เนบิวลาเส้นการปล่อยก๊าซและเนบิวลาการแผ่รังสีทำให้เกิดแสงในตัวเอง อะตอมไฮโดรเจนเริ่มทำงานเนื่องจากแสงอัลตราไวโอเลตอันทรงพลังของดวงดาว จากนั้นไฮโดรเจนจะแตกตัวเป็นไอออน (สูญเสียอิเล็กตรอนที่ปล่อยโฟตอน)
ดาวฤกษ์ประเภท O สามารถแตกตัวเป็นไอออนของก๊าซได้ภายในรัศมี 350 ปีแสง เนบิวลา M17 ถูกค้นพบโดย De Chezo ในปี 1746 และค้นพบอีกครั้งในปี 1764 โดย Charles Messier มันอยู่ในราศีธนูและเรียกอีกอย่างว่า Cygnus Nebula, Omega, Horseshoe และ Lobster Nebula สว่างอย่างเหลือเชื่อและแสงสีชมพูของมันสามารถมองเห็นได้โดยไม่ต้องใช้เทคโนโลยีที่ละติจูดต่ำ (ขนาดที่ชัดเจน - 6) ข้างในเป็นดารารุ่นเยาว์ที่สร้างภูมิภาค HII ไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนมีหน้าที่ทำให้เกิดสีแดง
แสงอินฟราเรดช่วยในการค้นหาฝุ่นจำนวนมากที่บ่งบอกถึงการก่อตัวดาวฤกษ์ ข้างในเป็นกระจุกดาว 30 ดวง แรเงาด้วยเนบิวลาที่ถูผ่าน 40 ปีแสง มวลรวมมากกว่าดวงอาทิตย์ 800 เท่า
M17 อยู่ห่างออกไป 5500 ปีแสง ร่วมกับ M16 อยู่ในแขนกังหันด้านหนึ่งของทางช้างเผือก (ราศีธนู-คีล)
การวิเคราะห์สเปกตรัมสเปกโตรกราฟแบบไม่มีกรีดมักใช้ในการวิเคราะห์องค์ประกอบสเปกตรัมของรังสีจากเนบิวลา ในกรณีที่ง่ายที่สุด เลนส์เว้าจะอยู่ใกล้จุดโฟกัสของกล้องโทรทรรศน์ ซึ่งจะเปลี่ยนลำแสงที่มาบรรจบกันเป็นลำแสงคู่ขนาน มันถูกนำไปยังปริซึมหรือตะแกรงเลี้ยวเบนที่แยกลำแสงออกเป็นสเปกตรัม จากนั้นเลนส์นูนจะโฟกัสแสงบนจานถ่ายภาพโดยไม่ได้ภาพวัตถุเพียงภาพเดียว แต่มีหลายอย่าง - ตามจำนวนเส้นการปล่อย ในสเปกตรัมของมัน อย่างไรก็ตาม ภาพของดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางถูกขยายออกเป็นเส้น เนื่องจากมีสเปกตรัมต่อเนื่องสเปกตรัมของเนบิวลาก๊าซประกอบด้วยเส้นขององค์ประกอบที่สำคัญที่สุดทั้งหมด: ไฮโดรเจน ฮีเลียม ไนโตรเจน ออกซิเจน นีออน กำมะถัน และอาร์กอน ยิ่งกว่านั้น เช่นเดียวกับที่อื่นในจักรวาล ไฮโดรเจนและฮีเลียมมีมากกว่าที่อื่นมาก
การกระตุ้นของอะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมในเนบิวลานั้นไม่เหมือนกับในหลอดปล่อยก๊าซในห้องปฏิบัติการซึ่งมีอิเล็กตรอนไหลเร็ว ทิ้งระเบิดอะตอม ถ่ายโอนไปยังสถานะพลังงานที่สูงขึ้น หลังจากนั้นอะตอมจะกลับสู่สถานะปกติ , เปล่งแสง. ไม่มีอิเลคตรอนที่มีพลังเช่นนั้นในเนบิวลาที่สามารถกระตุ้นอะตอมด้วยการกระแทกได้นั่นคือ "โยน" อิเล็กตรอนขึ้นสู่วงโคจรที่สูงขึ้น ในเนบิวลา "โฟโตอิออไนเซชัน" ของอะตอมเกิดขึ้นจากรังสีอัลตราไวโอเลตของดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลาง กล่าวคือ พลังงานของควอนตัมที่เข้ามาก็เพียงพอที่จะฉีกอิเล็กตรอนออกจากอะตอมได้อย่างสมบูรณ์และปล่อยให้ "บินอย่างอิสระ" โดยเฉลี่ย 10 ปีผ่านไป จนกระทั่งอิเล็กตรอนอิสระมาบรรจบกับไอออน และพวกมันรวมตัวกัน (รวมตัวกันใหม่) ให้เป็นอะตอมที่เป็นกลาง โดยปล่อยพลังงานยึดเหนี่ยวออกมาในรูปของควอนตัมแสง เส้นการแผ่รังสีการรวมตัวกันใหม่จะสังเกตได้ในช่วงสเปกตรัมคลื่นวิทยุ ออปติคัล และอินฟราเรด
เส้นการแผ่รังสีที่แรงที่สุดในเนบิวลาดาวเคราะห์เป็นของอะตอมออกซิเจนที่สูญเสียอิเล็กตรอนไปหนึ่งหรือสองอิเล็กตรอน เช่นเดียวกับไนโตรเจน อาร์กอน กำมะถัน และนีออน นอกจากนี้ พวกมันยังปล่อยเส้นดังกล่าวที่ไม่เคยพบเห็นในสเปกตรัมของห้องปฏิบัติการ แต่ปรากฏภายใต้เงื่อนไขที่มีลักษณะเฉพาะของเนบิวลาเท่านั้น บรรทัดเหล่านี้เรียกว่า "ต้องห้าม" ความจริงก็คือว่าอะตอมมักจะอยู่ในสถานะตื่นเต้นน้อยกว่าหนึ่งในล้านของวินาทีและจากนั้นจะเข้าสู่สภาวะปกติโดยปล่อยควอนตัม อย่างไรก็ตาม มีระดับพลังงานบางระดับที่อะตอมทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่าง "ไม่เต็มใจ" อย่างมาก โดยคงอยู่ในสถานะตื่นเต้นเป็นวินาที นาที และแม้กระทั่งชั่วโมง ในช่วงเวลานี้ ภายใต้สภาวะของก๊าซในห้องปฏิบัติการที่ค่อนข้างหนาแน่น อะตอมจำเป็นต้องชนกับอิเล็กตรอนอิสระ ซึ่งจะเปลี่ยนพลังงานของมัน และไม่รวมการเปลี่ยนแปลง แต่ในเนบิวลาที่หายากอย่างยิ่ง อะตอมที่ตื่นเต้นจะไม่ชนกับอนุภาคอื่นเป็นเวลานาน และในที่สุดก็เกิดการเปลี่ยนแปลงที่ "ต้องห้าม" นั่นคือเหตุผลที่ว่าทำไมเส้นต้องห้ามไม่ได้ถูกค้นพบครั้งแรกโดยนักฟิสิกส์ในห้องปฏิบัติการ แต่โดยนักดาราศาสตร์ที่สังเกตเนบิวลา เนื่องจากเส้นเหล่านี้ไม่ได้อยู่ในสเปกตรัมของห้องปฏิบัติการ จึงเชื่อได้ในบางครั้งด้วยซ้ำว่ามันเป็นขององค์ประกอบที่ไม่รู้จักบนโลก พวกเขาต้องการเรียกเขาว่า "เนบิวเลียม" แต่ความเข้าใจผิดก็คลี่คลายลงในไม่ช้า เส้นเหล่านี้สามารถมองเห็นได้ในสเปกตรัมของทั้งดาวเคราะห์และเนบิวลากระจาย สเปกตรัมของเนบิวลาดังกล่าวยังมีการแผ่รังสีอย่างต่อเนื่องที่อ่อนแอซึ่งเกิดจากการรวมตัวกันของอิเล็กตรอนกับไอออนอีกครั้ง
บนสเปกโตรแกรมของเนบิวลาที่ได้จากสลิตสเปกโตรกราฟ เส้นมักจะมีลักษณะหักและแตกออก นี่คือปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ ซึ่งบ่งชี้การเคลื่อนที่สัมพัทธ์ของส่วนต่างๆ ของเนบิวลา เนบิวลาดาวเคราะห์มักจะขยายตัวในแนวรัศมีจากดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางด้วยความเร็ว 20-40 กม./วินาที เปลือกของซุปเปอร์โนวาขยายตัวเร็วกว่ามาก ทำให้เกิดคลื่นกระแทกด้านหน้าพวกมัน ในเนบิวลากระจาย แทนที่จะเป็นการขยายตัวทั่วไป มักจะสังเกตเห็นการเคลื่อนไหวของแต่ละส่วนอย่างปั่นป่วน (วุ่นวาย)
ลักษณะสำคัญของเนบิวลาดาวเคราะห์บางดวงคือการแบ่งชั้นของการแผ่รังสีเอกรงค์ของพวกมัน ตัวอย่างเช่น การคายประจุของออกซิเจนอะตอมมิกที่แตกตัวเป็นไอออนเดี่ยว (โดยสูญเสียอิเล็กตรอนไปหนึ่งตัว) สังเกตได้ในพื้นที่กว้างใหญ่ ซึ่งอยู่ห่างจากดาวใจกลางมาก ในขณะที่ออกซิเจนและนีออนที่แตกตัวเป็นสองเท่า (กล่าวคือ สูญเสียอิเล็กตรอนไป 2 ตัว) จะมองเห็นได้เฉพาะใน ส่วนด้านในของเนบิวลาในขณะที่นีออนหรือออกซิเจนแตกตัวเป็นไอออนสี่เท่าจะสังเกตเห็นได้เฉพาะในส่วนกลางเท่านั้น ข้อเท็จจริงนี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าโฟตอนที่มีพลังซึ่งจำเป็นสำหรับการแตกตัวเป็นไอออนที่แรงกว่าของอะตอมไม่ถึงบริเวณด้านนอกของเนบิวลา แต่ถูกดูดกลืนโดยก๊าซที่อยู่ไม่ไกลจากดาวฤกษ์
องค์ประกอบทางเคมีของเนบิวลาดาวเคราะห์มีความหลากหลายมาก: องค์ประกอบที่สังเคราะห์ขึ้นภายในดาวฤกษ์ บางส่วนกลับกลายเป็นว่าผสมกับสารของเปลือกที่ปล่อยออกมา ในขณะที่องค์ประกอบอื่นๆ ไม่ได้เป็นเช่นนั้น องค์ประกอบของเศษซากซุปเปอร์โนวานั้นซับซ้อนกว่านั้นอีก: สสารที่พุ่งออกมาจากดาวฤกษ์นั้นส่วนใหญ่ผสมกับก๊าซระหว่างดวงดาว และนอกจากนี้ ชิ้นส่วนต่างๆ ของเศษที่เหลือเดียวกันบางครั้งก็มีองค์ประกอบทางเคมีต่างกัน (เช่นในแคสสิโอเปีย เอ) อาจเป็นไปได้ว่าสารนี้ถูกขับออกจากส่วนลึกต่างๆ ของดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้สามารถทดสอบทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวและการระเบิดซุปเปอร์โนวาได้
นอกจากดวงดาวแล้ว ยังมองเห็นจุดพร่ามัวเล็กๆ ที่มีแสงจ้าจางๆ ผ่านกล้องโทรทรรศน์อีกด้วย พวกมันถูกเรียกว่าเนบิวลา บางส่วนของพวกเขาค่อนข้างชัดเจน ในหมู่พวกเขามีดาวเคราะห์น้อย เนบิวลา. ข้างในแต่ละดวงตรงกลางมีดาวดวงหนึ่งที่ร้อนแรงอยู่เสมอ เช่น เนบิวลาประกอบด้วยก๊าซหายากซึ่งถูกกำจัดในทุกทิศทางจากดาวใจกลางด้วยความเร็วหลายสิบกิโลเมตรต่อวินาที หากก๊าซห่อหุ้มรอบดาวฤกษ์เป็นโพรง แสดงว่าเนบิวลามีลักษณะเป็นวงแหวน เช่น เนบิวลาในกลุ่มดาวไลรา แต่หลายคน เนบิวลาไม่มีรูปร่างเฉพาะ พวกมันดูเหมือนหมอกเป็นกระจุกกระจายเป็นไอพ่นไปในทิศทางต่างๆ เหล่านี้ เนบิวลาเรียกว่ากระจาย รู้จักหลายร้อยคน
