宇宙星雲とは？ 宇宙で最も美しい星雲 星形成領域にある星雲。

みずがめ座にあるらせん星雲は、地球から完全に見ることができます。 距離はわずか700光年で、宇宙的には私たちに非常に近い位置にあります。 これは、中心に白色矮星を持つ別の惑星状星雲です。

かに星雲は、18 世紀のフランスの天文学者シャルル メシエによって編集された宇宙天体のリストの第 1 位でした。 彼が知らなかったのは、この星雲が西暦 1054 年に中国の天文学者によって観測された超新星爆発の残骸であるということでした。 その中には、激しく回転する若い中性子星であるパルサーがあります。

エスキモー星雲は、ふたご座にある明るく拡大し続けるガス雲です。 それは惑星状星雲に属します - それを囲む円盤は太陽系の惑星に似ており、中の星は太陽に似ています. おそらく、数十億年後の私たちのシステムの死は、このように見えるでしょう.

ラグーン星雲は、いて座にある星形成星雲で、私たちから約5000光年の距離にあります。 そのような天体の多くは星間塵によって私たちから隠されていますが、肉眼でも見ることができます。 ラグーンは 50 光年にわたって伸びており、プラズマ星雲からなる発光星雲のタイプに属しています。

タランチュラ星雲は、南半球から観測できる最も印象的な天体の 1 つです。 タランチュラは、大マゼラン雲銀河のドラドゥス座にある発光星形成星雲です。 その大きさは驚くべきものです。 らせん星雲の距離にある地球からの場合、天頂から地平線までの空の半分をカバーします。

フクロウ星雲は、おおぐま座にある小さな惑星状星雲です。 一般に、ほとんどの星雲は、メシエ カタログまたは新しい総合カタログ (NGS) に従って名前が付けられていますが、覚えやすい名前が付けられているのはごくわずかです。 フクロウ星雲は、フクロウの頭に遠く似ているため、2 つの目の点がある幽霊のような楕円形になっています。

三重星雲は絶対に他に類を見ません。 それは、放射、ピンク、反射、青、および吸収、黒の 3 つの主なタイプの星雲で構成されています。 その中には星の「胚」がたくさん。 おそらく、私たちの太陽系は同様の天体から生まれました。

キャッツアイ星雲は、りゅう座にあり、宇宙で知られている最も複雑な構造の 1 つです。 ハッブルとスピッツァーの画像は、多くの叢を持つらせんにねじれていることを示しています。 この理由はまだ不明です。

わし星雲は、人類に最も印象的な天文画像の 1 つである「創造の柱」、つまり新しい星の誕生領域をもたらしました。 スピッツァー望遠鏡によると、この領域は約 6,000 年前の超新星爆発によって破壊されました。 しかし、イーグルは地球から7000光年の距離にあり、さらに1000年間、「柱」を鑑賞することができます。

オリオン星雲は最も明るい発光星雲で、地球上のほぼどこからでも肉眼で夜空にはっきりと見えるため、非常に有名です。 オリオンベルトのすぐ下、地球から約 1,300 光年の距離にあり、幅は 33 光年あります。

星雲は純粋に審美的な利点とは別に、星のライフ サイクルを刺激する重元素で満たされているという重要な機能を果たします。 このリストには、最も美しい星雲だけでなく、最も驚くべき星雲の例も含まれています。

星雲. 以前は、天文学者は星に対して静止している天体に対してこの名前を使用していましたが、対照的に、小さな雲のように拡散したぼやけた外観を持っています (天文学で「星雲」に使用されるラテン語はラテン語の星雲です)。 「雲」を意味します）。 時間が経つにつれて、それらのいくつか、たとえばオリオン座の星雲は、星間ガスと塵で構成され、私たちの銀河に属していることが判明しました. アンドロメダ座やさんかく座のような他の「白い」星雲は、銀河系に似た巨大な星系であることが判明しました。 したがって、科学者は次の結論に達しました。 星雲 - ダスト、ガス、プラズマからなる星間雲で、周囲の星間媒体と比較して、その放射または吸収によって放出されます。

