سحابی: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
جز (جایگزینی متن - 'ك' به 'ک')
جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان')
 
(۲۲ نسخه‌ٔ میانی ویرایش شده توسط ۲ کاربر نشان داده نشده)
سطر ۱: سطر ۱:
{{نیازمند منبع}}
+
{{تکمیلی}}
  
ابر های عظیمی که عمدتآ از [[گاز]]های [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .
+
 
 +
== محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای ==
 +
 
 +
اگرچه بیش‌تر جرم کهکشان راه شیری در ستارگان جمع شده است، محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای کاملاً خالی نیست. گاز و غبار در این محیط، هم به‌‌‌شکل ابرهایی مجزا و هم به‌‌‌صورت پراکنده و رقیق، دیده می‌‌‌شود. در هر سانتیمتر مکعب محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای، معمولاً یک اتم گاز وجود دارد؛ و در هر کیلومتر مکعب آن، 100 ذرّه‌‌‌ی غبار.
 +
 
 +
در کل، حدود 10% از جرم راه شیری را گاز بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تشکیل می‌‌‌دهد. با توجه به اینکه در صفحه‌‌‌ی کهکشانی و بازوان مارپیچ، گاز به شدت متراکم شده است، در این مناطق جاهای بسیاری وجود دارد که در آن‌ها، کمیت ستارگان و ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تقریباً برابر است. مقدار غبار، حدود یک درصد گاز1 می‌‌‌باشد. ذرات پر‌‌‌انرژی پرتو کیهانی با این گاز و غبار آمیخته است. یک میدان مغناطیسی کهکشانی ضعیف، اما خیلی مهم، نیز وجود دارد.
 +
 
 +
در حال حاضر، مهم‌‌‌ترین رصدها از محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای در طول‌‌‌موج‌‌‌های رادیویی و فروسرخ صورت می‌‌‌پذیرد، چرا که قله‌‌‌ی تابش، اغلب در این طول‌‌‌موج‌‌‌ها قرار دارد. البته بسیاری از انواع مواد بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای2 را نمی‌‌‌توان بر اساس گسیل یا جذب آن‌ها شناسایی کرد. اصولاً، جرم این گونه مواد ممکن است از جرم مشاهده شده‌‌‌ی مجموع مواد دیگر بیش‌تر باشد. با وجود این، بر اساس تأثیرات گرانشی ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای می‌‌‌توان به یک حد بالا برای کل جرم این ماده، بدون توجه به شکل آن، دست یافت. این حد را حد اورت3 می‌‌‌نامند. میدان جاذبه‌‌‌ی کهکشانی را توزیع ماده تعیین می‌‌‌کند. از مشاهده‌‌‌ حرکت عمودی ستاره‌‌‌ها بر صفحه‌‌‌ی کهکشانی، نیروی جاذبه‌‌‌ی قائم، و از آنجا مقدار جرم در صفحه‌‌‌ی کهکشانی قابل اندازه‌‌‌گیری است. نتیجه آن است که چگالی موضعی در محدوده‌‌‌ی 1Kpc از خورشید، 7.3 تا <sup> </sup>Kgm<sup>-3</sup> 10×10<sup>-21</sup>می‌‌‌باشد. چگالی ستاره‌‌‌های شناخته شده 5.9 تا Kgm<sup>-3</sup> <sup></sup>6.7×10<sup>-21</sup>، و چگالی ماده‌‌‌ی شناخته‌‌‌شده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای حدود Kgm<sup>-3</sup> 1.7×10<sup>-21</sup> است؛ بنابراین در همسایگی خورشید جای خیلی کمی برای گونه‌‌‌های ناشناخته‌‌‌ی جرم وجود دارد. با وجود این، هنوز بحث ماده‌‌‌ی تاریک در صفحه‌‌‌ی کهکشانی باقی مانده است. نشانه‌‌‌هایی در دست است که هاله‌‌‌ای کروی از ماده‌‌‌ی تاریک، راه شیری را احاطه کرده است.<ref name="multiple1"> کتاب [[مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>
 +
 
 +
 
 +
== سحابی ==
 +
 
 +
 
 +
[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb]]
 +
 
 +
ابر های عظیمی که عمدتآ از [[%DA%AF%D8%A7%D8%B2|گاز]]های [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|هیدروژن]] و [[%D9%87%D9%84%DB%8C%D9%88%D9%85|هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .
 +
{{-}}
  
 
==انواع سحابی ها==
 
==انواع سحابی ها==
سطر ۱۶: سطر ۳۲:
  
 
== سحابی نشری ==
 
== سحابی نشری ==
 
+
[[پرونده:LagoonHunterWilson.jpg|thumb|سحابی مرداب]]
 
نور بیشتر سحابیهای نشری  بصورت [[خطوط طیفی]] نشری می باشد.در این سحابیها [[اتم]]ها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از [[ستاره]] یا ستارگان داغ [[یونیده]] شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.[[سحابی نشری]] خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است .
 
نور بیشتر سحابیهای نشری  بصورت [[خطوط طیفی]] نشری می باشد.در این سحابیها [[اتم]]ها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از [[ستاره]] یا ستارگان داغ [[یونیده]] شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.[[سحابی نشری]] خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است .
 
اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از [[درخشندگی]] ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است.
 
اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از [[درخشندگی]] ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است.
سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار [[ابر نواختر]]ی هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند [[سحابی خرچنگ]] در [[صورت فلکی ثور]] تابش می تواند در نور مرئی هم رخ  می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند.
+
سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار [[ابر نواختر]]ی هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند [[سحابی خرچنگ]] در [[صورت فلکی ثور]] تابش می‌تواند در نور مرئی هم رخ  می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند.
 +
{{-}}
  
 +
==سحابی تاریک==
  
== سحابی تاریک ==
 
  
علاوه بر سحابیهای نامبرده سحابی تاریک یا سحابی جذبی (مانند [[سحابی کله اسبی]]) نیز وجود دارد که برخلاف موارد قبلی توسط هیچ ستاره ای روشن نشده اندو فقط بدلیل قرار گرفتن در مقابل نواحی روشن پشتی قابل مشاهده می شوند.
+
به توده گازی سرد گفته می شود که مدتی از مرگ [[ستاره]] آن گذشته است و ستاره دیگری نزدیک آن نیست که بتواند نوری را منتشر کند یا منعکس کنداین نوع [[سحابی]] فقط زمانی قابل دیدن است که ستاره یا سحابی درخشانی در پشت آن باشد از آن جا که این سحابی ها مانع عبور نور می شوند به صورت ابر های تاریک و سیاه مشاهده می شوند سحابی های تاریک تنها بخشی از مواد تاریک میان ستاره ای هستند که ما موفق به رصد آن شده ایم. از مشهور ترین این سحابی ها می‌توان به [[سحابی کله اسبی]] و گلبول اشاره کرد.
سحابی تاریک یا سحابی جذبی ٬ابری از غبار وگازهای سرد است که تنها بدلیل اینکه مانع عبور نور اجرام مناطق پشتی خود مانند ستارگان یا سحابیهای روشن می شود دیده می شود.اندازه این سحابیهای تاریک از حدود یک دقیقه قوسی وتاحدودی کروی شکل بانام گلبولهای باک Bok  که در مقابل سحابیهای نشری زمینه مشاهده می شوند شروع می شود تا اشکالی بزرگتر مانند سحابی کله اسبی ٬ ابرهای تاریک مانند گونی ذغال که با چشم غیر مسلح هم دیده می شود تا منطقه بسیار بزرگ رو(RHO)  مارافسای که مساحت آن به هزار درجه مربع یا 2 درصد کل مساحت آسمان می رسد.
+
[[پرونده:Doodad_oreshko.jpg|alt text|وسط]]
 +
{{-}}
 +
مشاهدات انجام گرفته بر روی دیگر [[کهکشان]] ها نشان می دهد که غبار در بازوان مارپیچ، به ویژه در لبه درونی آن ها، تمرکز یافته است. علاوه بر این، غبار در ابرهای مجزا نیز متمرکز شده است. این ابرها به صورت نواحی کم ستاره، یا سحابی های تاریک، در مقابل زمینه [[کهکشان راه شیری]] دیده می شوند. دو نمونه از سحابی های تاریک عبارتند از کیسه زغال در آسمان جنوبی و سحابی سر اسب در [[صورت فلکی جبار]].
  
این ابرها مخلوطی از غبار وگاز می باشند وترکیب کلی آنها مانند توزیع فراوانی کیهانی 75 درصد هیدروژن 23 درصد هلیم وبقیه عناصر سنگین تر می باشد.اندازه ذرات غبار کمتر از میکرومتر بوده وتنها 1/0 درصد جرم یک توده ابری را تشکیل می دهد. بااین وجود ذرات غبار نقش مهمی در شکل گیری مولکولها در فضا دارند.سطح این ذرات بعنوان بستری برای نشستن اتمها وشکل گیری ترکیباتی مانند مولکولهای هیدروژن وحتی ترکیباتی پیچیده تر مانند فرمالدهید و آمینواسیدها به حساب می آید.این ترکیبات تازه شکل گرفته توسط سایه ای که خود ابر تولید می کند از گزند تابشهای ماوراءبنفش ویران کننده در امان می مانند.بدین ترتیب درون ابرهای مولکولی بسیار سرد ودمای مناطق درونی حتی به 10 درجه کلوین  می رسد واین موجب نزدیکی گرانشی ودرنهایت شکل گیری ستارگان جدید می شود.
+
[[پرونده:Coalsack.jpg|قاب|کیسه زغال (Coalsack) یک سحابی تاریک در کنار صورت فلکی صلیب جنوبی|وسط]]
 +
 
 +
سحابی های تاریک گاهی نوارهایی گسترده و مارپیچ می سازند، و گاهی نیز به شکل اجسامی کوچک و تقریبا کروی در می آیند. اجسام اخیر در مقابل زمینه ای روشن، مانند یک سحابی گازی، راحت تر دیده می شوند.بارت یان بوک این اجسام را گویچه یا گلبول نامید. وی این فرضیه را مطرح کرد که آن ها ابرهایی هستند که تازه در حال انقباض به سمت تشکیل ستاره می باشند.
 +
 
 +
[[پرونده:Orion nebula-2.jpg|وسط|قاب|سحابی اوریون-[[M42]]]]
 +
 
 +
خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را می‌توان به کمک نمودار ولف توضیح داد و مورد مطالعه قرار داد.این نمودار بر مبنای شمارش ستارگان رسم می شود. در یک سحابی مورد نظر، تعداد ستاره‌ها را در یک درجه مربع و در یک بازه [[قدر]]،مثلا بین قدر ۱۴ و ۱۵ می شمرند و با تعداد ستارگان خارج از سحابی مقایسه می کنند. تعداد ستاره‌ها در خارج از سحابی ، به صورت یکنواخت به سمت قدر‌های ضعیف تر افزایش می‌یابد، در سحابی تاریک ، ابتدا ستارگان به همان صورت افزایش می‌یابد، اما پس از یک قدر معین تعداد ستاره‌ها به کمتر از آن چه  خارج از ابر شمارش شده است سقوط می‌کند. علت این است که بیشتر ستاره‌های ضعیف در پشت سحابی قرار گرفته اند و روشنایی آنها به اندازه ی ثابت دلتا m کاهش می‌یابد. اکثر ستاره‌های روشن در جلو سحابی هستند و دچار خاموشی نمی شوند.<ref name="multiple1"> کتاب [[مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>
  
==سحابی بازتابی==
 
بعضی از سحابی ها با نام سحابی های بازتابی نیز وجود دارندکه بدلیل اینکه نور ستارگان را پخش می کنند مشاهده می شوند. در این موارد گاز را نمی توان مشاهده کرد وبجای آن لکه های کوچک وپراکنده (مانند دود سیگار) که  غبارهستند مشاهده می شوند.نور این سحابیها از نور ستاره ای که آنها راروشن کرده کمتر است مگر اینکه قسمتی غلیظ از آن جلوی نور خود ستاره را گرفته باشد.این سحابیها معمولا" در عکسبرداریها آبی رنگ دیده می شوند.
 