สิ่งที่โดดเด่นที่สุดคือเนบิวลานายพราน มองเห็นได้แม้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่อ่อนแอ และบางครั้งด้วยตาเปล่า ในการแพร่กระจายอันกว้างใหญ่นี้ เนบิวลาเช่นเดียวกับในเนบิวลาดาวเคราะห์ ก๊าซที่หายากจะเรืองแสงภายใต้อิทธิพลของแสงดาวร้อนภายใน เนบิวลา. บางครั้งดาวที่สว่างไสวจะส่องกลุ่มฝุ่นละอองที่มาบรรจบกับมัน ซึ่งมีขนาดใกล้เคียงกับอนุภาคควัน จากนั้น ผ่านกล้องโทรทรรศน์ เราก็เห็นเนบิวลากระจายแสง แต่ไม่มีก๊าซอีกต่อไป แต่เป็นฝุ่น เนบิวลาจำนวนมากในศตวรรษที่ 19 เปิดโดยวิลเลียม เฮอร์เชลและจอห์น ลูกชายของเขา ซึ่งทำงานโดยเฉพาะในแอฟริกาใต้ เพื่อสังเกตท้องฟ้าทางใต้ที่นั่น
ในศตวรรษที่ 20 นักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซีย G.A. Shain ได้ค้นพบและศึกษาเนบิวลาก๊าซจำนวนมากในแหลมไครเมีย ในกรณีส่วนใหญ่ ฝุ่น เนบิวลาอย่าเรืองแสง เพราะปกติแล้วจะไม่มีดาวดวงใดในบริเวณใกล้เคียงที่สามารถส่องสว่างได้ ฝุ่นดำๆพวกนี้ เนบิวลาซึ่งมักมีเส้นขอบที่ชัดเจน มักพบเป็นช่องโล่งในบริเวณสว่างของทางช้างเผือก เช่น เนบิวลา, เหมือนหัวม้า (ใน Orion ใกล้แสงกระจาย เนบิวลา) เป็นตัวแทนของการสะสมของฝุ่นที่เล็กที่สุดดูดซับแสงของดวงดาวที่อยู่ข้างหลังพวกเขา
|
|
|
วันที่ 31 กรกฎาคม 2553
เนบิวลา ส่วนที่ 1
เนบิวลา. ก่อนหน้านี้ นักดาราศาสตร์ใช้ชื่อนี้สำหรับวัตถุท้องฟ้าใดๆ ที่อยู่กับที่เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ ซึ่งตรงกันข้าม มีลักษณะที่กระจัดกระจายและพร่ามัวเหมือนเมฆก้อนเล็กๆ หมายถึง "เมฆ") เมื่อเวลาผ่านไป ปรากฎว่าบางส่วนในเนบิวลาในกลุ่มดาวนายพรานประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นในอวกาศและเป็นของกาแล็กซีของเรา เนบิวลา "สีขาว" อื่นๆ เช่นเดียวกับในแอนโดรเมดาและสามเหลี่ยมสามเหลี่ยม กลายเป็นระบบดาวขนาดยักษ์ที่คล้ายกับกาแล็กซี นักวิทยาศาสตร์จึงสรุปได้ว่า เนบิวลา - เมฆระหว่างดวงดาว ซึ่งประกอบด้วยฝุ่น ก๊าซ และพลาสมา ที่ปล่อยออกมาจากการแผ่รังสีหรือการดูดกลืนเมื่อเทียบกับตัวกลางระหว่างดวงดาวที่อยู่โดยรอบ
ประเภทเนบิวลา . เนบิวลาแบ่งออกเป็นประเภทหลักดังต่อไปนี้: เนบิวลากระจายหรือบริเวณ H II เช่นเนบิวลานายพราน เนบิวลาสะท้อนแสงเช่นเนบิวลา Merope ใน Pleiades; เนบิวลามืด เช่น กระสอบถ่านหิน ซึ่งมักเกี่ยวข้องกับเมฆโมเลกุล เศษซากซุปเปอร์โนวาเช่น Reticulum Nebula ใน Cygnus; เนบิวลาดาวเคราะห์ เช่น The Ring in Lyra
นี่คือ NGC 2174 เนบิวลาสว่างในกลุ่มดาวโอริน
NGC 2237 เป็นเนบิวลาการแผ่รังสีในกลุ่มดาวโมโนเซอรอส เป็นพื้นที่ของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนซึ่งมีกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์
เนบิวลาเสี้ยว. หรือชื่ออื่น - NGC 6888 (การกำหนดอื่น - LBN 203) - เนบิวลาการปล่อยก๊าซในกลุ่มดาว Cygnus
เนบิวลาเมดูซ่าซึ่งมักจะบอบบางและมืดสลัว ถูกบันทึกด้วยภาพเทเลสโคปิกแบบสีเท็จที่สวยงามนี้ บนท้องฟ้า เนบิวลาตั้งอยู่ที่ตีนดาวราศีเมถุนบนท้องฟ้า และด้านข้างมีดาว μ และ η ราศีเมถุน เนบิวลาเมดูซ่าในภาพอยู่ที่ด้านล่างขวา เป็นเหมือนเสี้ยวของก๊าซที่เปล่งแสงมีหนวดห้อยห้อยต่องแต่ง เนบิวลาเมดูซ่าเป็นส่วนหนึ่งของซากซุปเปอร์โนวา IC 443 ซึ่งเป็นฟองอากาศที่กำลังขยายตัวที่เหลืออยู่จากการระเบิดของดาวมวลมาก แสงแรกจากการระเบิดนั้นมาถึงโลกเมื่อ 30,000 ปีก่อน เช่นเดียวกับน้องสาวที่ลอยอยู่ในจักรวาล เนบิวลาปู ส่วนที่เหลือของ IC 443 เป็นที่ตั้งของดาวนิวตรอน ซึ่งเป็นแกนกลางที่ยุบตัวของดาวฤกษ์ เนบิวลาเมดูซ่าอยู่ห่างออกไป 5,000 ปีแสง ภาพครอบคลุมพื้นที่ 300 ปีแสง ส่วนที่เหลือของสนามในภาพถูกครอบครองโดยเนบิวลาการแผ่รังสี Sharpless 249
เนบิวลาในกลุ่มดาว Toucan หรือ NGC 346 อยู่ในกลุ่มการปล่อยก๊าซ นั่นคือเมฆก๊าซร้อนและพลาสมา มีความยาวประมาณ 200 ปีแสง สาเหตุของอุณหภูมิ NGC 346 ที่สูงคือดาวอายุน้อยจำนวนมากในภูมิภาคนี้ ดวงดาวส่วนใหญ่มีอายุเพียงไม่กี่ล้านปี สำหรับการเปรียบเทียบ อายุของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 4.5 พันล้านปี