星雲の種類 . 星雲は、次の主なタイプに分類されます。拡散星雲、またはオリオン星雲などの H II 領域。 プレアデス星団のメロペ星雲のような反射星雲。 通常、分子雲に関連付けられているコールサックのような暗い星雲。 はくちょう座の網状星雲のような超新星残骸。 こと座のリングのような惑星状星雲。

こちらは、おりん座にある明るい星雲、NGC 2174です。

NGC 2237 は、いっかくじゅう座にある散光星雲です。 星形成プロセスが行われる電離水素の領域です。

三日月星雲。 または別の名前 - NGC 6888 (別の指定 - LBN 203) - はくちょう座の輝線星雲。

メデューサ星雲は、通常はかすかでぼんやりとしていますが、この美しい偽色の望遠鏡の画像に捉えられています。 空では、星雲は天のふたご座のふもとにあり、その側面には星μとηふたご座があります。 写真のメデューサ星雲自体は右下にあります。 それは、触手がぶら下がっている発光ガスの輝く三日月のようなものです。 メデューサ星雲は超新星残骸 IC 443 の一部であり、巨大な星の爆発から残った膨張する泡です。 その爆発からの最初の光が地球に到達したのは 30,000 年前です。 その宇宙に浮かぶ姉妹であるカニ星雲と同じように、IC 443 の残骸には中性子星があり、星の崩壊したコアです。 メデューサ星雲は 5,000 光年離れています。 画像は300光年の領域をカバーしています。 画像の残りの領域は、輝線星雲シャープレス 249 によって占められています。

星座オオハシまたは NGC 346 の星雲は、放出クラスに属します。つまり、高温のガスとプラズマの雲です。 その長さは約200光年です。 NGC 346 の温度が高い理由は、この領域に多数の若い星があるためです。 ほとんどの星は数百万歳です。 ちなみに太陽の年齢は約45億年。

かに星雲 (M1、NGC 1952、通称「かに」) は、おうし座にあるガス星雲で、超新星の残骸です。 地球から約6500光年の距離にあり、直径は6光年、秒速1000kmで膨張しています。 星雲の中心には中性子星があります。

NGC 1499 (別名 LBN 756、カリフォルニア星雲) は、ペルセウス座にある散光星雲です。 赤みがかった色をしており、形状は米国カリフォルニア州の輪郭に似ています。 星雲の長さは約100光年、地球からの距離は1500光年。

ベール星雲は、ループ星雲または漁網星雲としても知られており、はくちょう座にある拡散星雲で、巨大で比較的薄暗い超新星残骸です。 この星は約 5000 ～ 8000 年前に爆発し、その間、星雲は空の 3 度の領域を覆っていました。 それまでの距離は1400光年と推定されています。 この星雲は、1784 年 9 月 5 日にウィリアム ハーシェルによって発見されました。

イーグル星雲のいくつかの「ちりの柱」の 1 つ。神話上の生き物の像が含まれている可能性があります。 差し渡し約10光年です。

ワシ星雲 (メシエ天体 16、M16 または NGC 6611 とも呼ばれる) は、へび座にある若い散開星団です。

わし星雲で新しい星が形成される塵の柱。 写真はハッブル望遠鏡で撮影されました。

NGC 281 (その他の名称 - IC 11、LBN 616) は、カシオペア座にある散光星雲です。 これは、活発な星形成のプロセスが行われる電離水素の領域です。 地球から約1万光年の距離にある。 その形状から、この星雲は、同じ名前のアーケード コンピュータ ゲームのキャラクターに敬意を表して、パックマン星雲と名付けられました. この星雲は、紫外線の影響下で赤い光で蛍光を発します, その源は熱い若い星です.散開星団 IC 1590 の星雲。この星雲には暗い塵の構造も存在します。

未知の場所に既知の形状が表示されます。 この輝線星雲は、惑星地球の大陸の 1 つである北アメリカに似ているため、広く知られています。 NGC 7000 とも指定されている北アメリカ星雲の右側には、明るさの劣るペリカン星雲があります。 これらの 2 つの星雲は差し渡しが約 50 光年あり、私たちから約 1,500 光年離れています。 それらは暗い吸収雲によって分離されています。