ابرهای غباری بین ستاره ای که بدلیل بازتاب وانعکاس نور چشمه های نورانی دیگر مشاهده می شوند.این چشمه معمولا" یک ستاره نزدیک می باشد.مقدار توان بازتابندگی شدیدا" با کاهش طول موج افزایش می یابد بنابراین سحابیهای بازتابی معمولا" آبی رنگ به نظر می رسند(در حالیکه سحابیهای نشری قرمز رنگ دیده می شوند).سحابی اطراف ستاره های خوشه پروین نمونه خوبی از سحابیهای بازتابی می باشد.
 
  
در خیابانها در کنار تیرهای چراغ برق نیز هنگامی که مه وجود داشته باشد می توان ناظر مدل زمینی سحابی های بازتابی بود.مه اطراف چراغها بطور مستقیم هیچ نوری از خود ساطع نمی کند بلکه این نور لامپهاست که آنرا روشن وقابل مشاهده از فواصل دور کرده است.
+
[[پرونده:Darkneb.JPG|وسط|قاب|نمودار ولف]]
== سحابی سیاره ای==
+
{{-}}
یک سحابی نشری که اطراف بعضی ستاره ها قرار دارد ودر واقع ناشی از فرار مواد از  همان ستاره ها می باشد تقریبا" کروی شکل بوده واز آنجاییکه درتلسکوپها به شکل سیاره دیده می شود سحابی سیاره ای نام گرفته است.تاکنون بیش از 1500 عدد سحابی سیاره ای در کهکشان راه شیری فهرست بندی شده اند که احتمالا" یک دهم تعداد واقعی آنها در کهکشان باشد.شعاع آنها از ابعاد منظومه شمسی گرفته تاچند سال نوری می باشد.سحابی های سیاره ای کوچک در تصاویر مستقیم٬ به شکل نقطه دیده می شوندو فقط ازخطوط نشری طیف آنهاست که از ستاره قابل تفکیک هستند.
 
  
در سال 1785 چهار سال بعد از کشف اورانوس ویلیام هرشل بدلیل شباهت آنها به سیارات٬ نام سحابی سیاره ای را برای آنها انتخاب کرد.او ابتدا فکر کرد که این سحابیها توده ای متمرکز از چندین ستاره ٬مانند خوشه های کروی هستند چند سال بعد سحابی ngc 1514 را کشف نمود که به شکل ستاره ای از قدر 8 بود که دارای جوی کروی ودرخشان بود .او متوجه شد که ستاره دقیقا"در مرکز سحابی قرار دارد بعد از مدتی متقاعد شد که سحابی واقعا" وجود دارد وترکیبی از ستاره نیست.
+
==سحابی بازتابی==
 +
اگر ابری از غبار ، نزدیک یک ستاره روشن باشد، نور ستاره را پخش می‌کند . بدین ترتیب برخی‌ می‌توان ابر‌های مجزای غبار را به صورت سحابی‌های بازتابی روشن کرد. حدود ۵۰۰ سحابی بازتابی شناخته شده است. بیش‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی در نزدیکی خوشه‌‌‌ی پروین  و ستاره‌‌‌ی غول قلب‌‌‌العقرب دیده می‌‌‌شوند. قلب‌‌‌العقرب، خود به وسیله‌‌‌ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است. به عنوان مثال سحابی بازتابی 2068 NGC، نزدیک یک ابر غبار بزرگ و غلیظ، چند درجه به‌‌‌سمت شمال غربی سیف‌‌‌الجبار قرار دارد. این سحابی، که یکی از روشن‌‌‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی است، تنها موردی است که در فهرست مسیه به چشم می‌‌‌خورد ([[M78]]). در وسط سحابی، دو ستاره با قدری نزدیک به 11 وجود دارد. ستاره‌‌‌ی شمالی، سحابی را روشن می‌‌‌کند، در حالی ‌که دیگری احتمالاً در جلو سحابی است. یکی دیگر از سحابی‌‌‌های بازتابی روشن که خیلی هم مورد مطالعه قرار گرفته است، سحابی 7023 NGC در صورت فلکی قیفاووس است. این سحابی نیز با یک سحابی تاریک در ارتباط می‌‌‌باشد. در طیف ستاره‌‌‌ی روشن کننده (از رده‌‌‌ی طیفی Be) خطوط جذبی وجود دارد. ستاره‌‌‌هایی فروسرخ نیز در سطح سحابی کشف شده است؛ از این رو، احتمالاً این سحابی یک ناحیه‌‌‌ی تشکیل ستاره باشد.
  
