ორიონის ნისლეული
ორიონის ნისლეული (ასევე მოიხსენიებენ, როგორც მესიე 42, M42 და NGC 1976) — გაფანტული ნისლეული, რომელიც „ორიონის სარტყელში“ მდებარეობს, ეს უკანასკნელი კი ორიონის თანავარსკვლავედშია მოთავსებული. ის ერთ-ერთი ყველაზე კაშკაშა ნისლეულია და შეუიარაღებელი თვალითაც კარგად მოჩანს ღამის ცაზე. M42 მდებარეობს დედამიწიდან 1344 ± 20 სინათლის წლის მოშორებით. ეს ნისლეული დედამიწასთან ყველაზე ახლოს მდებარე ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების რეგიონია. მეცნიერების შეფასებით, მისი დიამეტრი 24 სინათლის წელია. ორიონის ნისლეულის მასა მზისას 2000-ჯერ აჭარბებს. ძველ ტექსტებში ის გვხვდება როგორც „დიდებული ნისლეული ორიონში“ ან „ორიონის დიდებული ნისლეული.“
 ორიონის ნისლეული (ავტორი: დავით დვალი, ფოტო გადაღებულია თბილისიდან) | |
| დაკვირვების მონაცემები | |
|---|---|
| ეპოქა: | J2000 |
| თანავარსკვლავედი: | ორიონი |
| პირდაპირი ასვლა: | 05სთ 35წთ 17.3წმ |
| დახრილობა: | -05გრად 23მინ 28სეკ |
| ვარსკვლავიერი სიდიდე: | +4.0 |
ორიონის ნისლეული ერთ-ერთი ყველაზე დეტალურად შესწავლილი და ასტროფოტოგრაფთა საყვარელი ობიექტია ღამის ცაზე. ამ ნისლეულში ბევრად უკეთესად ჩანს თუ როგორ ფორმირდებიან ვარსკვლავები და პლანეტარული სისტემები გაზისა და მტვრის ღრუბლის კოლაფსისგან. ასტრონომები პირდაპირ აკვირდებიან პროტოპლანეტარულ დისკოებს, ყავისფერ ჯუჯებს, გაზის ინტენსიურ და ტურბულენტურ მოძრაობებს ახლოს მდებარე მასიური ვარსკვლავების ფოტო-იონიზაციის ეფექტებს. ნისლეულში ასევე არის გაზის ზებრეგითი „ტყვიები,“ რომლებიც ორიონის ნისლეულის წყალბადის ღრუბლებს "ხვრეტენ." თითო ტყვიის დიამეტრი 10-ჯერ აღემატება პლუტონის ორბიტას. ისინი, სავარაუდოდ, 1000 წლის წინ შეიქმნენ უცნობი მძლავრი მოვლენის დროს.
ძირითადი ინფორმაცია
რედაქტირება
M42 კარგად ჩანს შეუიარაღებელი თვალით ისეთი ქალაქებადანაც კი, სადაც ქალაქის განათება ხელს უშლის ღამის ცის ობიექტების დანახვას. ნისლეული მოჩანს, როგორც შუაში მდებარე "ვარსკვლავი" ორიონის ხმალში, რომელიც 3 ვარსკვლავისგან შედგება. ეს უკანასკნელი მოთავსებულია ორიონის სარტყლის სამხრეთ ნაწილში. „ვარსკვლავი“ ბუნდოვნად მოჩანს დამკვირვებლისთვის, რომელიც შეუიარაღებელი თვალით აკვირდება, ხოლო იმის შემჩნევა, რომ ის ნისლეულია, უკვე პატარა ტელესკოპებითა და ბინოკლებით შეიძლება.
ორიონის ნისლეული შეიცავს ძალიან ახალგაზრდა ღია კლასტერს, სახელად „ტრაპეცია.“ სახელი გამომდინარეობს თავისი 4 ძირითადი ვარსკვლავის ასტერიზმის გამო. ტრაპეციის ვარსკვლავები, სხვა ვარსკვლავებთან ერთად, თავიანთი სიცოცხლის ადრეულ ეტაპებზე არიან. ტრაპეცია შეიძლება უფრო დიდი „ორიონის ნისლეულის გროვის“ კომპონენტი იყოს, რომელშიც დაახლოებით 2000-მდე ვარსკვლავია, ხოლო მისი დიამეტრი 20 სინათლის წელს აღწევს. ორი მილიონი წლის წინ ეს კლასტერი (იგივე გროვა) შეიძლება გაქცეული ვარსკვლავების — AE Aurigae (AE მეეტლე), 53 Arietis (ქართული მნიშვნელობა ვერ მოვიპოვე) და Mu Columbae (MU მტრედი)- სახლი ყოფილიყო, რომლებიც კვლავაც მოძრაობენ 100 კმ/წმ-ზე მეტი სიჩქარით (თავიანთი ნისლეულის მიმართ).