オリオン星雲 (メシエ 42、M42、または NGC 1976 とも呼ばれます) は、オリオンのベルトの下に位置する明るい緑がかった発光星雲です。 最も明るい散光星雲です。 オリオン座の大星雲は、アンドロメダ星雲、プレアデス星雲、マゼラン雲とともに、深宇宙で最も有名な天体の 1 つです。 これはおそらく、天文学愛好家にとって北の空で最も魅力的な冬の天体です。 オリオン星雲として知られるこの近くの恒星の苗床ほどエキサイティングな天体の景色はほとんどありません。 星雲の輝くガスは、わずか 1,500 光年離れた巨大な星間分子雲の端にある熱い若い星を取り囲んでいます。

ダンベル星雲 (メシエ オブジェクト 27、M27、または NGC 6853 としても知られています) は、地球から 1250 光年離れた位置にあるこし座の惑星状星雲です。 その年齢は3,000年から4,000年と推定されています。 この惑星状星雲は、アマチュア観測​​の最も注目すべき対象の 1 つです。 M27 は大きく、比較的明るく、簡単に見つけることができます。この写真は、可視、赤外線、紫外線などの異なる波長範囲の望遠鏡で撮影した画像を組み合わせた狭帯域画像法を使用して、コンピューターで撮影されました。

エスキモー星雲は、1787年に天文学者ウィリアム・ハーシェルによって発見されました。 NGC 2392 星雲を地球の表面から見ると、頭がフードの中にあるかのように見えます。 宇宙望遠鏡のように、宇宙から星雲を見ると。 更新後の 2000 年のハッブルは、最も複雑な内部構造のガス雲であり、その構造について科学者はまだ頭を悩ませています。 エスキモー星雲は、惑星状星雲のクラスに属しています。 1万年前、太陽のような星の外層であった殻です。 今日の写真に写っている内殻は、星雲の中心にある星からの強い風によって吹き飛ばされたものです。 「フード」は、写真に示すように、窒素ラインでオレンジ色に光る、多くの比較的密度の高いガス状フィラメントで構成されています。 エスキモー星雲は私たちから5000光年の距離にあり、ふたご座の星座の方向に小さな望遠鏡で検出できます。

天の川の中心部とへびつかい座の有名な星座の星々の散乱を背景に、暗い星雲が身もだえしています。 この広視野画像の中心にある S 字型の暗い特徴は、へび座星雲と呼ばれます。

りゅうこつ星雲は、南方のりゅうこつ座にあり、私たちから 6500 ～ 10000 sv の距離にあります。 年。 全天で最も明るく最大の散光星雲の 1 つです。 多くの大質量星があり、星形成が活発です。 この星雲には、約 300 万年前に爆発的に星が形成された結果、若くて重い星が異常に高い濃度で含まれています。 この星雲には十数個の大きな星が含まれており、その質量は太陽の質量の 50 ～ 100 倍です。 それらの中で最も明るいカリーナは、近い将来、超新星爆発でその存在を終わらせるはずです。

巨大な星からの風に吹かれて、この星間ビジョンは驚くほど見慣れた形をしています。 NGC 7635 として登録されており、単にバブル星雲として知られています。 直径 10 光年あるこの泡はエレガントに見えますが、非常に激しいプロセスが働いている証拠です。 泡の中心の右上には、太陽の 10 倍から 20 倍の質量を持つ明るく熱いウォルフ ライエ星があります。 強い星風と星からの強力な放射が、周囲の分子雲の輝くガスからこの構造を形成しました。 注目を集めるバブル星雲は、わずか 11,000 光年離れたカシオペア座にあります。

写真: オリオン星雲の「トラペジウム」星団の領域で、最も明るい 4 つの星にちなんで名付けられ、台形に近いものを形成しています。 左が可視光、右が赤外線で撮影したもの。 左の画像では、塵の雲に覆われておらず、普通の星だけが見えています。 右側に追加されたのは、ガス状の塵の雲の中の星と、「褐色矮星」と呼ばれる約 50 個のかすかな天体です。