ستاره های مرکزی سحابیهای سیاره ای ٬ ستاره هایی بسیار داغ هستند ودمای آنها بین 20000 درجه تا 100000 درجه وحتی بیشتر است.باتوجه به این دمای بالا درخشندگی آنها (بین 1/0 تا 100 برابر درخشندگی خورشید )کم است بنابراین باید ستاره هایی کوچک باشند  وبا توجه به این٬ تصور براین است که باید در حال تبدیل شدن به کوتوله سفید باشند.مواد تشکیل دهنده سحابی که از جنس گاز هیدروژن داغ است موادی هستند که مدتی پیش٬ زمانی که ستاره از نوع غول سرخ بوده از لایه های بیرونی آن با سرعت های حتی  بیش از 60 کیلومتر در ثانیه فرار کرده اند.در بعضی موارد ستاره مرکزی بعد از مدتی موادی را  به شکل باد ستاره ای قوی از خود بیرون می دهد  واین باد موجب انقباض مواد در لایه های داخلی تر سحابی شده ودرون سحابی به شکل پوسته ای کروی مشاهده می شود.
+
در ساله ۱۹۲۲ ، ادوین هابل یک تحقیق بنیادی پیرامون سحابی‌های روشن در راه شیری را منتشر کرد. به دنبال مشاهدات گسترده نورسنجی و عکاسی ، او توانست به ۲ رابطه ی جالب دست یابد . نخست او دریافت که سحابی نشری ، تنها نزدیک ستاره‌های با رده طیفی قبل از B0 به وجود می آیند؛ در حالی‌ که سحابی‌های بازتابی ، نزدیک ستاره‌های رده طیفی B1 و بعد از آن یافت می شود.دوم اینکه ، هابل رابطه‌ای را بین اندازه ی زاویه سحابی ،R ، و قدر ظاهری ستاره روشن کنند ،m ، کشف کرد:
  
تنها ده درصد سحابیهای سیاره ای کروی هستند.حدود 70 درصد آنها دارای ساختمانی دوقطبی ودارای دو لب( lobe ) می باشند.در بقیه موارد وجود میدان های مغناطیسی٬ چرخش ٬ دوتایی بودن ستاره  ویا حضور توده های گازی می تواند به اشکال پیچیده تری منجر شوند.
+
[[پرونده:Nebl.JPG|وسط]]
  
بطور کلی سحابیهای سیاره ای به 6 دسته تقسیم شده اندکه با اعداد یونانی نشان داده می شوند.
+
بنابر این ستاره هرچه روشن تر باشد ، قطر زاویه سحابی بازتابی، بیشتر است.معمولا اندازه سحابی در نوردهی طولانی‌ تر افزایش می‌یابد،چرا که مناطق ضعیف تر نیز ظاهر می شوند. بنابر این R را باید متناظر با یک حد معین از درخشندگی سطحی تعریف کرد. مقدار ثابت در رابطه ی هابل به این درخشندگی سطحی معین بستگی دارد.
  
I  - ستاره مانند
 
  
II- قرص مانند که به سه زیر دسته تقسیم می شوند a – بسمت مرکز روشنتر هستند b – منظم  c – دارای ساختمانی تاحدودی حلقه مانند
+
می‌توان رابطه هابل را به صورت نظری نیز به دست آورد.بدین منظور باید فرض شود که روشنی ابر غبار، به صورت معکوس متناسب است با مجذور فاصله تا ستاره روشن کنند؛ و اینکه توزیع ابر‌ها در فضا یکنوخت می باشد.از رابطهٔ نظری هابل ، عبارتی برای ثابت سمت راست نیز به دست می اید. این ثابت به آلبدو و تابع فاز دانه‌ها مربوط می شود.
  
III- قرص نامنظم که به دو زیر دسته تقسیم می شوند a – خیلی نامنظم b-دارای ساختمانی تا حدودی حلقه ای
+
مشاهداتی که بر روی سحابی‌های بازتابی انجام گرفته نشان می دهد که آلبدوی دانه‌های بین ستاره ای نسبتا بالا است. البته هنوز با این شیوه امکان یافتن مقدار دقیق عددی میسر نشده است ، چرا که فاصلهٔ بین سحابی‌ها و ستاره‌های روشن  کننده ی آن ها به خوبی‌ معلوم نیست.
 +
در سحابی‌های تاریک که آنقدر به یک سطح نزدیک نیستند که دیده شوند، این امکان نیز وجود دارد که درخشندگی سطحی آنها را به عنوان سحابی‌های بازتابی در نظر گرفت. این سحابی ‌ها می‌توانند نور پراکنده ی ستارگان راه شیری را بازتابش ‌نمایند.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
IV- حلقه ای
+
[[پرونده:Untitled.jpg|سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در [[خوشه پروین]]. عکس از امیرحسین ابوالفتح|وسط|قاب]]
  
V- نامنظم
 
  
VI – دارای ساختمانی آنومالی
+
[[پرونده:reflection.nebula.arp.750pix.jpg|بندانگشتی|200px|سحابی بازتابی سر جادوگر یا آی‌سی ۲۱۱۸ در فاصله حدود ۹۰۰ [[سال نوری]] که در نزدیکی ستاره رجل‌الجبار قرار دارد و نور آن را منعکس می‌کند]] 
  
درخشندگی سحابی سیاره ای ناشی از تابش نور ماوراءبنفش ستاره داغ مرکزی است.اتمهای گازهای سحابی توسط فوتونهای ماوراءبنفش با انرژی لازم یونیده می شوند.برای مثال اتمهای هیدروژن توسط فوتونهای باطول موج ۹۱/۲نانومتر یا کوتاهتر یونیده می شوند.وقتی یونها با الکترونهای جداشده ترکیب می شوند فوتونهایی با نور مطابق با چندین انرژی مجاز تولید می کنند.بنابراین هر فوتون ماوراءبنفش تولیدی از ستاره مرکزی  ورودی به سحابی  به طیفی گسترده از فوتونها منجر می شود.
+
در این سحابی ها مقدار توان بازتابندگی شدیدا با کاهش [[طول موج]] افزایش می یابد بنابراین سحابیهای بازتابی معمولا آبی رنگ به نظر می رسند. سحابی [[خوشه پروین]] و سحابی سر جادوگر از این نوع سحابی ها هستند.بیشترین سحابی بازتابی در نزدیکی‌ خوشه پروین و ستاره غول قلب العقرب دیده می‌شود.قلب العقرب، خود به وسیله ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است.<ref name="multiple1"> کتاب [[مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
 +
{{-}}
  