เนบิวลาปู (M1, NGC 1952 หรือเรียกขานว่า "ปู") เป็นเนบิวลาก๊าซในกลุ่มดาวราศีพฤษภ ซึ่งเป็นเศษซากของมหานวดารา อยู่ห่างจากโลกประมาณ 6500 ปีแสง มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 6 ปีแสง และกำลังขยายตัวด้วยความเร็ว 1,000 กม./วินาที ที่ศูนย์กลางของเนบิวลามีดาวนิวตรอน
NGC 1499 (หรือเรียกอีกอย่างว่า LBN 756, California Nebula) เป็นเนบิวลาการแผ่รังสีในกลุ่มดาวเพอร์ซิอุส มันมีสีแดงและมีรูปร่างคล้ายกับโครงร่างของรัฐแคลิฟอร์เนียของสหรัฐอเมริกา ความยาวของเนบิวลาประมาณ 100 ปีแสง ห่างจากโลก 1500 ปีแสง
Veil Nebula หรือที่เรียกว่า Loop Nebula หรือ Fishing Net Nebula เป็นเนบิวลากระจายในกลุ่มดาว Cygnus ซึ่งเป็นซากซุปเปอร์โนวาขนาดมหึมาและค่อนข้างสลัว ดาวฤกษ์ระเบิดเมื่อประมาณ 5,000-8,000 ปีก่อน ในช่วงเวลานั้นเนบิวลาครอบคลุมพื้นที่ 3 องศาในท้องฟ้า ระยะทางไปประมาณ 1,400 ปีแสง เนบิวลานี้ถูกค้นพบเมื่อวันที่ 5 กันยายน พ.ศ. 2327 โดยวิลเลียม เฮอร์เชล
หนึ่งใน "เสาฝุ่น" หลายต้นของเนบิวลานกอินทรี ซึ่งอาจมีภาพของสิ่งมีชีวิตในตำนาน มีระยะทางประมาณสิบปีแสง
เนบิวลานกอินทรี (หรือที่รู้จักในชื่อ Messier Object 16, M16 หรือ NGC 6611) เป็นกระจุกดาวเปิดอายุน้อยในกลุ่มดาวงู
เสาฝุ่นที่ดาวดวงใหม่ก่อตัวขึ้นในเนบิวลานกอินทรี ภาพนี้ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล
NGC 281 (ชื่อเรียกอื่นๆ - IC 11, LBN 616) เป็นเนบิวลาการแผ่รังสีในกลุ่มดาวแคสสิโอเปีย เป็นพื้นที่ของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนซึ่งกระบวนการของการก่อตัวดาวฤกษ์เกิดขึ้น ตั้งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 10,000 ปีแสง สำหรับรูปร่างของมัน เนบิวลาได้รับการตั้งชื่อว่า Pac-Man Nebula เพื่อเป็นเกียรติแก่ตัวละครในเกมคอมพิวเตอร์อาเขตที่มีชื่อเดียวกัน เนบิวลาเรืองแสงด้วยแสงสีแดงภายใต้อิทธิพลของรังสีอัลตราไวโอเลตซึ่งเป็นแหล่งกำเนิดของดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนแรง ของกระจุกเปิด IC 1590 โครงสร้างฝุ่นมืดยังมีอยู่ในเนบิวลา
คุณเห็นรูปร่างที่รู้จักในที่ที่ไม่รู้จัก! เนบิวลาการแผ่รังสีนี้เป็นที่รู้จักกันอย่างแพร่หลายเพราะดูเหมือนหนึ่งในทวีปของโลก - อเมริกาเหนือ ทางด้านขวาของเนบิวลาอเมริกาเหนือ หรือที่เรียกว่า NGC 7000 เป็นเนบิวลานกกระทุงที่สว่างน้อยกว่า เนบิวลาทั้งสองนี้มีความยาวประมาณ 50 ปีแสง และอยู่ห่างจากเรา 1,500 ปีแสง พวกเขาถูกแยกจากกันด้วยเมฆที่ดูดซับความมืด
เนบิวลานายพราน (หรือที่รู้จักในชื่อ Messier 42, M42 หรือ NGC 1976) เป็นเนบิวลาการแผ่รังสีสีเขียวเรืองแสงที่อยู่ด้านล่างเข็มขัดของนายพราน เป็นเนบิวลากระจายแสงที่สว่างที่สุด Great Nebula of Orion พร้อมด้วย Andromeda Nebula, Pleiades และ Magellanic Clouds เป็นหนึ่งในวัตถุที่มีชื่อเสียงที่สุดในห้วงอวกาศ นี่อาจเป็นวัตถุฤดูหนาวที่น่าสนใจที่สุดในท้องฟ้าทางตอนเหนือสำหรับผู้ชื่นชอบดาราศาสตร์ ทิวทัศน์ทางดาราศาสตร์ไม่กี่แห่งน่าตื่นเต้นพอๆ กับเรือนเพาะชำดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เคียงที่รู้จักกันในชื่อเนบิวลานายพราน ก๊าซเรืองแสงของเนบิวลาล้อมรอบดาวอายุน้อยร้อนที่ขอบเมฆโมเลกุลระหว่างดวงดาวขนาดใหญ่ที่อยู่ห่างออกไป 1,500 ปีแสง