Astronet、Wikipedia、Spiritual and Philosophical Forum A108 の資料に基づいています。

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元のエントリとコメント

以前は、天文学では、星雲は、星に分割できなかった天の川の外側にある星団や銀河を含む、静止した、伸びた、明るい天体でした。

たとえば、アンドロメダ銀河はしばしば「アンドロメダ星雲」と呼ばれます。 でも今 星雲星間物質の一部と呼ばれ、空の一般的な背景に対する放射または放射の吸収によって区別されます。

用語の変更は、1920 年代に星雲の中に多くの銀河があることが明らかになったために発生しました。 天文学の発展と望遠鏡の解像度により、「星雲」の概念はますます正確になりました.「星雲」のいくつかは星団として識別され、暗い（吸収する）ガスと塵の星雲が発見され、1920年代に、最初にルンドマーク、次にハッブルは、多くの銀河の周辺領域にある星を考慮し、それによってそれらの性質を確立することに成功しました. その後、「星雲」という用語はより狭く理解されるようになりました。
星雲の構成: ガス、ダスト、プラズマ (中性原子 (または分子) と荷電粒子 (イオンと電子) から形成された部分的または完全にイオン化されたガス)。

星雲の兆候

前述のように、星雲は光を吸収したり放出したり（散乱）するため、 暗いか明るい.
暗い星雲- 星間ガスと星間塵の密集した (通常は分子の) 雲。 それらは塵によって星間光が吸収されるため、透明ではありません。 それらは通常、明るい星雲の背景に対して見られます。 あまり一般的ではありませんが、暗い星雲が天の川の背景に直接見えます。 これらは、石炭袋星雲と、巨大小球と呼ばれる多くの小さな星雲です。 写真は馬頭星雲（ハッブルによる写真）です。 多くの場合、星が形成されると考えられている暗い星雲の中に個々の塊が見られます。

反射する青は赤よりも効率的に散乱されるため、星雲は通常青みを帯びています (これが空の青さを説明しています)。 これらは、星に照らされたガスと塵の雲です。 星雲からの光放射の主な源は、星間塵によって散乱された星の光である場合があります。 そのような星雲の例は、プレアデス星団の明るい星の周りの星雲です。 ほとんどの反射星雲は、天の川の平面の近くにあります。

放射線によって電離した星雲- 星の放射線または他の電離放射線源によって強く電離された星間ガスの領域。 放射線によってイオン化された星雲は、天の川銀河や他の銀河 (活動銀河核やクエーサーを含む) の強力な X 線源の周りにも現れます。 それらは、多くの場合、より高い温度と重元素の高度なイオン化によって特徴付けられます。
惑星状星雲- これらは、イオン化されたガス殻と中心星である白色矮星からなる天体です。 惑星状星雲は、進化の最終段階で質量が 2.5 ～ 8 太陽質量の赤色巨星と超巨星の外層 (殻) が放出される間に形成されます。 惑星状星雲は、先祖の星の寿命が数十億年であるのに対し、数万年しか続かない（天文学的な基準による）動きの速い現象です。 現在、私たちの銀河系には約1500個の惑星状星雲が知られています。 惑星状星雲はほとんどが薄暗い天体で、一般的に肉眼では見えません。 最初に発見された惑星状星雲は、アンズタケ星座のダンベル星雲でした。1764 年に星雲 (空を観察するときに彗星に似た静止した天体) のカタログを作成した際に、彗星を探していたシャルル メシエは、番号 M27 でカタログ化しました。 1784 年に、彼のカタログを編集する際に、彼はそれらを星雲の別のクラスとして選び出し、「惑星状星雲」という用語を提案しました。

衝撃波でできた星雲. 通常、このような星雲は短命であり、移動するガスの運動エネルギーが尽きると消滅します。 星間物質における強い衝撃波の主な発生源は、星の爆発 - 超新星や新しい星の爆発中の殻の放出、および星の風です。
超新星残骸と新星. 衝撃波によって作られた最も明るい星雲は、超新星爆発によって引き起こされ、超新星残骸と呼ばれます。 説明されている機能に加えて、それらは非熱的な電波放射によって特徴付けられます。 新しい星の爆発に関連する星雲は、小さく、弱く、短命です。