هر ستاره ی مرکزی توانایی تولید نور برای یونیده کردن حجم خاصی از سحابی دارد.امکان دارد گستره سحابی آنقدر باشد که نور ماوراءبنفش ستاره نمی تواند موجب درخشنده شدن آن شود.درحقیقت درون هر سحابی می توان چندین ناحیه مجزا سحابی مشاهده نمود که هرکدام ناشی از یونیده شدن نوع خاصی اتم یا یون  است.بنابراین میتوان تفاوت ساختمان درونی سحابی را بکمک عکسهایی که با فیلترهای مجزا در طول موجهای متفاوت گرفته شده باشند احساس کرد.سحابی حلقوی M57  در صورت فلکی شلیاق نمونه خوبی است وتصاویر گرفته شده در طول موجهای آبی٬ سبز وقرمز از آن٬ گستره آنرا بزرگتر از آنچیزی که در نور مرئی قابل مشاهده است نشان می دهند چراکه هرکدام نشاندهنده نوع خاصی اتم یا یون هستند.برای دیدن سحابیهای سیاره ای بهتراست که از فیلترهای مناسب وبزرگنمایی های زیاد استفاده نمود.
+
== سحابی سیاره ای==
  
تمام سحابیهای سیاره ای در حال انبساط هستندواین نکته را بدو روش می توان مشاهده کرد
+
نواحی روشن از گاز یونیده، نه تنها کنار ستارگان تازه متولد شده، بلکه اطراف ستاره‌‌‌هایی که آخرین مراحل تحول خود را سپری می‌‌‌کنند نیز دیده می‌‌‌شود. سحابی سیاره‌‌‌ای عبارت است از یک پوسته‌‌‌ی گازی به‌‌‌دور یک ستاره‌‌‌ آبی داغ و کوچک. در بحث تحول ستاره‌‌‌ای دیدیم که در مرحله‌‌‌ی هلیوم‌‌‌سوزی، ممکن است ناپایداری‌‌‌هایی بروز کند. برخی ستارگان شروع به تپش می‌‌‌کنند، در حالی که در دیگر ستاره‌‌‌ها ممکن است تمام اتمسفر بیرونی به فضا پرتاب شود. در حالت اخیر، یک پوسته‌‌‌ی گازی که با سرعت 20 تا 30Kms-1 در حال انبساط است اطراف یک ستاره‌‌‌ کوچک و داغ (دمای 50000 تا 100000 کلوین) تشکیل خواهد شد. این ستاره‌‌‌ی کوچک، هسته‌‌‌ی ستاره‌‌‌ی اولیه است.
  
روش اول :انتقال دوپلری در خطوط طیفی سحابی در امتداد خط دید که سرعتهای در حدود 20 کیلومتر در ثانیه را نشان می دهد.روش دوم: افزایش اندازه سحابی  با کمک عکسبرداری در دو زمان متفاوت چند ساله  در امتداد خط دیدبراحتی قابل لمس است.از اندازه گیری انبساط شعاعی ومماسی (اگر بتوانیم فرض کنیم که مساوی هستند) می توان در جهت اندازه گیری فاصله سحابی استفاده کرد.
+
تابش فرابنفش ستاره‌‌‌ی مرکزی، گاز در حال انبساط را در سحابی سیاره‌‌‌ای به یون تبدیل می‌‌‌کند. بسیاری از خطوط نشری روشنی که در یک ناحیه‌‌‌ی  دیده می‌‌‌شود، در طیف این گاز وجود دارد. البته سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌‌‌‌ای عموماً از بیش‌تر نواحی  خیلی متقارن‌‌‌ترند و سریع‌‌‌تر منبسط می‌‌‌شوند. برای مثال، سحابی حلقوی معروف در صورت فلکی شلیاق، 57M، به‌‌‌وضوح در تصاویری که در مدت 50 سال گرفته شده منبسط شده است. در مدت چند ده هزار سال، سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای محو شده، ستاره‌‌‌ی مرکزی آن‌ها سرد، و به کوتوله سفید تبدیل می‌‌‌گردد.
  
با در نظر گرفتن اینکه باگذشت زمان سحابی منبسط شده وستاره مرکزی هم ضعیفتر می شود می توان عمر سحابیهای سیاره ای را در حد چند ده هزار سال نتیجه گیری کرد.از آنجاییکه حدود 10000 سحابی سیاره ای در کهکشان راه شیری وجود دارد می توان حدس زد که هر ساله چند عدد از آنها باید تولید شود.
+
سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای را در قرن نوزدهم به این نام خواندند، چرا که به‌‌‌صورت دیداری، برخی سحابی‌‌‌های کوچک کاملاً شبیه به سیاره‌‌‌هایی چون اورانوس به‌‌‌نظر می‌‌‌رسند. قطر ظاهری کوچک‌‌‌ترین سحابی شناخته شده تنها چند ثانیه قوسی است؛ در حالی که در بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها، مانند سحابی مارپیچ (Helix Nebula)، ممکن است به یک درجه برسد.
  
نمونه های بارز سحابیهای سیاره ای سحابیهای زیر هستند:
+
اغلب، مانند نواحی H II ، روشن‌‌‌ترین خطوط نشری به گذارهای ممنوعه مربوط می‌‌‌شود. برای مثال، دلیل رنگ سبز در بخش‌‌‌های مرکزی سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق، خطوط ممنوعه‌‌‌ی اکسیژن دو بار یونیده در 459.9nm و 500.7nm است. رنگ قرمز در بخش‌‌‌های خارجی، ناشی از خط آلفا بالمر هیدروژن 656.3nm و خط‌‌‌های ممنوعه‌‌‌ی نیتروژن یونیده ( 654.8nm و 658.3nm ) می‌‌‌باشد.
  
