

شوهدت كميات كبيرة من الغبار في بقايا المستعر الأعظم من قبل ، لكن سديم السرطان مثير بشكل خاص لأنه يوفر أنظف رؤية لما يجري. على عكس العديد من البقايا الأخرى ، لا توجد مادة مجرة ​​مغبرة تقريبًا أمام أو خلف سديم السرطان ، لذا فإن الصورة غير ملوثة بالمواد الموجودة بينها وبين الأرض. يسمح هذا أيضًا لعلماء الفلك باستبعاد احتمالية انتشار الغبار مع توسع موجة الصدمة في جميع أنحاء المنطقة المحيطة.

في معظم بقايا المستعرات الأعظمية ، يتم تدمير الكثير من الغبار أثناء تدفقه في الغاز والغبار بين النجوم المحيطين به ، مما يسحقه موجات الصدمة العنيفة. العلاج النهائي هو أن سديم السرطان هو بيئة أكثر لطفًا لحبيبات الغبار ، لذلك لا يبدو أن الغبار قد تم تدميره. قد تكون هذه أول حالة يتم ملاحظتها لغبار يتم طهيه حديثًا في مستعر أعظم وينجو من رحلته الخارجية التي تحملها موجة الصدمة. لدينا الآن دليل قاطع على أن المستعرات الأعظمية خلقت المواد الخام لأول جسيمات صلبة ، اللبنات الأساسية للكواكب الصخرية والحياة نفسها ، في غمضة عين.

سديم السرطان كما هو مرئي (يسار) ، يظهر التوهج من الغاز الساخن النشط والأشعة تحت الحمراء البعيدة (على اليمين) ، ويظهر الغبار الدافئ (الأخضر / الأزرق) والغبار البارد (الأصفر / البرتقالي) اللامع في البقايا. رصيد الصورة: ESA / Herschel / SPIRE / PACS / MESS (Far-IR) NASA / ESA / STScI (مرئي)

سديم الرتيلاء كبير جدًا جدًا

إذا غادرت مجرتنا درب التبانة وابتعدت عنها - وحتى عند سرعة الضوء ، سيستغرق ذلك ، أوه ، مائتين أو ثلاثمائة ألف سنة ، لذا احزم وجبة غداء - سترى أننا محاطون بالعشرات من الكثير مجرات أصغر. ومع ذلك ، تبرز اثنتان منها: سحابة ماجلان الكبيرة والصغيرة ، وهي أكبر مجموعة ، على الرغم من أنها لا تزال صغيرة مقارنةً بدرب التبانة العظيمة.

يقع LMC (كما هو معروف منا يسمي الأكبر) على بعد حوالي 160.000 سنة ضوئية من الأرض ، وهو عبارة عن بقعة ملطخة من النجوم لها شكل واضح تقريبًا ، ولكن ليس تمامًا. تم تصنيفها على أنها مجرة ​​غير منتظمة ، على الرغم من أن بعض علماء الفلك يجادلون بأنها قد تكون دوامة وليدة.

المزيد من علم الفلك السيئ

على الرغم من مكانته الصغيرة نسبيًا ، يستضيف LMC ما قد يكون أكبر سديم مكون للنجوم في المجموعة المحلية بأكملها المكونة من 50 مجرة ​​أو نحو ذلك. إنه كبير جدًا ويحتوي على العديد من البنى التحتية لدرجة أنه يمر بمجموعة من الأسماء ، لكن معظم علماء الفلك يعرفون أنه سديم الرتيلاء.

إنه كبير جدًا ومترامي الأطراف لدرجة أن الكلمات تقصر عن وصفها بأي طريقة تستحقها. يمتد السديم الرئيسي إلى ما يقرب من 300 سنة ضوئية - قارن ذلك بسديم الجبار الشهير ، الذي يبلغ حجمه "فقط" اثنتي عشرة سنة ضوئية أو نحو ذلك. يوجد في قلبه كتلة ضخمة جدًا - تحتوي على نجوم تضيف ما يصل إلى نصف مليون أضعاف كتلة الشمس - أنها قد تكون في الواقع تشكل كتلة كروية!