Wolf-Rayet星の周りの星雲. これらの星雲からの電波放射は、熱的な性質のものです。 Wolf-Rayet 星は、非常に強力な恒星風が特徴です。 しかし、そのような星雲の寿命は、星がウォルフ・ライエ星団に滞在する期間によって制限され、105 年近くになります。

O星の周りの星雲. ヴォルフ・ライエ星の周りの星雲と性質が似ていますが、強い星風を持つスペクトル型 O - Of の最も明るく熱い星の周りに形成されます。 それらは、明るさが低く、サイズが大きく、明らかに寿命が長いという点で、ウォルフ・ライエ星に関連する星雲とは異なります。
星形成領域にある星雲。 星形成は星間物質で起こり、ガスを数百度、数千度に加熱する衝撃波が発生します。 このような衝撃波は細長い星雲として見え、主に赤外線領域で輝いています。 このような星雲は、オリオン大星雲に関連する星形成中心で多数発見されています。

アンドロメダ銀河 (アンドロメダ星雲) は、天の川に最も近い渦巻銀河で、アンドロメダ座に位置しています。 私たちから252万光年離れています。 銀河の平面は私たちに対して 15° 傾いているため、その構造を特定することは非常に困難です。 アンドロメダ星雲は、北半球で最も明るい星雲です。 肉眼では見えますが、かすかな霧状の斑点としてしか見えません。
アンドロメダ星雲は私たちの銀河に似ていますが、より大きくなっています。 主にセファイドである数百の変光星を研究しました。 また、300 個の球状星団、200 個以上の新しい星、および 1 個の超新星も含まれています。
アンドロメダ星雲は、私たちの銀河系に似ているという理由だけでなく、矮小楕円銀河という 4 つの衛星を持っているという点でも興味深いものです。

宇宙星雲は、星の間に位置する媒質の領域です。
以前は、天文学では、いわゆる動かない物体。 しかしその後、それらの多くが星団であることが判明しました。 したがって、この用語はより狭く、より正確な意味を持つようになりました。

質問に答える方法：星雲とは何ですか？ これは星間空間、または雲であると言う方が簡単です。 ところで、これは私たちの宇宙の重要な部分を構成しています.

それは何で構成されていますか

知られるようになったように、そのような雲は組成によってガス、ダスト、プラズマに分けられます。 さらに、それらは星団で構成されています。
実際、より詳細に検討すると、そのような物体では水素とヘリウムが優勢です。

宇宙の星雲の性質は何ですか

興味深いことに、このようなガス塵雲の形成は、さまざまな理由で発生する可能性があります。
星雲にはいくつかの種類があります。 まず第一に、それらは発生の性質が異なります。 第二に、特徴と機能。 そして、それらは最初の理由に直接依存しています。

実際、霧の領域の起源と構造は互いに大きく異なります。 したがって、どのような種類の星雲が存在するかを知る必要があります。

古代ギリシャの天文学者によって発見された星雲は何ですか

確かに、時間の経過とともに星雲に起因する最初の天体は、天文学者によって最初に発見されました。 確かに、当時、それらは星の遠いクラスターと見なされていました。
しかし、科学者ヒッパルコスは、彼のリストにいくつかの星雲天体をマークした最初の人でした。 その後、プトレマイオスはさらに 5 つの星雲をそのカタログに追加しました。 その後、ガリレオは望遠鏡を使って 2 つ (アンドロメダ座とオリオン座) を発見しました。 結局のところ、今日最も有名なものの1つです。

結局のところ、天文学が発展し、望遠鏡が改良されるにつれて、科学者はかなりの数の星団と星雲を発見することができました. おそらく、これはそれらが別のタイプの宇宙物体に起因するという事実につながりました。

