Nebula

Ursprung

En nebulosa består vanligtvis av vätegas och plasma. Den kan vara det första steget i en stjärnas cykel, men den kan också vara ett av de sista stegen.

Många nebulosor och stjärnor bildas genom gravitationskollaps av gas i det interstellära mediet (ISM). När materialet drar ihop sig kan massiva stjärnor bildas i centrum, och deras ultravioletta strålning joniserar den omgivande gasen och gör den synlig vid optiska våglängder.

Storleken på dessa nebulosor, som kallas H II-regioner, varierar beroende på storleken på det ursprungliga gasmolnet. Detta är platser där stjärnbildning sker. De bildade stjärnorna kallas ibland för en ung, lös klubba.

Vissa nebulosor bildas som ett resultat av supernovaexplosioner, som är dödsryckningar av massiva, kortlivade stjärnor. De material som kastas bort från supernovaexplosionen joniseras av energin och det kompakta objekt som den kan ge upphov till. Ett av de bästa exemplen på detta är krabbnebulosan i Taurus. Supernovahändelsen registrerades år 1054 och är märkt SN 1054. Det kompakta objekt som skapades efter explosionen ligger i centrum av krabbnebulosan och är en neutronstjärna.

Andra nebulosor kan bildas som planetariska nebulosor. Detta är slutfasen av en stjärnas liv med låg massa, som jordens sol. Stjärnor med en massa på upp till 8-10 solmassor utvecklas till röda jättar och förlorar långsamt sina yttre lager under pulsationer i sina atmosfärer. När en stjärna har förlorat tillräckligt mycket material ökar dess temperatur och den ultravioletta strålning som den avger kan jonisera den omgivande nebulosan som den har kastat ut. Nebulosan består till 97 % av väte och 3 % av helium med spårämnen.

Tidigare kallades även galaxer och stjärnhopar för "nebulosor", men det är inte längre så. Nebulosor kan sorteras efter hur de ser ut och varför vi kan se dem.

 

Stjärnbildande områden och diffusa nebulosor

Stora områden med joniserad vätegas produceras av stjärnbildande områden. Nebulosor är ofta stjärnbildande områden, som i Orionkomplexet. I dessa områden drar gravitationen samman gas och stoft. Materialet klumpar ihop sig och bildar större massor som drar till sig ytterligare materia. Så småningom blir detta tillräckligt massivt för att bilda stjärnor. Det material som blir kvar kan bilda planeter och andra objekt i planetsystemet.

Emissionsnebulosor / H II-regioner

Emissionsnebulosor producerar sitt eget ljus. De kallas ofta H II-regioner, eftersom det är den joniserade vätgasen som får dem att lysa. Vanligtvis är gaserna i en emissionsnebulosa joniserade. Detta gör att de avger ljus och infraröd strålning.

Reflektionsnebulosor

Reflektionsnebulosor reflekterar ljus från närliggande stjärnor.

Mörka nebulosor

Mörka nebulosor varken avger eller reflekterar ljus. De blockerar ljuset från stjärnor som är långt borta.

 
Den mörka nebulosan Rho Ophiuchi molnkomplexet  


Fyra planetariska nebulosor  

Planetära nebulosor

Planetariska nebulosor är ganska vanliga eftersom de bildas av röda jättestjärnor sent i deras liv. Dessa stjärnor blir vanligtvis vita dvärgar och lämnar efter sig en expanderande boll av joniserad gas, som vi ser som en ungefär cirkulär ljus nebulosa.

 

Supernovarester

En supernova uppstår när en stjärna med hög massa når slutet av sitt liv. När kärnfusionen i stjärnans kärna upphör kollapsar stjärnan och exploderar . Det expanderande gasskalet bildar en supernovarest. Krabbnebulosan är en supernovarest som troligen exploderade 1054 e.Kr. Ljus- och röntgenstrålning från supernovarester kommer från joniserad gas. Det finns en enorm mängd radiostrålning som kallas synkrotronstrålning. Denna strålning kommer från elektroner med hög hastighet som oscillerar i magnetfält.