Una nebulosa es una región del medio interestelar que destaca por su radiación o absorción de radiación contra el fondo general del cielo. Anteriormente, cualquier objeto extenso e inmóvil en el cielo se llamaba nebulosa. En la década de 1920, quedó claro que había muchas galaxias entre las nebulosas (por ejemplo, la Nebulosa de Andrómeda ). Después de eso, el término "nebulosa" comenzó a entenderse de manera más estrecha, en el sentido indicado anteriormente [1] .
Las nebulosas están compuestas de polvo , gas y plasma .
Inicialmente, las nebulosas en astronomía llamaron a cualquier objeto astronómico luminoso extendido (difuso) inmóvil , incluidos los cúmulos de estrellas o galaxias fuera de la Vía Láctea , que no podían resolverse en estrellas .
Algunos ejemplos de este uso han sobrevivido hasta nuestros días. Por ejemplo, la galaxia de Andrómeda a menudo se conoce como la "Nebulosa de Andrómeda".
Entonces, Charles Messier , intensamente comprometido en la búsqueda de cometas , compiló en 1787 un catálogo de objetos inmóviles difusos similares a los cometas. Tanto las nebulosas como otros objetos, galaxias (por ejemplo, la galaxia de Andrómeda mencionada anteriormente, M 31 ) y cúmulos de estrellas globulares ( M 13 , el cúmulo de Hércules ), ingresaron al catálogo de Messier .
Con el desarrollo de la astronomía y la resolución de los telescopios , el concepto de "nebulosa" se hizo cada vez más preciso: algunas de las "nebulosas" se identificaron como cúmulos de estrellas, se descubrieron nebulosas oscuras (de absorción) de gas y polvo y, finalmente, en la década de 1920, primero Lundmark , y luego Hubble , lograron resolver las regiones periféricas de varias galaxias en las estrellas y así establecer su naturaleza. Desde entonces, el término "nebulosa" se ha utilizado en el sentido anterior.
La característica principal que se utiliza en la clasificación de las nebulosas es la absorción , o emisión o dispersión de la luz por ellas , es decir, según este criterio, las nebulosas se dividen en oscuras y claras. Los primeros se observan debido a la absorción de radiación de fuentes ubicadas detrás de ellos, los segundos debido a su propia radiación o reflexión (dispersión) de la luz de las estrellas cercanas. La naturaleza de la radiación de las nebulosas brillantes, las fuentes de energía que excitan su radiación, dependen de su origen y pueden ser de diversa naturaleza; a menudo varios mecanismos de radiación operan en una nebulosa.
La división de las nebulosas en gaseosas y polvorientas es en gran parte arbitraria: todas las nebulosas contienen polvo y gas. Históricamente, tal división se debe a varios métodos de observación y mecanismos de radiación: la presencia de polvo se observa con mayor claridad cuando las nebulosas oscuras absorben radiación de fuentes ubicadas detrás de ellas y cuando la reflexión, la dispersión o la reemisión están contenidas en la nebulosa por el polvo. , de radiación situada cerca o en la propia nebulosa de las estrellas ; La radiación intrínseca del componente gaseoso de una nebulosa se observa cuando es ionizado por la radiación ultravioleta de una estrella caliente ubicada en la nebulosa ( H II regiones de emisión de hidrógeno ionizado alrededor de asociaciones estelares o nebulosas planetarias) o cuando el medio interestelar es calentado por una onda de choque debida a la explosión de una supernova o al impacto de un poderoso viento estelar de estrellas Wolf-Rayet .
Las nebulosas oscuras son nubes densas (generalmente moleculares) de gas interestelar y polvo interestelar que son opacas debido a la absorción de luz por el polvo interestelar. Por lo general, se ven contra el fondo de las nebulosas de luz. Con menos frecuencia, las nebulosas oscuras son visibles directamente contra el fondo de la Vía Láctea . Estas son la Nebulosa del Saco de Carbón y muchas más pequeñas llamadas glóbulos gigantes .