Dumbbell Nebula (หรือที่รู้จักในชื่อ Messier Object 27, M27 หรือ NGC 6853) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ในกลุ่มดาว Vulpecula ซึ่งอยู่ห่างจากโลก 1250 ปีแสง อายุของมันอยู่ที่ประมาณ 3,000 ถึง 4,000 ปี เนบิวลาดาวเคราะห์ดวงนี้เป็นหนึ่งในวัตถุที่โดดเด่นที่สุดสำหรับการสังเกตการณ์ของมือสมัครเล่น M27 มีขนาดใหญ่ ค่อนข้างสว่าง และหาง่าย ภาพนี้ถ่ายด้วยคอมพิวเตอร์โดยใช้วิธีการสร้างภาพแบบแถบแคบ เมื่อรวมภาพที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์ในช่วงความยาวคลื่นต่างๆ เข้าด้วยกัน: มองเห็นได้ อินฟราเรด อัลตราไวโอเลต ฯลฯ
เนบิวลาเอสกิโมถูกค้นพบโดยนักดาราศาสตร์ William Herschel ในปี 1787 หากคุณดูเนบิวลา NGC 2392 จากพื้นผิวโลก แสดงว่าดูเหมือนศีรษะมนุษย์ราวกับอยู่ในกระโปรงหน้ารถ หากคุณมองเนบิวลาจากอวกาศ อย่างที่กล้องโทรทรรศน์อวกาศทำ ฮับเบิลในปี 2543 หลังจากการอัพเดต ฮับเบิลเป็นเมฆก๊าซที่มีโครงสร้างภายในที่ซับซ้อนที่สุด เหนือโครงสร้างที่นักวิทยาศาสตร์ยังคงเกาหัวอยู่ เนบิวลาเอสกิโมจัดอยู่ในกลุ่มเนบิวลาดาวเคราะห์ กล่าวคือ เป็นเปลือกที่เมื่อ 10,000 ปีที่แล้วเป็นชั้นนอกของดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ เปลือกชั้นในที่มองเห็นได้ในภาพวันนี้ถูกลมพัดแรงจากดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลางเนบิวลา "กระโปรงหน้ารถ" ประกอบด้วยเส้นใยก๊าซที่ค่อนข้างหนาแน่นจำนวนมาก ซึ่งดังที่แสดงในภาพ จะเรืองแสงสีส้มในเส้นไนโตรเจน เนบิวลาเอสกิโมอยู่ห่างจากเรา 5,000 ปีแสง และสามารถตรวจพบได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็กในทิศทางของกลุ่มดาวราศีเมถุน
กับฉากหลังของการกระจัดกระจายของดวงดาวในภาคกลางของทางช้างเผือกและในกลุ่มดาว Ophiuchus ที่มีชื่อเสียง เนบิวลามืดบิดเบี้ยว ลักษณะความมืดรูปตัว S ที่กึ่งกลางของภาพมุมกว้างนี้เรียกว่าเนบิวลางู
Carina Nebula ตั้งอยู่ในกลุ่มดาว Carina ทางใต้ ห่างจากเรา 65000-10000 sv ปี. เป็นเนบิวลากระจายแสงที่สว่างและใหญ่ที่สุดแห่งหนึ่งในท้องฟ้า มีดาวมวลมากและการก่อตัวดาวฤกษ์จำนวนมาก เนบิวลานี้มีความเข้มข้นสูงผิดปกติของดาวฤกษ์มวลสูงอายุน้อย ซึ่งเป็นผลมาจากการก่อตัวของดาวระเบิดเมื่อประมาณ 3 ล้านปีก่อน เนบิวลามีดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มากกว่าหนึ่งโหล ซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 50-100 เท่า ที่สว่างที่สุดของพวกเขา - Karina - ในอนาคตอันใกล้ควรยุติการดำรงอยู่ของมันด้วยการระเบิดของซุปเปอร์โนวา
วิสัยทัศน์ระหว่างดวงดาวนี้ถูกพัดพาโดยลมจากดาวมวลสูง มีรูปร่างที่คุ้นเคยอย่างน่าประหลาด จำแนกเป็น NGC 7635 เป็นที่รู้จักกันดีในชื่อ Bubble Nebula แม้ว่าฟองสบู่ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 ปีแสงจะดูสง่างาม แต่ก็เป็นหลักฐานของกระบวนการที่รุนแรงมากในที่ทำงาน ด้านบนและด้านขวาของจุดศูนย์กลางของฟองสบู่เป็นดาว Wolf-Rayet ที่ร้อนและสว่างซึ่งมีมวลประมาณ 10 ถึง 20 เท่าของดวงอาทิตย์ ลมดาวฤกษ์ที่แรงและการแผ่รังสีอันทรงพลังจากดาวฤกษ์ทำให้เกิดโครงสร้างนี้จากก๊าซเรืองแสงในเมฆโมเลกุลที่อยู่รายรอบ เนบิวลาฟองสบู่ที่ดึงดูดความสนใจอยู่ห่างจากกลุ่มดาวแคสสิโอเปียเพียง 11,000 ปีแสง
ในภาพ: บริเวณของกระจุกสี่เหลี่ยมคางหมู "สี่เหลี่ยมคางหมู" ในเนบิวลานายพราน ซึ่งตั้งชื่อตามดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดสี่ดวง ก่อตัวขึ้นใกล้กับสี่เหลี่ยมคางหมู ภาพซ้ายถ่ายในแสงที่มองเห็น ภาพขวาเป็นอินฟราเรด ในภาพด้านซ้าย จะมองเห็นได้เฉพาะดาวธรรมดาเท่านั้น ไม่มีเมฆฝุ่นปกคลุม ทางด้านขวามือมีดาวฤกษ์ในเมฆฝุ่นก๊าซและวัตถุจางๆ ประมาณ 50 ดวงที่เรียกว่า "ดาวแคระน้ำตาล"
อ้างอิงจากวัสดุจาก Astronet, Wikipedia และ Spiritual and Philosophical Forum A108
ตัวอย่างบางส่วนของการใช้งานนี้ยังคงมีอยู่จนถึงทุกวันนี้ ตัวอย่างเช่น Andromeda Galaxy มักถูกเรียกว่า "Andromeda Nebula"