天文学では、星雲はメシエのカタログに記載されています。 彼は彗星のように見える動かない物体を持ち込んだ。 したがって、銀河と星雲の両方がそれに入りました。

占星術では、この定義の下で、さまざまな性質と起源の宇宙オブジェクトが考慮されます。 これらは、星間物質、星団、さらには他の銀河の巨大な雲である可能性があります. 占星術師によると、星雲は人の星占い、意識、運命に影響を与えます。

実際、宇宙の星雲は、宇宙の興味深い驚くべき部分です。
結局のところ、宇宙の霧の雲のサイズは比較的小さいです。 さらに、それらは地球から遠く離れています。
それらは強力な望遠鏡で観察できます。 明らかに、アマチュアの天文学者は、星、井戸、または銀河を見ることを好みます。 星雲を探してみると、美しく実に妖艶な光景を見ることができます。

これは星に分解できませんでした。

この使用のいくつかの例は、今日まで生き残っています。 たとえば、アンドロメダ銀河はしばしば「アンドロメダ星雲」と呼ばれます。

天文学の発展と望遠鏡の解像度により、「星雲」の概念はますます正確になりました.「星雲」のいくつかは星団として識別され、暗い（吸収する）ガスと塵の星雲が発見され、最終的に、 1920 年代に、最初はルンドマークに、次にハッブルに、恒星上の多数の銀河の周辺領域を解決し、それによってそれらの性質を確立することに成功しました。 それ以来、「星雲」という用語は上記の意味で使用されてきました。

星雲の種類

星雲の分類に使用される主な特徴は、光の吸収または放出（散乱）です。つまり、この基準に従って、星雲は暗い部分と明るい部分に分けられます。 最初のものは、それらの背後にあるソースからの放射の吸収によって観察され、2番目のものは、近くの星からの光の反射または反射（散乱）によって観察されます。 明るい星雲の放射線の性質は、それらの放射線を励起するエネルギー源であり、それらの起源に依存し、多様な性質を持つ可能性があります。 多くの場合、複数の放射メカニズムが 1 つの星雲で動作します。

星雲をガス状星雲と塵星雲に分類することは、ほとんど恣意的です。すべての星雲には、塵とガスの両方が含まれています。 このような分割は、歴史的に異なる観測方法と放射線メカニズムによるものです。ダストの存在は、放射線がその背後にあるソースの暗い星雲によって吸収されたとき、反射または散乱されたとき、またはその中に含まれるダストによって再放出されたときに最も明確に観察されます。星雲、近くの星からの放射、または星雲自体の放射。 星雲のガス成分の固有放射は、星雲内に位置する高温の星からの紫外線放射によってイオン化された場合 (星団または惑星状星雲の周りの電離水素の H II 放射領域)、または星間物質が熱によって加熱された場合に観測されます。超新星爆発やウォルフ・ライエ星の強力な恒星風の影響による衝撃波。

暗い星雲

暗黒星雲は、星間ガスと星間塵の密集した (通常は分子状の) 雲であり、星間塵による光の吸収により不透明になっています。 それらは通常、明るい星雲の背景に対して見られます。 あまり一般的ではありませんが、暗い星雲が天の川の背景に直接見えます。 これらは、石炭袋星雲と、巨大小球と呼ばれる多くの小さな星雲です。

暗い星雲での光の星間吸収 Av は、最も密度の高いものでは 1 ～ 10 m から 10 ～ 100 m まで、大きく異なります。 大きな Av を持つ星雲の構造は、電波天文学とサブミリ波天文学の方法によってのみ、主に分子電波線の観測と塵の赤外線放射から研究することができます。 多くの場合、暗黒星雲の内部には、最大 10,000 m の A v を持つ個々の高密度化が見られ、その中で星が形成されているようです。

光学範囲で半透明な星雲の部分では、繊維構造がはっきりと見えます。 フィラメントと星雲の一般的な伸びは、それらの磁場の存在に関連しており、力線を横切る物質の動きを妨げ、多くのタイプの磁気流体力学的不安定性の発生につながります。 星雲内の物質のほこりの多い成分は、ほこりの粒子が帯電しているため、磁場に関連付けられています。