يمكنني أن أستمر ، لكن الصورة تساوي كيلو وورد واحد بالطبع. لذلك ، انظر إلى هذا ، وتحول إلى غبار إحساسك بالحجم:

سديم الرتيلاء المترامي الأطراف ، وهو مجمع ضخم لتشكيل النجوم في مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة. الائتمان: ESO

حسنًا ، لنتحدث الآن عن هذا للحظة. التقطت هذه الصورة بواسطة Omegacam على تلسكوب VLT للمسح (أو VST ، VLT تعني تلسكوب كبير جدًا ، مما يجعلها اختصارًا متداخلًا ومربكًا). OmegaCam هو كاشف 256 ميجابكسل (!!) ، والتلسكوب عبارة عن وحش بطول 2.6 متر ، وهو أكبر تلسكوب موجود حاليًا على الأرض مخصص لإجراء عمليات مسح للسماء (بدلاً من الإشارة إلى أهداف محددة).

ما تراه هنا ليس قريبًا من الصورة ذات الدقة الكاملة المتاحة ، اضطررت إلى تنزيل إصدار أصغر (إصدار 4000 × 4000 10 ميجا بايت فقط) ، وحتى ذلك الحين كان علي اقتصاصها وحفظها بدقة أقل للتأكد من أن الخوادم لم تفعل ذلك. لقد قمت بتقييده (قمت أيضًا بتدويره 90 درجة في اتجاه عقارب الساعة لأسباب جمالية).

إذا كنت تريد النسخة كاملة الدقة ، يمكنك الحصول عليها هنا. ضع في اعتبارك أنه يبلغ 16،655 × 16،719 بكسل ويبلغ الحجم 157 ميجا بايت!

جزء الرتيلاء من السديم هو المنطقة المستديرة على اليمين. هنا بدقة أعلى (على الرغم من أنه لا يزال يتعين علي تقليصها بنسبة 30٪ أو نحو ذلك للحصول على كل شيء بداخلها ليناسب هنا):

تفاصيل عن سديم الرتيلاء تظهر النجوم الضخمة المتكونة حديثًا وهي تنفجر بعيدًا. الائتمان: ESO

مجموعة النجوم اللامعة إلى اليمين هي R136 ، ذلك التجمع الهائل الذي ذكرته أعلاه. يمكنك أن ترى مدى فوضوية هذه المنطقة بأكملها. أي حضارة تتطور على كوكب في أي مكان قريب من هناك سيكون لها وجهة نظر مختلفة إلى حد كبير عن الكون عما لدينا.

أتساءل كيف ستكون أساطيرهم؟

يمكنك قراءة المزيد عن هذا السديم في موقع المرصد الأوروبي الجنوبي ، أو في أي من المقالات العديدة التي كتبتها عن الرتيلاء. لكن هناك شيء آخر أريد أن أشير إليه في هذه الصورة.

دع عينيك تتجول فوقها ، وتنظر إلى ميزات النطاق المتوسط ​​، وليس الأشياء الصغيرة. إذا قمت بذلك ، ستلاحظ وجود الكثير من حلقات وأقواس الغاز فيه. وحيثما ترى هذه ، ستلاحظ وجود مجموعة من النجوم في مركزها. هذه واحدة من أجلك:

تفاصيل سديم الرتيلاء لعنقود من النجوم يحرث الغاز من حولهم في قشرة رقيقة. الائتمان: ESO

هذا جزء صغير من الصورة الكبيرة (مأخوذ من أعلى وإلى يمين الوسط). الأمر واضح هنا! يشكل الغاز دائرة كاملة حول مجموعة جيدة من النجوم الساطعة.

هذا ليس من قبيل الصدفة. عندما تتشكل النجوم بشكل جماعي في السديم ، وخاصة بالآلاف ، سيكون عدد قليل منهم ضخمًا. عندما تنشط بعد تشكلها ، لتصبح نجومًا حقيقية ، فإنها تطلق موجة شرسة من الضوء والرياح (مثل الرياح الشمسية ، المكونة من جسيمات دون ذرية ، لكنها أقوى بكثير) هذه تحفر تجويفًا في الغاز من حولها ، وتدفع أيضًا الغاز مثل كاسحة ثلج تسير عبر الثلج. يكون التأثير متماثلًا تقريبًا حول الكتلة ، لذلك تحصل على غلاف كروي من الغاز حوله. عندما ننظر إليها على الجانب ، نراها كدائرة رقيقة من الضوء ، مثل فقاعة صابون.