ด้วยการพัฒนาทางดาราศาสตร์และความละเอียดของกล้องโทรทรรศน์ แนวคิดของ "เนบิวลา" จึงแม่นยำมากขึ้นเรื่อยๆ โดย "เนบิวลา" บางส่วนถูกระบุว่าเป็นกระจุกดาว ก๊าซมืด (ดูดซับ) และเนบิวลาฝุ่นถูกค้นพบ และในที่สุด ในช่วงปี ค.ศ. 1920 เป็นครั้งแรกที่ลุนด์มาร์ค และจากนั้นฮับเบิลก็จัดการแก้ไขบริเวณรอบนอกของดาราจักรจำนวนหนึ่งบนดวงดาวได้ และด้วยเหตุนี้จึงกำหนดลักษณะของพวกมัน ตั้งแต่นั้นมา คำว่า "เนบิวลา" ก็ถูกใช้ในความหมายข้างต้น
ประเภทเนบิวลา
คุณสมบัติหลักที่ใช้ในการจำแนกเนบิวลาคือการดูดกลืนหรือการปล่อยแสง (กระเจิง) นั่นคือตามเกณฑ์นี้เนบิวลาแบ่งออกเป็นความมืดและแสง ประการแรกสังเกตได้เนื่องจากการดูดกลืนรังสีจากแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง ประการที่สองเนื่องจากการแผ่รังสีหรือการสะท้อนของแสงเองจากดาวฤกษ์ใกล้เคียง ธรรมชาติของการแผ่รังสีของเนบิวลาสว่าง แหล่งที่มาของพลังงานที่กระตุ้นการแผ่รังสีของพวกมัน ขึ้นอยู่กับแหล่งกำเนิดของพวกมันและอาจมีลักษณะที่หลากหลาย บ่อยครั้งที่กลไกการแผ่รังสีหลายอย่างทำงานในเนบิวลาเดียว
การแบ่งเนบิวลาออกเป็นก๊าซและฝุ่นละอองนั้นเป็นไปตามอำเภอใจเป็นส่วนใหญ่: เนบิวลาทั้งหมดมีทั้งฝุ่นและก๊าซ การแบ่งดังกล่าวมีสาเหตุมาจากวิธีการสังเกตและกลไกการแผ่รังสีแบบต่างๆ ในอดีต การมีอยู่ของฝุ่นจะสังเกตเห็นได้ชัดเจนที่สุดเมื่อการแผ่รังสีถูกดูดกลืนโดยเนบิวลามืดของแหล่งกำเนิดที่อยู่ด้านหลัง และเมื่อสะท้อนหรือกระจัดกระจาย หรือถูกปล่อยกลับคืนโดยฝุ่นที่มีอยู่ใน เนบิวลารังสีจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงหรือในเนบิวลาเอง การปล่อยก๊าซโดยธรรมชาติขององค์ประกอบที่เป็นก๊าซของเนบิวลานั้นสังเกตได้เมื่อมันถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนโดยรังสีอัลตราไวโอเลตจากดาวร้อนที่อยู่ในเนบิวลา (บริเวณที่ปล่อย H II ของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนรอบๆ ความสัมพันธ์ของดาวหรือเนบิวลาดาวเคราะห์) หรือเมื่อตัวกลางระหว่างดวงดาวถูกทำให้ร้อนด้วย คลื่นกระแทกที่เกิดจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาหรือผลกระทบของลมดาวอันทรงพลังของดาว Wolf-Rayet
เนบิวลามืด
เนบิวลามืดเป็นเมฆหนาทึบ (โดยปกติคือโมเลกุล) ของก๊าซระหว่างดวงดาวและฝุ่นในอวกาศซึ่งมีความทึบแสงเนื่องจากการดูดกลืนแสงของฝุ่นระหว่างดวงดาว พวกมันมักจะเห็นกับพื้นหลังของเนบิวลาแสง โดยทั่วไปน้อยกว่า เนบิวลาสีเข้มจะมองเห็นได้โดยตรงกับพื้นหลังของทางช้างเผือก เหล่านี้คือเนบิวลากระสอบถ่านหินและเนบิวลาที่เล็กกว่าอีกจำนวนมากที่เรียกว่าลูกกลมขนาดยักษ์
การดูดกลืนแสง Av ระหว่างดวงดาวในเนบิวลามืดนั้นแตกต่างกันอย่างมาก ตั้งแต่ 1-10 ม. ถึง 10-100 ม. ในเนบิวลาที่หนาแน่นที่สุด โครงสร้างของเนบิวลาที่มี A v ขนาดใหญ่สามารถศึกษาได้โดยดาราศาสตร์วิทยุและดาราศาสตร์ระดับต่ำกว่ามิลลิเมตร ส่วนใหญ่มาจากการสังเกตเส้นคลื่นวิทยุระดับโมเลกุลและจากการแผ่รังสีอินฟราเรดของฝุ่น มักพบภายในเนบิวลามืดที่มีความหนาแน่น A v สูงถึง 10,000 ม. ซึ่งเห็นได้ชัดว่าเกิดดาวขึ้น
ในส่วนของเนบิวลาที่มีความโปร่งแสงในช่วงแสง จะมองเห็นโครงสร้างเส้นใยได้ชัดเจน เส้นใยและการยืดตัวทั่วไปของเนบิวลาสัมพันธ์กับการมีอยู่ของสนามแม่เหล็กในนั้น ซึ่งขัดขวางการเคลื่อนที่ของสสารในแนวแรง และนำไปสู่การพัฒนาความไม่คงตัวของแมกนีโตไฮโดรไดนามิกส์หลายประเภท องค์ประกอบที่เป็นฝุ่นของสสารในเนบิวลานั้นสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กเนื่องจากเม็ดฝุ่นนั้นมีประจุไฟฟ้า
เนบิวลาสะท้อนแสง
เนบิวลาสะท้อนแสงเป็นเมฆก๊าซและฝุ่นที่ส่องสว่างด้วยดวงดาว หากดาวฤกษ์อยู่ในหรือใกล้เมฆระหว่างดวงดาวแต่ไม่ร้อนพอที่จะทำให้เกิดไอออนไฮโดรเจนในอวกาศจำนวนมากที่อยู่รอบๆ พวกมัน แหล่งกำเนิดรังสีเชิงแสงหลักจากเนบิวลาก็คือแสงจากดวงดาวที่กระจัดกระจายโดยฝุ่นในอวกาศ . ตัวอย่างของเนบิวลาดังกล่าว ได้แก่ เนบิวลารอบดาวสว่างในกระจุกดาวลูกไก่