La absorción interestelar de luz Av en nebulosas oscuras varía en un amplio rango, desde 1-10 ma 10-100 m en las más densas. La estructura de las nebulosas con Av grande solo puede ser estudiada por métodos de radioastronomía y astronomía submilimétrica , principalmente a partir de observaciones de líneas de radio moleculares y de la emisión infrarroja de polvo. A menudo en el interior de nebulosas oscuras se encuentran densificaciones individuales desde Av hasta 10.000 m , en las que, aparentemente, se forman estrellas .
En aquellas partes de las nebulosas que son semitransparentes en el rango óptico, una estructura fibrosa es claramente visible. Los filamentos y el alargamiento general de las nebulosas están asociados con la presencia de campos magnéticos en ellos , que impiden el movimiento de la materia a través de las líneas de fuerza y conducen al desarrollo de varios tipos de inestabilidades magnetohidrodinámicas. El componente de polvo de la materia nebular está asociado con campos magnéticos debido al hecho de que las partículas de polvo en movimiento están cargadas eléctricamente.
Las nebulosas de reflexión son nubes de gas y polvo iluminadas por estrellas . Si las estrellas están dentro o cerca de una nube interestelar, pero no están lo suficientemente calientes (calientes) para ionizar una cantidad significativa de hidrógeno interestelar a su alrededor , entonces la principal fuente de radiación óptica de la nebulosa es la luz estelar dispersada por el polvo interestelar. . Un ejemplo de tales nebulosas son las nebulosas alrededor de estrellas brillantes en el cúmulo de las Pléyades .
La mayoría de las nebulosas de reflexión se encuentran cerca del plano de la Vía Láctea . En varios casos, las nebulosas de reflexión se observan en latitudes galácticas altas . Estas son nubes de polvo de gas (a menudo molecular) de varios tamaños, formas, densidades y masas, iluminadas por la radiación combinada de estrellas en el disco de la Vía Láctea. Son difíciles de estudiar debido a su brillo superficial muy bajo (generalmente mucho más débil que el fondo del cielo). A veces, proyectados sobre imágenes de galaxias , provocan la aparición en fotografías de galaxias de detalles que no existen en la realidad: colas, puentes, etc.
Algunas nebulosas de reflexión tienen apariencia de cometas y se denominan cometarias. En la "cabeza" de tal nebulosa suele haber una estrella variable T Tauri que ilumina la nebulosa. Tales nebulosas a menudo tienen un brillo variable, rastreando (con un retraso en el tiempo de propagación de la luz) la variabilidad de la radiación de las estrellas que las iluminan. Los tamaños de las nebulosas cometarias suelen ser pequeños, centésimas de parsec .
Una rara nebulosa de reflexión es el llamado eco de luz observado después del estallido de nova de 1901 en la constelación de Perseo . Un destello brillante de una nueva estrella iluminó el polvo y durante varios años se observó una nebulosa tenue que se extendía en todas direcciones a la velocidad de la luz. Además del eco de luz, tras los brotes de nuevas estrellas se forman nebulosas gaseosas, similares a los restos de las supernovas .
Muchas nebulosas de reflexión tienen una estructura fibrosa fina, un sistema de filamentos casi paralelos de unas pocas centésimas o milésimas de parsec de espesor . El origen de los filamentos está asociado a la inestabilidad de flauta o permutación en una nebulosa atravesada por un campo magnético . Fibras de gas y polvo separan las líneas del campo magnético y penetran entre ellas, formando delgados filamentos.
El estudio de la distribución del brillo y la polarización de la luz sobre la superficie de las nebulosas de reflexión, así como la medición de la dependencia de estos parámetros con la longitud de onda, permite establecer propiedades del polvo interestelar como albedo , indicador de dispersión , tamaño , forma y orientación de los granos de polvo.