დამკვირვებლებმა უკვე დიდი ხანია შეამჩნიეს განსაკუთრებული მომწვანო ელფერი ნისლეულში, დამატებით წითელი რეგიონები და ცისფერ-იისფერი არეები. წითელი ელფერი კარგად შესწავლილია. ის გამოწვეულია Hα რეკომბინაციისგან - გამოსხივება 656,3 ნმ ტალღის სიგრძეზე. ცისფერი-იისფერი შეერადება კი გამოწვეულია მასიური O კლასის ვარსკვლავების გამოსხივების არეკვლისგან, რომელიც ნისლეულის ბირთვში მდებარეობენ.
მწვანე ელფერი ასტრონომებისტთვის ადრეულ XX საუკუნეში თავსატეხი იყო, რადგან არც ერთ აქამდე ცნობილ სპექტრულ ხაზებს არ შეეძლოთ მისი ახსნა. გაჩნდა ერთი მოსაზრება, რომ ეს ხაზები გამოწვეულია ახალი ელემენტისგან, რომელსაც „ნისლეულიუმი (nebulium)“ უწოდეს. თუმცა, ატომური ფიზიკის უკეთ შეცნობის შემდეგ, მეცნიერებმა დაადგინეს, რომ მწვანე სპექტრი გამოწვეული იყო ორმაგად იონიზირებული ჟანგბადის გადასვლის დაბალი ალბათობის ელექტრონისგან, სახელად „აკრძალული გადასვლა.“
სტრუქტურა
რედაქტირება
M42 არის უფრო დიდი ნისლეულის - ორიონის მოლეკულური ღრუბლის კომპლექსის ნაწილი. ორიონის მოლეკულური ღრუბლის კომპლექსი იშლება მთელ ორიონის ნისლეულში და დამატებით მოიცავს ბერნარის მარყუჟს, ცხენის თავის ნისლეულს, M43-ს, M78-სა და ცეცხლის ნისლეულს. ვარსკვლავები მთელ ორიონის ნისლეულში ფორმირდებიან და სწორედ ინტენსიური სითბოს გამო ეს რეგიონი დაწვრილებით ჩანს ინფრაწითელ დიაპაზონში.
ნისლეული წარმოქმნის არც ისე სფერულ ღრუბელს, რომლის სიმკვრივე პიკს ბირთვთან ახლოს აღწევს. ღრუბლის ტემპეერატურა 10 000 გრადუსამდეა კელვინით, მაგრამ ეს ტემპერატურა საოცრად ეცემა ნისლეულის კიდესთან ახლოს. სიმკვრივის განაწილებისგან განსხვავებით, ღრუბელი გამოსახავს სიჩქარისა და ტურბალენციის მთელ რიგს, განსაკუთრებით მისი ბირთვის გარშემო. ფარდობითი მოძრაობები არის 10 კმ/წმ-მდე, ადგილობრივი ვარიაციებით 50 კმ/წმ და შეიძლება მეტიც კი.
ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესები
რედაქტირება
ორიონის ნისლეული ვარსკვლავური ინკუბატორის ერთ-ერთი მაგალითია, სადაც ახალი ვარსკვლავები ინტენსიურად იბადებიან. დაკვირვებებმა ცხადყო, რომ დაახლოებით 700 ვარსკვლავი ნისლეულში ფორმირების პროცესების განსხვავებულ ეტაპებზე არიან. ჰაბლის კოსმოსური ტელესკოპით (ჰკტ) ჩატარებული უკანასკნელი დაკვირვებებით მეცნიერებმა ძალიან ბევრი პროტოპლანეტარული დისკოები (შემოკლ. პროპლიდი) აღმოაჩინეს. ჰკტ-მ 150-ზე მეტი ასეთი ობიექტი აღმოაჩინა ნისლეულში. მეცნიერებს მიაჩნიათ, რომ ისინი არიან ადრეულ ეტაპებზე მდგომი ისეთი სისტემები, რომლის დახმარებითაც მზის სისტემა ჩამოყალიბდა. მათი აშკარა რაოდენობა იმის დასამტკიცებლად გამოიყენეს, რომ ვარსკვლავური სისტემების ფორმირება ჩვეულებრივი მოვლენაა ჩვენს სამყაროში.
ვარსკვლავები ფორმირდებიან, როდესაც წყალბადის და სხვა გაზების შეჯგუფებები H II რეგიონში იკუმშებიან თავიანთივე გრავიტაციის გავლენით. როდესაც გაზი კოლაფსირებს, ცენტრალური შეჯგუფებები უფრო ძლიერდება და გაზი უკიდურეს ტემპერატურამდე ცხელდება გრავიტაციული პოტენციური ენერგიის თერმულ ენერგიად გარდაქმნის დახმარებით. თუ ტემპერატურა საკმარისია, უკვე იწყება თერმობირთვული სინთეზი (ან თერმობირთვული რეაქციები) და ფორმირდება პროტოვარსკვლავი. ეს უკანასკნელი მაშინ არის „დაბადებული,“ როდესაც ის ენერგიის გამოსხივებას იწყებს და შესწევს იმის უნარი, რომ წონასწორობა შეინარჩუნოს და გრავიტაციული კოლაფსი შეაჩეროს.