سحابی پروانه ای ٬سحابی دامبل ٬سحابی اسکیمو ٬سحابی هلیکس٬ سحابی جغد و سحابی زحل
+
برآورد می‌‌‌شود که تعداد کل سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در کهکشان راه شیری، 50000 باشد. تاکنون حدود 2000 سحابی سیاره‌‌‌ای رصد شده است.<ref name="multiple1"> کتاب[[ مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>
  
 
== سحابی‌های معروف ==
 
== سحابی‌های معروف ==
سطر ۹۲: سطر ۱۱۴:
 
* [[سحابی هلیکس]]
 
* [[سحابی هلیکس]]
  
== جستارهای وابسته ==
+
== جستاره ای وابسته ==
* [[سحابی ستاره‌ای]]
+
* [[سحابی ستاره ای]]
 
* [[سحابی حلقه]]
 
* [[سحابی حلقه]]
 
* [[سحابی بزرگ حلقه‌زده]]
 
* [[سحابی بزرگ حلقه‌زده]]
سطر ۱۰۱: سطر ۱۲۳:
 
* [[سحابی سیاره‌نما]]
 
* [[سحابی سیاره‌نما]]
  
 
+
==منابع==
 +
<references/>
 
[[رده:کیهان‌شناسی]][[رده:اخترفیزیک]]
 
[[رده:کیهان‌شناسی]][[رده:اخترفیزیک]]

نسخهٔ کنونی تا ‏۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۵۱

این نوشتار خرد توسط مؤلف آن تکمیل می‌شود . لطفا شکیبا باشید . 



محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای[ویرایش]

اگرچه بیش‌تر جرم کهکشان راه شیری در ستارگان جمع شده است، محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای کاملاً خالی نیست. گاز و غبار در این محیط، هم به‌‌‌شکل ابرهایی مجزا و هم به‌‌‌صورت پراکنده و رقیق، دیده می‌‌‌شود. در هر سانتیمتر مکعب محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای، معمولاً یک اتم گاز وجود دارد؛ و در هر کیلومتر مکعب آن، 100 ذرّه‌‌‌ی غبار.

در کل، حدود 10% از جرم راه شیری را گاز بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تشکیل می‌‌‌دهد. با توجه به اینکه در صفحه‌‌‌ی کهکشانی و بازوان مارپیچ، گاز به شدت متراکم شده است، در این مناطق جاهای بسیاری وجود دارد که در آن‌ها، کمیت ستارگان و ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تقریباً برابر است. مقدار غبار، حدود یک درصد گاز1 می‌‌‌باشد. ذرات پر‌‌‌انرژی پرتو کیهانی با این گاز و غبار آمیخته است. یک میدان مغناطیسی کهکشانی ضعیف، اما خیلی مهم، نیز وجود دارد.

در حال حاضر، مهم‌‌‌ترین رصدها از محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای در طول‌‌‌موج‌‌‌های رادیویی و فروسرخ صورت می‌‌‌پذیرد، چرا که قله‌‌‌ی تابش، اغلب در این طول‌‌‌موج‌‌‌ها قرار دارد. البته بسیاری از انواع مواد بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای2 را نمی‌‌‌توان بر اساس گسیل یا جذب آن‌ها شناسایی کرد. اصولاً، جرم این گونه مواد ممکن است از جرم مشاهده شده‌‌‌ی مجموع مواد دیگر بیش‌تر باشد. با وجود این، بر اساس تأثیرات گرانشی ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای می‌‌‌توان به یک حد بالا برای کل جرم این ماده، بدون توجه به شکل آن، دست یافت. این حد را حد اورت3 می‌‌‌نامند. میدان جاذبه‌‌‌ی کهکشانی را توزیع ماده تعیین می‌‌‌کند. از مشاهده‌‌‌ حرکت عمودی ستاره‌‌‌ها بر صفحه‌‌‌ی کهکشانی، نیروی جاذبه‌‌‌ی قائم، و از آنجا مقدار جرم در صفحه‌‌‌ی کهکشانی قابل اندازه‌‌‌گیری است. نتیجه آن است که چگالی موضعی در محدوده‌‌‌ی 1Kpc از خورشید، 7.3 تا Kgm-3 10×10-21می‌‌‌باشد. چگالی ستاره‌‌‌های شناخته شده 5.9 تا Kgm-3 6.7×10-21، و چگالی ماده‌‌‌ی شناخته‌‌‌شده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای حدود Kgm-3 1.7×10-21 است؛ بنابراین در همسایگی خورشید جای خیلی کمی برای گونه‌‌‌های ناشناخته‌‌‌ی جرم وجود دارد. با وجود این، هنوز بحث ماده‌‌‌ی تاریک در صفحه‌‌‌ی کهکشانی باقی مانده است. نشانه‌‌‌هایی در دست است که هاله‌‌‌ای کروی از ماده‌‌‌ی تاریک، راه شیری را احاطه کرده است.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>


سحابی[ویرایش]

ابر های عظیمی که عمدتآ از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .

انواع سحابی ها[ویرایش]

سحابی نشری

سحابی بازتابی

سحابی تاریک



سحابی نشری[ویرایش]

نور بیشتر سحابیهای نشری بصورت خطوط طیفی نشری می باشد.در این سحابیها اتمها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از ستاره یا ستارگان داغ یونیده شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.سحابی نشری خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است . اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از درخشندگی ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است. سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار ابر نواختری هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور تابش می‌تواند در نور مرئی هم رخ می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند.