وهم منتشرون في هذه الصورة! هذه علامة واضحة على ولادة نجم مستمرة في السديم. وهذا هو السبب في أن النجوم الساطعة الساخنة تضيء السديم وتضربه بالأشعة فوق البنفسجية وتتسبب في توهجه. إنه إعلان ميلاد كوني ، تمت كتابته عبر بطاقة تزيد عن ثلاثة كوادريليون الكيلومترات من النهاية إلى النهاية.

أحيانًا يكون علم الفلك دقيقًا ، مع وجود أجسام خافتة صغيرة وبعيدة بالكاد يمكن اكتشافها مقابل ظلام الليل الأبدي ، وهو لغز يلمح إلى العلم والعظمة الكامنة وراءه.

وأحيانًا تكون مطرقة ثقيلة تضرب عينيك وعقلك بالتباهي والحماس. I’m good with that too.


Nebulae

Messier 27, a.k.a. The Dumbbell Nebula is a showpiece planetary nebula 1,300 light-years distant. The distance was measured in 2009 by astronomers using the Fine Guidance Sensors on the Hubble Space Telescope. Knowing its distance and its apparent diameter on the sky provides the real diameter of the brightest parts of the nebula: 2.3 light-years. Very deep images of M27 show that the central star responsible for the nebula, has episodically puffed off layers of gas in the past.

The red light is produced by ionized hydrogen the green light is produced by oxygen that has lost two of its electrons. This star is returning heavy elements back to the interstellar medium, making them available for new stars and planets.

The Ring Nebula: Faintly visible during summer months in modest telescopes from dark sites, it is a sun-like star nearing the end of life. Hydrogen fuels the stars, and that fuel must someday run out.

Having run out of hydrogen in its core, the star at the center of this colorful and expanding cloud of gas is fusing the nuclear ashes from its last few billion years (helium) into carbon. Fusing helium offers less energy than hydrogen burning, so it can do this for a time that is only 10% of the time that it previously fused hydrogen into helium.

This is the fate of the Sun in another 5,000 million years.

These nebulae are called planetary nebulae. Because of their generally round appearance they reminded astronomers of faint copies of planets. The term is misleading, but is well established in the literature after 200 years of use.

M97, The Owl Nebula was discovered by Méchain in 1781, just below the bowl of the Big Dipper. Another example of a planetary nebula, there is an obvious central star that provides the high energy radiation that makes the gas glow.

Interestingly, when the 3 rd Earl of Rosse at Birr Castle, Ireland, pointed the largest telescope in the world at the Owl, hesaw a star in both of the “eye sockets.” Did he simply misplace one of the stars we see today in his drawing? William Parsons was a careful observer and the first to see the spiral shapes of some brighter galaxies. We may never know.

There is a faint halo of expanding gas (not seen in this image) that was ejected by the star more than 40,000 years ago. The shell visible in this image is less than 10,000 years old. At the adopted distance of the Owl, the visible shell is a little more than one light-year in diameter. Alas, the distances to planetary nebulae are generally known to a poor accuracy.

NGC 2024, The Flame Nebula is part of the same gas and dust complex that hosts the Horsehead Nebula. The bright flare in this image comes from the easternmost star in Orion’s Belt.

Behind the dark silhouette of gas and dust, new stars are forming. These young, hot stars cause the gas to glow. At the same time these new stars heat the cloud, causing it to expand, turning off the star formation process. Star formation is an inefficient process only a few percent of the mass of the cloud will go into star formation, insuring the life of the Milky Way Galaxy will extend into the distant future.

The Horsehead Nebula: Named for its obvious resemblance to a Bluegrass Thoroughbred, The Horsehead is a dark cloud of gas and dust seen in silhouette against a fluorescent cloud of hydrogen. It is notoriously difficult to see visually but is much easier to photograph.

Though hard to see, it’s not hard to find: 30 arc-minutes (one full-moon-width) south of the easternmost star in Orion’s belt, Zeta Orionis or Alnitak.


شاهد الفيديو: الحلقة 4 - ماهو السديم (شهر اكتوبر 2021).