Las nebulosas ionizadas por radiación son áreas de gas interestelar altamente ionizadas por la radiación de las estrellas u otras fuentes de radiación ionizante. Los representantes más brillantes y comunes, así como los más estudiados de tales nebulosas, son regiones de hidrógeno ionizado ( zonas H II ). En las zonas H II , la materia está casi completamente ionizada y calentada a una temperatura de unos 10.000 K por la radiación ultravioleta de las estrellas que hay en su interior. Dentro de las zonas H II , toda la radiación de la estrella en el continuo de Lyman se procesa en radiación en las líneas de series subordinadas , de acuerdo con el teorema de Rosseland . Por lo tanto, en el espectro de las nebulosas difusas, hay líneas muy brillantes de la serie Balmer , así como la línea Lyman-alfa. Sólo las zonas H II enrarecidas de baja densidad son ionizadas por la radiación de las estrellas, en las denominadas. gas coronario .
Las nebulosas ionizadas por radiación también incluyen las llamadas zonas de carbono ionizado (zonas C II ), en las que el carbono está casi completamente ionizado por la luz de las estrellas centrales. Las zonas C II suelen estar situadas alrededor de las zonas H II en las regiones de hidrógeno neutro ( HI ) y se manifiestan en líneas de radio de recombinación de carbono similares a las del hidrógeno y el helio . También se observan zonas C II en la línea infrarroja C II ( λ = 156 µm ). Las zonas C II se caracterizan por una baja temperatura de 30–100 K y un bajo grado de ionización del medio en su conjunto: N e /N < 10 −3 , donde N e y N son las concentraciones de electrones y átomos. Las zonas C II surgen porque el potencial de ionización del carbono ( 11,8 eV ) es menor que el del hidrógeno ( 13,6 eV ). La radiación de estrellas con energías de fotones de 11,8 eV a 13,6 eV ( λ = 1108...912 Å ) va más allá de la zona H II hacia la región HI , comprimida por el frente de ionización de la zona H II , y allí ioniza el carbono. Las zonas C II también aparecen alrededor de estrellas de clases espectrales B1–B5 ubicadas en regiones densas del medio interestelar. Tales estrellas son prácticamente incapaces de ionizar el hidrógeno y no crean zonas H II perceptibles .
Las nebulosas ionizadas por la radiación también aparecen alrededor de poderosas fuentes de rayos X en la Vía Láctea y en otras galaxias (incluidos los núcleos galácticos activos y los cuásares ). A menudo se caracterizan por temperaturas más altas que en las zonas H II y un mayor grado de ionización de elementos pesados.
Nebulosas planetariasUna variedad de nebulosas de emisión son las nebulosas planetarias formadas por las capas superiores salientes de las atmósferas estelares ; por lo general es un caparazón arrojado por una estrella gigante. La nebulosa se expande y brilla en el rango óptico. Las primeras nebulosas planetarias fueron descubiertas por W. Herschel alrededor de 1783 y recibieron ese nombre por su parecido con los discos planetarios . Sin embargo, no todas las nebulosas planetarias tienen forma de disco: muchas tienen forma de anillo o se alargan simétricamente en una determinada dirección (nebulosas bipolares). En su interior, se nota una fina estructura en forma de chorros, espirales, pequeños glóbulos. La tasa de expansión de las nebulosas planetarias es de 20 a 40 km/s , el diámetro es de 0,01 a 0,1 pc , la masa típica es de aproximadamente 0,1 M⊙ y la vida útil es de aproximadamente 10 000 años .
La diversidad y multiplicidad de fuentes de movimiento supersónico de materia en el medio interestelar conducen a un gran número y variedad de nebulosas creadas por ondas de choque . Por lo general, estas nebulosas son de corta duración, ya que desaparecen después de que se agota la energía cinética del gas en movimiento.