سحابی تاریک[ویرایش]

به توده گازی سرد گفته می شود که مدتی از مرگ ستاره آن گذشته است و ستاره دیگری نزدیک آن نیست که بتواند نوری را منتشر کند یا منعکس کنداین نوع سحابی فقط زمانی قابل دیدن است که ستاره یا سحابی درخشانی در پشت آن باشد از آن جا که این سحابی ها مانع عبور نور می شوند به صورت ابر های تاریک و سیاه مشاهده می شوند سحابی های تاریک تنها بخشی از مواد تاریک میان ستاره ای هستند که ما موفق به رصد آن شده ایم. از مشهور ترین این سحابی ها می‌توان به سحابی کله اسبی و گلبول اشاره کرد.

alt text


مشاهدات انجام گرفته بر روی دیگر کهکشان ها نشان می دهد که غبار در بازوان مارپیچ، به ویژه در لبه درونی آن ها، تمرکز یافته است. علاوه بر این، غبار در ابرهای مجزا نیز متمرکز شده است. این ابرها به صورت نواحی کم ستاره، یا سحابی های تاریک، در مقابل زمینه کهکشان راه شیری دیده می شوند. دو نمونه از سحابی های تاریک عبارتند از کیسه زغال در آسمان جنوبی و سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار.

کیسه زغال (Coalsack) یک سحابی تاریک در کنار صورت فلکی صلیب جنوبی

سحابی های تاریک گاهی نوارهایی گسترده و مارپیچ می سازند، و گاهی نیز به شکل اجسامی کوچک و تقریبا کروی در می آیند. اجسام اخیر در مقابل زمینه ای روشن، مانند یک سحابی گازی، راحت تر دیده می شوند.بارت یان بوک این اجسام را گویچه یا گلبول نامید. وی این فرضیه را مطرح کرد که آن ها ابرهایی هستند که تازه در حال انقباض به سمت تشکیل ستاره می باشند.

سحابی اوریون-M42

خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را می‌توان به کمک نمودار ولف توضیح داد و مورد مطالعه قرار داد.این نمودار بر مبنای شمارش ستارگان رسم می شود. در یک سحابی مورد نظر، تعداد ستاره‌ها را در یک درجه مربع و در یک بازه قدر،مثلا بین قدر ۱۴ و ۱۵ می شمرند و با تعداد ستارگان خارج از سحابی مقایسه می کنند. تعداد ستاره‌ها در خارج از سحابی ، به صورت یکنواخت به سمت قدر‌های ضعیف تر افزایش می‌یابد، در سحابی تاریک ، ابتدا ستارگان به همان صورت افزایش می‌یابد، اما پس از یک قدر معین تعداد ستاره‌ها به کمتر از آن چه خارج از ابر شمارش شده است سقوط می‌کند. علت این است که بیشتر ستاره‌های ضعیف در پشت سحابی قرار گرفته اند و روشنایی آنها به اندازه ی ثابت دلتا m کاهش می‌یابد. اکثر ستاره‌های روشن در جلو سحابی هستند و دچار خاموشی نمی شوند.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>


نمودار ولف


سحابی بازتابی[ویرایش]

اگر ابری از غبار ، نزدیک یک ستاره روشن باشد، نور ستاره را پخش می‌کند . بدین ترتیب برخی‌ می‌توان ابر‌های مجزای غبار را به صورت سحابی‌های بازتابی روشن کرد. حدود ۵۰۰ سحابی بازتابی شناخته شده است. بیش‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی در نزدیکی خوشه‌‌‌ی پروین و ستاره‌‌‌ی غول قلب‌‌‌العقرب دیده می‌‌‌شوند. قلب‌‌‌العقرب، خود به وسیله‌‌‌ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است. به عنوان مثال سحابی بازتابی 2068 NGC، نزدیک یک ابر غبار بزرگ و غلیظ، چند درجه به‌‌‌سمت شمال غربی سیف‌‌‌الجبار قرار دارد. این سحابی، که یکی از روشن‌‌‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی است، تنها موردی است که در فهرست مسیه به چشم می‌‌‌خورد (M78). در وسط سحابی، دو ستاره با قدری نزدیک به 11 وجود دارد. ستاره‌‌‌ی شمالی، سحابی را روشن می‌‌‌کند، در حالی ‌که دیگری احتمالاً در جلو سحابی است. یکی دیگر از سحابی‌‌‌های بازتابی روشن که خیلی هم مورد مطالعه قرار گرفته است، سحابی 7023 NGC در صورت فلکی قیفاووس است. این سحابی نیز با یک سحابی تاریک در ارتباط می‌‌‌باشد. در طیف ستاره‌‌‌ی روشن کننده (از رده‌‌‌ی طیفی Be) خطوط جذبی وجود دارد. ستاره‌‌‌هایی فروسرخ نیز در سطح سحابی کشف شده است؛ از این رو، احتمالاً این سحابی یک ناحیه‌‌‌ی تشکیل ستاره باشد.

در ساله ۱۹۲۲ ، ادوین هابل یک تحقیق بنیادی پیرامون سحابی‌های روشن در راه شیری را منتشر کرد. به دنبال مشاهدات گسترده نورسنجی و عکاسی ، او توانست به ۲ رابطه ی جالب دست یابد . نخست او دریافت که سحابی نشری ، تنها نزدیک ستاره‌های با رده طیفی قبل از B0 به وجود می آیند؛ در حالی‌ که سحابی‌های بازتابی ، نزدیک ستاره‌های رده طیفی B1 و بعد از آن یافت می شود.دوم اینکه ، هابل رابطه‌ای را بین اندازه ی زاویه سحابی ،R ، و قدر ظاهری ستاره روشن کنند ،m ، کشف کرد:

Nebl.JPG

بنابر این ستاره هرچه روشن تر باشد ، قطر زاویه سحابی بازتابی، بیشتر است.معمولا اندازه سحابی در نوردهی طولانی‌ تر افزایش می‌یابد،چرا که مناطق ضعیف تر نیز ظاهر می شوند. بنابر این R را باید متناظر با یک حد معین از درخشندگی سطحی تعریف کرد. مقدار ثابت در رابطه ی هابل به این درخشندگی سطحی معین بستگی دارد.