反射星雲

反射星雲は、星に照らされたガスとちりの雲です。 星が星間雲の中または近くにあるが、それらの周りの大量の星間水素をイオン化するほど高温ではない場合、星雲からの光放射の主な源は、星間塵によって散乱された星の光です。 . そのような星雲の例は、プレアデス星団の明るい星の周りの星雲です。

ほとんどの反射星雲は、天の川の平面の近くにあります。 多くの場合、反射星雲は銀河系の高緯度で観測されます。 これらは、さまざまなサイズ、形状、密度、および質量のガス塵 (多くの場合分子) の雲であり、天の川の円盤内の星の複合放射によって照らされています。 それらは表面の明るさが非常に低いため (通常は空の背景よりもはるかに暗い)、研究が困難です。 銀河の画像に投影されると、実際には存在しない詳細 (尾、橋など) が銀河の写真に現れることがあります。

反射星雲「エンジェル」は、銀河面から 300pc の高さに位置しています。

いくつかの反射星雲は彗星のような外観をしており、彗星と呼ばれています。 そのような星雲の「頭」には、通常、星雲を照らすおうし座 T 変光星があります。 そのような星雲は、多くの場合、可変の明るさを持ち、それらを照らしている星の放射の可変性を (光の伝播時間による遅延で) 追跡します。 彗星状星雲のサイズは通常小さく、パーセクの 100 分の 1 です。

まれな反射星雲は、ペルセウス座で 1901 年の新星爆発の後に観測された、いわゆる光のエコーです。 新しい星の明るい閃光がちりを照らし、数年間、光の速さであらゆる方向に広がるかすかな星雲が観察されました。 新しい星の爆発後の光のエコーに加えて、超新星の残骸に似たガス星雲が形成されます。

多くの反射星雲は細かい繊維状の構造をしており、ほぼ平行なフィラメントのシステムで、厚さはパーセクの数百分の 1 または数千分の 1 です。 フィラメントの起源は、磁場によって貫かれた星雲のフルートまたは順列不安定性に関連しています。 ガスと塵の繊維が磁力線を引き離し、磁力線の間に浸透して細いフィラメントを形成します。

反射星雲の表面上の光の明るさと偏光の分布を研究し、これらのパラメーターの波長への依存性を測定することで、アルベド、散乱指標、サイズ、形状、方向などの星間ダストの特性を確立することができます。ほこりの粒。

放射線によって電離した星雲

放射線によって電離された星雲は、星の放射線または他の電離放射線源によって高度に電離された星間ガスの領域です。 そのような星雲の中で最も明るく、最も広く、最も研究されている代表的なものは、イオン化された水素の領域 (H II ゾーン) です。 H II ゾーンでは、物質はほぼ完全にイオン化され、内部の星の紫外線によって約 10 4 K の温度に加熱されます。 HII ゾーン内では、ライマン連続体の星からのすべての放射が、ロッセランドの定理に従って、従属系列の線で放射に処理されます。 したがって、散光星雲のスペクトルには、バルマー系列の非常に明るい線とライマン-アルファ線があります。 低密度の希薄な H II ゾーンのみが、いわゆる星の放射によってイオン化されます。 コロナガス。

放射線によってイオン化された星雲には、いわゆる電離炭素のゾーン (ゾーン C II) も含まれます。このゾーンでは、中心の星の光によって炭素がほぼ完全に電離されます。 C II ゾーンは通常、中性水素 (HI) 領域の H II ゾーンの周囲に位置し、水素やヘリウムと同様の炭素の再結合電波として現れます。 C II ゾーンは、C II 赤外線ライン (λ = 156 µm) でも観察されます。 ゾーン C II は、30 ～ 100 K の低温と媒体全体のイオン化度が低いことを特徴としています: 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.