Las principales fuentes de fuertes ondas de choque en el medio interestelar son las explosiones estelares, eyecciones de caparazones durante las explosiones de supernovas y nuevas estrellas , así como el viento estelar (como resultado de la acción de este último, se forman las llamadas burbujas de viento estelar ). formado ). En todos estos casos, existe una fuente puntual de eyección de sustancia (estrella). Las nebulosas creadas de esta manera tienen la forma de un caparazón en expansión, casi de forma esférica.
La materia expulsada tiene velocidades del orden de cientos y miles de km/s, por lo que la temperatura del gas detrás del frente de la onda de choque puede alcanzar muchos millones e incluso miles de millones de grados.
Un gas calentado a una temperatura de varios millones de grados emite principalmente en el rango de rayos X, tanto en el espectro continuo como en las líneas espectrales. Brilla muy débilmente en líneas espectrales ópticas. Cuando la onda de choque encuentra falta de homogeneidad en el medio interestelar, se dobla alrededor de los sellos. Una onda de choque más lenta se propaga dentro de los sellos, causando radiación en las líneas espectrales del rango óptico. El resultado son fibras brillantes que son claramente visibles en las fotografías. El frente de choque principal, al comprimir el coágulo de gas interestelar, lo pone en movimiento en la dirección de su propagación, pero a una velocidad menor que la de la onda de choque.
Remanentes de supernovas y novasLas nebulosas más brillantes creadas por ondas de choque son causadas por explosiones de supernova y se denominan remanentes de supernova. Desempeñan un papel muy importante en la configuración de la estructura del gas interestelar. Junto con las características descritas, se caracterizan por una emisión de radio no térmica con un espectro de ley de potencia, causada por electrones relativistas acelerados tanto durante la explosión de la supernova como posteriormente por el púlsar, que suele permanecer después de la explosión. Las nebulosas asociadas con las explosiones de nova son pequeñas, débiles y de corta duración.
Nebulosas alrededor de las estrellas Wolf-RayetOtro tipo de nebulosa creada por ondas de choque está asociada con el viento estelar de las estrellas Wolf-Rayet . Estas estrellas se caracterizan por un viento estelar muy poderoso con un flujo de masa por año y una velocidad de salida de 1⋅10 3 -3⋅10 3 km/s. Crean nebulosas de unos pocos parsecs de tamaño con filamentos brillantes en el borde de la astrosfera de tal estrella. A diferencia de los remanentes de explosiones de supernovas, la emisión de radio de estas nebulosas es de naturaleza térmica. El tiempo de vida de tales nebulosas está limitado por la duración de la estancia de las estrellas en la etapa de la estrella Wolf-Rayet y se acerca a los 10 5 años.
Nebulosas alrededor de estrellas OSimilares en propiedades a las nebulosas alrededor de las estrellas Wolf-Rayet , pero se forman alrededor de las estrellas calientes más brillantes del tipo espectral O-O, que tienen un fuerte viento estelar . De las nebulosas asociadas con las estrellas Wolf-Rayet, se diferencian en su menor brillo, mayor tamaño y, aparentemente, mayor vida útil.
Nebulosas en regiones de formación estelarLas ondas de choque de velocidades más bajas surgen en regiones del medio interestelar en las que se produce la formación estelar. Conducen al calentamiento del gas hasta cientos y miles de grados, excitación de niveles moleculares, destrucción parcial de moléculas, calentamiento de polvo. Tales ondas de choque se ven como nebulosas alargadas que brillan predominantemente en el rango infrarrojo. Se han descubierto varias nebulosas de este tipo, por ejemplo, en el centro de formación estelar asociado con la Nebulosa de Orión.
![]() |
|
---|---|
En catálogos bibliográficos |
|
nebulosas | |
---|---|
nebulosas visibles | |
nebulosas preestelares | |
nebulosas estelares | |
nebulosas postestelares | |
nubes |
|
Morfología |
|
Liza |
|
|