می‌توان رابطه هابل را به صورت نظری نیز به دست آورد.بدین منظور باید فرض شود که روشنی ابر غبار، به صورت معکوس متناسب است با مجذور فاصله تا ستاره روشن کنند؛ و اینکه توزیع ابر‌ها در فضا یکنوخت می باشد.از رابطهٔ نظری هابل ، عبارتی برای ثابت سمت راست نیز به دست می اید. این ثابت به آلبدو و تابع فاز دانه‌ها مربوط می شود.

مشاهداتی که بر روی سحابی‌های بازتابی انجام گرفته نشان می دهد که آلبدوی دانه‌های بین ستاره ای نسبتا بالا است. البته هنوز با این شیوه امکان یافتن مقدار دقیق عددی میسر نشده است ، چرا که فاصلهٔ بین سحابی‌ها و ستاره‌های روشن کننده ی آن ها به خوبی‌ معلوم نیست. در سحابی‌های تاریک که آنقدر به یک سطح نزدیک نیستند که دیده شوند، این امکان نیز وجود دارد که درخشندگی سطحی آنها را به عنوان سحابی‌های بازتابی در نظر گرفت. این سحابی ‌ها می‌توانند نور پراکنده ی ستارگان راه شیری را بازتابش ‌نمایند.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در خوشه پروین. عکس از امیرحسین ابوالفتح


پرونده:Reflection.nebula.arp.750pix.jpg
سحابی بازتابی سر جادوگر یا آی‌سی ۲۱۱۸ در فاصله حدود ۹۰۰ سال نوری که در نزدیکی ستاره رجل‌الجبار قرار دارد و نور آن را منعکس می‌کند

در این سحابی ها مقدار توان بازتابندگی شدیدا با کاهش طول موج افزایش می یابد بنابراین سحابیهای بازتابی معمولا آبی رنگ به نظر می رسند. سحابی خوشه پروین و سحابی سر جادوگر از این نوع سحابی ها هستند.بیشترین سحابی بازتابی در نزدیکی‌ خوشه پروین و ستاره غول قلب العقرب دیده می‌شود.قلب العقرب، خود به وسیله ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

سحابی سیاره ای[ویرایش]

نواحی روشن از گاز یونیده، نه تنها کنار ستارگان تازه متولد شده، بلکه اطراف ستاره‌‌‌هایی که آخرین مراحل تحول خود را سپری می‌‌‌کنند نیز دیده می‌‌‌شود. سحابی سیاره‌‌‌ای عبارت است از یک پوسته‌‌‌ی گازی به‌‌‌دور یک ستاره‌‌‌ آبی داغ و کوچک. در بحث تحول ستاره‌‌‌ای دیدیم که در مرحله‌‌‌ی هلیوم‌‌‌سوزی، ممکن است ناپایداری‌‌‌هایی بروز کند. برخی ستارگان شروع به تپش می‌‌‌کنند، در حالی که در دیگر ستاره‌‌‌ها ممکن است تمام اتمسفر بیرونی به فضا پرتاب شود. در حالت اخیر، یک پوسته‌‌‌ی گازی که با سرعت 20 تا 30Kms-1 در حال انبساط است اطراف یک ستاره‌‌‌ کوچک و داغ (دمای 50000 تا 100000 کلوین) تشکیل خواهد شد. این ستاره‌‌‌ی کوچک، هسته‌‌‌ی ستاره‌‌‌ی اولیه است.

تابش فرابنفش ستاره‌‌‌ی مرکزی، گاز در حال انبساط را در سحابی سیاره‌‌‌ای به یون تبدیل می‌‌‌کند. بسیاری از خطوط نشری روشنی که در یک ناحیه‌‌‌ی دیده می‌‌‌شود، در طیف این گاز وجود دارد. البته سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌‌‌‌ای عموماً از بیش‌تر نواحی خیلی متقارن‌‌‌ترند و سریع‌‌‌تر منبسط می‌‌‌شوند. برای مثال، سحابی حلقوی معروف در صورت فلکی شلیاق، 57M، به‌‌‌وضوح در تصاویری که در مدت 50 سال گرفته شده منبسط شده است. در مدت چند ده هزار سال، سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای محو شده، ستاره‌‌‌ی مرکزی آن‌ها سرد، و به کوتوله سفید تبدیل می‌‌‌گردد.

سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای را در قرن نوزدهم به این نام خواندند، چرا که به‌‌‌صورت دیداری، برخی سحابی‌‌‌های کوچک کاملاً شبیه به سیاره‌‌‌هایی چون اورانوس به‌‌‌نظر می‌‌‌رسند. قطر ظاهری کوچک‌‌‌ترین سحابی شناخته شده تنها چند ثانیه قوسی است؛ در حالی که در بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها، مانند سحابی مارپیچ (Helix Nebula)، ممکن است به یک درجه برسد.

اغلب، مانند نواحی H II ، روشن‌‌‌ترین خطوط نشری به گذارهای ممنوعه مربوط می‌‌‌شود. برای مثال، دلیل رنگ سبز در بخش‌‌‌های مرکزی سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق، خطوط ممنوعه‌‌‌ی اکسیژن دو بار یونیده در 459.9nm و 500.7nm است. رنگ قرمز در بخش‌‌‌های خارجی، ناشی از خط آلفا بالمر هیدروژن 656.3nm و خط‌‌‌های ممنوعه‌‌‌ی نیتروژن یونیده ( 654.8nm و 658.3nm ) می‌‌‌باشد.

برآورد می‌‌‌شود که تعداد کل سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در کهکشان راه شیری، 50000 باشد. تاکنون حدود 2000 سحابی سیاره‌‌‌ای رصد شده است.<ref name="multiple1"> کتابمبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی </ref>

سحابی‌های معروف[ویرایش]

جستاره ای وابسته[ویرایش]

منابع[ویرایش]

<references/>