เนบิวลาสะท้อนแสงส่วนใหญ่ตั้งอยู่ใกล้ระนาบของทางช้างเผือก ในบางกรณีมีการสังเกตเนบิวลาสะท้อนแสงที่ละติจูดสูงของดาราจักร เหล่านี้คือเมฆฝุ่นก๊าซ (มักเป็นโมเลกุล) ที่มีขนาด รูปร่าง ความหนาแน่นและมวลต่างๆ กัน ซึ่งส่องสว่างโดยการแผ่รังสีของดาวฤกษ์รวมกันในดิสก์ของทางช้างเผือก ยากต่อการศึกษาเนื่องจากความสว่างของพื้นผิวต่ำมาก (มักจะจางกว่าพื้นหลังท้องฟ้ามาก) บางครั้ง เมื่อฉายภาพกาแลคซี่ พวกมันก็นำไปสู่การปรากฏในภาพถ่ายของดาราจักรที่มีรายละเอียดซึ่งไม่มีอยู่จริง เช่น หาง สะพาน ฯลฯ
เนบิวลาสะท้อนแสง "แองเจิล" ตั้งอยู่ที่ความสูง 300 ชิ้นเหนือระนาบของกาแลคซี
เนบิวลาสะท้อนแสงบางชนิดมีลักษณะเป็นดาวหางและเรียกว่าดาวหาง ใน "หัว" ของเนบิวลาดังกล่าว มักจะเป็นดาวแปรผัน T Tauri ที่ส่องสว่างเนบิวลา เนบิวลาดังกล่าวมักจะมีความสว่างที่แปรผัน ติดตาม (ด้วยความล่าช้าตามเวลาของการแพร่กระจายของแสง) ความแปรปรวนของการแผ่รังสีของดวงดาวที่ส่องสว่างพวกมัน ขนาดของเนบิวลาดาวหางมักมีขนาดเล็ก - หนึ่งในร้อยของพาร์เซก
เนบิวลาสะท้อนแสงที่หายากคือแสงสะท้อนที่สังเกตได้หลังจากโนวาระเบิดในปี 1901 ในกลุ่มดาวเพอร์ซิอุส แสงวาบของดาวดวงใหม่ส่องสว่างฝุ่น และเป็นเวลาหลายปีที่สังเกตเห็นเนบิวลาจางๆ กระจายไปทั่วทุกทิศทางด้วยความเร็วแสง นอกจากแสงสะท้อนหลังการระเบิดของดาวฤกษ์ใหม่แล้ว เนบิวลาก๊าซยังก่อตัวขึ้น คล้ายกับเศษซากของซุปเปอร์โนวา
เนบิวลาสะท้อนแสงจำนวนมากมีโครงสร้างเป็นเส้นใยละเอียด ซึ่งเป็นระบบที่มีเส้นใยยาวเกือบขนานกันซึ่งมีความหนาประมาณสองสามร้อยหรือหนึ่งในพันของพาร์เซก ต้นกำเนิดของเส้นใยมีความเกี่ยวข้องกับความไม่สม่ำเสมอของขลุ่ยหรือการเปลี่ยนแปลงของเนบิวลาในเนบิวลาที่เจาะด้วยสนามแม่เหล็ก เส้นใยของก๊าซและฝุ่นผลักเส้นสนามแม่เหล็กออกจากกันและแทรกซึมระหว่างเส้นทั้งสอง ก่อตัวเป็นเส้นใยบางๆ
การศึกษาการกระจายของความสว่างและโพลาไรเซชันของแสงบนพื้นผิวของเนบิวลาสะท้อนแสง ตลอดจนการวัดการพึ่งพาพารามิเตอร์เหล่านี้กับความยาวคลื่น ทำให้สามารถกำหนดคุณสมบัติของฝุ่นในอวกาศเป็นอัลเบโด อินดิคาทริกซ์กระเจิง ขนาด รูปร่าง และการวางแนวของ เม็ดฝุ่น
เนบิวลาแตกตัวเป็นไอออนโดยรังสี
เนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสีคือบริเวณของก๊าซระหว่างดวงดาวที่แตกตัวเป็นไอออนอย่างมากจากการแผ่รังสีของดาวฤกษ์หรือแหล่งกำเนิดรังสีอื่นๆ บริเวณที่สว่างที่สุดและแพร่หลายที่สุด รวมทั้งตัวแทนที่มีการศึกษามากที่สุดของเนบิวลาดังกล่าว คือบริเวณของไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออน (โซน H II) ในโซน H II สสารเกือบจะแตกตัวเป็นไอออนและทำให้ร้อนจนถึงอุณหภูมิ ~10 4 K โดยรังสีอัลตราไวโอเลตของดาวที่อยู่ภายใน ภายในโซน HII การแผ่รังสีทั้งหมดจากดาวในคอนตินิวอัมไลมันจะถูกแปรรูปเป็นรังสีในเส้นของอนุกรมรองตามทฤษฎีบทรอสส์แลนด์ ดังนั้น ในสเปกตรัมของเนบิวลากระจาย มีเส้นที่สว่างมากของซีรี่ส์ Balmer เช่นเดียวกับเส้น Lyman-alpha เฉพาะโซน H II ที่มีความหนาแน่นต่ำเท่านั้นที่ได้รับการแตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ที่เรียกว่า ก๊าซโคโรนา
เนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสียังรวมถึงโซนที่เรียกว่าคาร์บอนไอออไนซ์ (โซน C II) ซึ่งคาร์บอนเกือบจะแตกตัวเป็นไอออนโดยแสงของดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลาง โซน C II มักจะตั้งอยู่รอบ ๆ โซน H II ในบริเวณที่มีไฮโดรเจนเป็นกลาง (HI) และแสดงตัวเองในสายวิทยุการรวมตัวของคาร์บอนที่คล้ายกับเส้นวิทยุการรวมตัวใหม่ของไฮโดรเจนและฮีเลียม นอกจากนี้ยังพบโซน C II ในเส้นอินฟราเรด C II (λ = 156 µm) โซน C II มีอุณหภูมิต่ำ 30-100 K และระดับไอออนไนซ์ของตัวกลางโดยรวมต่ำ: 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.
เนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนจากการแผ่รังสียังปรากฏขึ้นรอบๆ แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่ทรงพลังในทางช้างเผือกและในดาราจักรอื่นๆ (รวมถึงนิวเคลียสของดาราจักรและควาซาร์ที่ทำงานอยู่) พวกมันมักจะมีลักษณะเฉพาะด้วยอุณหภูมิที่สูงกว่าโซน H II และระดับไอออไนเซชันของธาตุหนักในระดับที่สูงกว่า
เนบิวลาดาวเคราะห์
เนบิวลาการแผ่รังสีที่หลากหลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ที่เกิดขึ้นจากชั้นบรรยากาศดาวฤกษ์ที่ไหลออกด้านบน มักจะเป็นเปลือกที่หลั่งโดยดาวยักษ์ เนบิวลาจะขยายตัวและเรืองแสงในช่วงแสง เนบิวลาดาวเคราะห์ดวงแรกถูกค้นพบโดย W. Herschel ราวปี ค.ศ. 1783 และได้รับการตั้งชื่อตามชื่อนี้เนื่องจากมีความคล้ายคลึงกับดิสก์ของดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตาม เนบิวลาดาวเคราะห์ไม่ได้มีรูปร่างเหมือนจานทั้งหมด: เนบิวลาจำนวนมากมีรูปร่างคล้ายวงแหวนหรือยืดออกอย่างสมมาตรตามทิศทางที่แน่นอน (เนบิวลาไบโพลาร์) ข้างในนั้นมีโครงสร้างที่ดีในรูปแบบของไอพ่น, เกลียว, ลูกกลมเล็ก ๆ อัตราการขยายตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์อยู่ที่ 20-40 กม./วินาที เส้นผ่านศูนย์กลาง 0.01-0.1 ชิ้น มวลทั่วไปประมาณ 0.1 มวลดวงอาทิตย์ อายุการใช้งานประมาณ 10,000 ปี
เนบิวลาที่เกิดจากคลื่นกระแทก
ความหลากหลายและหลายหลากของแหล่งที่มาของการเคลื่อนที่เหนือเสียงของสสารในตัวกลางระหว่างดาวทำให้เกิดเนบิวลาจำนวนมากและหลากหลายที่เกิดจากคลื่นกระแทก โดยปกติเนบิวลาดังกล่าวจะมีอายุสั้น เนื่องจากจะหายไปหลังจากพลังงานจลน์ของก๊าซเคลื่อนที่หมดลง
แหล่งที่มาหลักของคลื่นกระแทกที่แข็งแกร่งในตัวกลางระหว่างดวงดาวคือการระเบิดของดาว - การพุ่งของเปลือกหอยระหว่างการระเบิดของมหานวดาราและดาวฤกษ์ใหม่รวมถึงลมของดาว (อันเป็นผลมาจากการกระทำของหลังเรียกว่าฟองลมของดาวฤกษ์ ). ในกรณีเหล่านี้ทั้งหมด มีจุดกำเนิดของสารดีดออก (ดาว) เนบิวลาที่สร้างขึ้นในลักษณะนี้จะมีรูปของเปลือกที่กำลังขยายตัว ซึ่งใกล้เคียงกับรูปทรงกลม
สารที่พุ่งออกมามีความเร็วเป็นร้อยเป็นพันกิโลเมตร/วินาที ดังนั้นอุณหภูมิของก๊าซที่อยู่ด้านหลังหน้าคลื่นกระแทกจะสูงถึงหลายล้านหรือกระทั่งพันล้านองศา
ก๊าซที่ร้อนที่อุณหภูมิหลายล้านองศาจะปล่อยรังสีส่วนใหญ่ออกมาในช่วงรังสีเอกซ์ ทั้งในสเปกตรัมต่อเนื่องและในเส้นสเปกตรัม มันเรืองแสงอ่อนมากในเส้นสเปกตรัมแสง เมื่อคลื่นกระแทกพบความไม่เท่าเทียมกันในตัวกลางระหว่างดาว มันจะโค้งไปรอบๆ ซีล คลื่นกระแทกที่ช้าลงจะแพร่กระจายภายในซีล ทำให้เกิดการแผ่รังสีในเส้นสเปกตรัมของช่วงแสง ผลที่ได้คือเส้นใยสว่างที่มองเห็นได้ชัดเจนในภาพถ่าย โช้คหน้าหลักที่บีบอัดก้อนก๊าซระหว่างดวงดาว ทำให้มันเคลื่อนที่ไปในทิศทางของการแพร่กระจายของมัน แต่ที่ความเร็วต่ำกว่าคลื่นกระแทก
เศษซากซุปเปอร์โนวาและดาวดวงใหม่
เนบิวลาที่สว่างที่สุดที่เกิดจากคลื่นกระแทกเกิดจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาและเรียกว่าเศษซากของซุปเปอร์โนวา พวกมันมีบทบาทสำคัญในการกำหนดโครงสร้างของก๊าซระหว่างดวงดาว นอกจากคุณสมบัติที่อธิบายไว้แล้ว ยังแสดงลักษณะการปล่อยคลื่นวิทยุแบบไม่ร้อนด้วยสเปกตรัมกฎกำลัง ซึ่งเกิดจากอิเล็กตรอนเชิงสัมพันธ์ที่เร่งความเร็วทั้งระหว่างการระเบิดซูเปอร์โนวาและต่อมาโดยพัลซาร์ ซึ่งมักจะยังคงอยู่หลังการระเบิด เนบิวลาที่เกี่ยวข้องกับการระเบิดของโนวานั้นมีขนาดเล็ก เป็นลม และมีอายุสั้น
เนบิวลารอบๆ ดาว Wolf-Rayet
หมวกของธอร์ - เนบิวลารอบดาวหมาป่า - Rayet
เนบิวลาอีกประเภทหนึ่งที่เกิดจากคลื่นกระแทกเกี่ยวข้องกับลมดาวจากดาว Wolf-Rayet ลักษณะเด่นของดาวเหล่านี้คือลมดาวฤกษ์ที่มีกำลังสูงมากโดยมีมวลมวลต่อปีและมีความเร็วไหลออกที่ 1·10 3 -3·10 3 กม./วินาที พวกมันสร้างเนบิวลาขนาดไม่กี่พาร์เซกด้วยเส้นใยสว่างที่ขอบของแอสโตรสเฟียร์ของดาวฤกษ์ดังกล่าว ต่างจากเศษซากของการระเบิดซุปเปอร์โนวา การปล่อยคลื่นวิทยุของเนบิวลาเหล่านี้มีลักษณะทางความร้อน อายุการใช้งานของเนบิวลาดังกล่าวถูกจำกัดด้วยระยะเวลาการคงอยู่ของดาวในระยะดาว Wolf-Rayet และใกล้ถึง 10 5 ปี
เนบิวลารอบ O stars
คล้ายกับคุณสมบัติของเนบิวลารอบๆ ดาว Wolf-Rayet แต่ก่อตัวขึ้นรอบๆ ดาวฤกษ์ร้อนที่สว่างที่สุดของประเภทสเปกตรัม O-O ซึ่งมีลมดาวฤกษ์ที่แรง พวกมันแตกต่างจากเนบิวลาที่เกี่ยวข้องกับดาว Wolf-Rayet ด้วยความสว่างที่ต่ำกว่า ขนาดที่ใหญ่กว่า และเห็นได้ชัดว่ามีช่วงชีวิตที่ยาวกว่า
เนบิวลาในบริเวณก่อกำเนิดดาว
Orion A Nebula เป็นพื้นที่ก่อตัวดาวฤกษ์ขนาดยักษ์
คลื่นกระแทกที่มีความเร็วต่ำกว่าเกิดขึ้นในบริเวณของตัวกลางระหว่างดาวซึ่งเกิดการก่อตัวดาวขึ้น พวกมันนำไปสู่ความร้อนของแก๊สสูงถึงหลายร้อยหลายพันองศา การกระตุ้นระดับโมเลกุล การทำลายโมเลกุลบางส่วน ความร้อนจากฝุ่น คลื่นกระแทกดังกล่าวถูกมองว่าเป็นเนบิวลาที่ยืดออกซึ่งเรืองแสงเด่นในช่วงอินฟราเรด มีการค้นพบเนบิวลาจำนวนหนึ่ง เช่น ในศูนย์กลางการก่อตัวของดาวที่เกี่ยวข้องกับเนบิวลานายพราน