放射線によってイオン化された星雲は、天の川銀河や他の銀河 (活動銀河核やクエーサーを含む) の強力な X 線源の周りにも現れます。 それらは、多くの場合、H II ゾーンよりも温度が高く、重元素のイオン化度が高いという特徴があります。

惑星状星雲

さまざまな輝線星雲は、恒星大気の上部流出層によって形成される惑星状星雲です。 通常、それは巨大な星が脱ぎ捨てた殻です。 星雲は拡大し、光学範囲で輝きます。 最初の惑星状星雲は 1783 年頃に W. ハーシェルによって発見され、惑星円盤に似ていることからそのように名付けられました。 ただし、すべての惑星状星雲が円盤状であるとは限りません。多くはリング状であるか、特定の方向に沿って対称的に伸びています (双極星雲)。 それらの内部には、ジェット、らせん、小さな小球の形の微細構造が目立ちます。 惑星状星雲の膨張速度は 20 ～ 40 km/s、直径は 0.01 ～ 0.1 pc、典型的な質量は太陽質量の約 0.1、寿命は約 1 万年です。

衝撃波でできた星雲

星間物質における物質の超音速運動の源の多様性と多様性は、衝撃波によって作成された多数の多様な星雲につながります。 通常、このような星雲は短命であり、移動するガスの運動エネルギーが尽きると消滅します。

星間物質における強い衝撃波の主な発生源は、星の爆発 - 超新星や新しい星の爆発中の砲弾の放出、および星の風 (後者の作用の結果として、いわゆる星の風の泡が形成される) です。 ）。 これらすべての場合において、物質放出の点源 (星) があります。 このようにしてできた星雲は、球状に近い形で殻を広げたような形をしています。

放出された物質の速度は数百から数千 km/s のオーダーであるため、衝撃波の前にあるガスの温度は数百万度、さらには数十億度に達する可能性があります。

数百万度の温度に加熱されたガスは、連続スペクトルとスペク​​トル線の両方で、主に X 線範囲で放出します。 光スペクトル線では非常に弱く光ります。 衝撃波が星間物質の不均一性に遭遇すると、アザラシの周りで曲がります。 より遅い衝撃波がシール内を伝播し、光学範囲のスペクトル線で放射を引き起こします。 その結果、写真ではっきりと見える明るい繊維が得られます。 星間ガスの塊を圧縮する主な衝撃波前線は、星間ガスの塊をその伝播方向に動かしますが、衝撃波の速度よりも遅い速度です。

超新星残骸と新星

衝撃波によって作られた最も明るい星雲は、超新星爆発によって引き起こされ、超新星残骸と呼ばれます。 それらは、星間ガスの構造を形成する上で非常に重要な役割を果たします。 説明されている特徴に加えて、それらは、超新星爆発中とその後のパルサーによって加速された相対論的電子によって引き起こされるべき乗スペクトルを持つ非熱的電波放出によって特徴付けられます。これは通常、爆発後に残ります。 新星爆発に関連する星雲は、小さく、かすかで、寿命が短いです。

Wolf-Rayet星の周りの星雲

トールのヘルメット - ウルフの星の周りの星雲 - ライエ

衝撃波によって作成された別のタイプの星雲は、ウォルフ・ライエ星からの恒星風に関連しています。 これらの星は、年間質量フラックスと 1.10 3 -3.10 3 km/s の流出速度を持つ非常に強力な恒星風によって特徴付けられます。 それらは、そのような星のアストロスフィアの端に明るいフィラメントを持つ、サイズが数パーセクの星雲を作り出します。 超新星爆発の残骸とは異なり、これらの星雲の電波放射は熱的性質のものです。 このような星雲の寿命は、星がウォルフ・ライエ星団に滞在する期間によって制限され、10 5 年近くになります。

O星の周りの星雲

Wolf-Rayet 星の周りの星雲と性質が似ていますが、O-O スペクトル タイプの最も明るく熱い星の周りに形成され、強い星風を持っています。 ウォルフ・ライエ星に関連する星雲とは、明るさが低く、サイズが大きく、寿命が明らかに長いという点で異なります。

星形成領域の星雲

オリオン A 星雲は、巨大な星形成領域です。

星形成が起こる星間物質の領域では、より低速の衝撃波が発生します。 それらは、数百および数千度までのガスの加熱、分子レベルの励起、分子の部分的な破壊、ダストの加熱につながります。 そのような