როგორც წესი, მატერიის ღრუბელი შესამჩნევად შორს რჩება ვარსკვლავიდან, სანამ თერმობირთვული რეაქციები დაიწყება. ეს ნარჩენი ღრუბელი არის პროტოვარსკვლავის პროტოპლანეტარული დისკო, სადაც შესაძლოა პლანეტების ფორმირება მოხდეს. ბოლო ხანს ჩატარებული დაკვირვებები ინფრაწითელ დიაპაზონში აჩვენებენ, რომ მტვრის მარცხველი ამ პროტოპლანეტარულ დისკოებში იზრდებიან და ბილიკებზე იწყება პლანეტისიმალების ფორმირება.
ცოტა ხანში პროტოვარსკვლავი გადადის მთავარი მიმდევრობის ფაზაში, რაც იმას ნიშნავს, რომ ის უკვე კლასიფიცირებულია, როგორც ვარსკვლავი. მართალია პლანეტარული დისკოების უმეტესობას პლანეტების ფორმირება შეუძლიათ, მაგრამ დაკვირვებები აჩვენებენ, რომ ინტენსიურ ვარსკვლავურ რადიაციას უნდა დაენგრია ნებისმიერი პროტოპლანეტარული დისკო, რომელიც წარმოიქმნა ჯგუფ „ტრაპეციასთან“ ახლოს, თუ ჯგუფი ისეთივე მოხუცია, როგორც მცირე მასის მქონე ვარსკვლავები კლასტერში (გროვაში). რადგანაც პროპლიდები ტრაპეციასთან ძალიან ახლოს შეინიშნებიან, შეიძლება იმაზე კამათი, რომ ეს ვარსკვლავები ბევრად ახალგაზრდები არიან, ვიდრე მთელი კლასტერის წევრები.
ვარსკვლავური ქარი და მისი ეფექტები
რედაქტირებაროდესაც ვარსკვლავები ფორმირდებიან, ისინი ნისლეულში ასხივებენ დამუხტული ნაწილაკების ნაკადს, რომელსაც ვარსკვლავური ქარი ეწოდება. მასიურ და ახალგაზრდა ვარსკვლავებს უფრო ძლიერი ვარსკვლავური ქარები აქვთ, ვიდრე ჩვენს მზეს. ქარი წარმოქმნის დარტყმით ტალღებს ან ჰიდროდინამიკურ არამდრადობას, როდესაც ის ეჯახება ნისლეულში არსებულ გაზს, რომელიც შემდეგ გაზის ღრუბლებს აძლევს ფორმას. ვარსკვლავური ქარისგან წარმოქმნილი დარტყმითი ტალღები დიდ როლს თამაშობს ვარსკვლავების ფორმირებაში. ის ამას გაზის ღრუბლების შეერთებით აკეთებს.
დარტყმითი ტალღების 3 განსხვავებული ტიპი არსებობს ორიონის ნისლეულში. უმეტესობა შეინიშნება ჰერბიგ-ჰაროს ობიექტებში
- რკალისებრი დარტყმითი ტალღები უძრავია და ფორმირდება, როდესაც ორი ნაწილაკის ნაკადი ერთმანეთს ეჯახება. ისინი წარმოიქმნებიან ნისლეულში არსებულ ძალიან ცხელ ვარსკვლავებთან ახლოს, სადაც ვარსკვლავური ქარის სიჩქარე ათასობით კმ/წმ-ს აღწევს, ხოლო ნისლეულის გარე ნაწილების სიჩქარე ათობით კმ/წმ სიჩქარეს აღწევს. რკალისებრი დარტყმები შეიძლება ასევე წარმოიქმნას ვარსკვლავური ჭავლების (ჯეტები) ფრონტის დასასრულზე, როდესაც ჭავლი ეჯახება ვარსკვლავთშორის ნაწილაკებს.
- რეაქტიული დარტმითი ტალღები ფორმირდება ახლად დაბადებული T Tauri ვარსკვლავებიდან გამომავალი მატერიის ჭავლებიდან. ეს ვიწრო ნაკადები ასობით კმ/წმ სიჩქარით მოძრაობენ და ხდებიან დარტმითი ტალღები, როდესაც ისინი ეჯახებიან შედარებით უძრავ გაზებს.
- დამახინჯებული დაარტმითი ტალღები დამკვირვებლისთვის რკალისებრის მსგავსად გამოიყურება. ისინი წარმოიქმნება, როდესაც რეაქტიული დარტმითი ტალღა ეჯახება მოძრავ გაზს.
- ვარსკვლავური ქარის ურთიერთქმედება გარშემო მყოფ ღრუბელთან ასევე წარმოქმნის „ტალღებს,“ რომელიც მიჩნეულია, რომ გამოწვეულია კელვინ-ჰელმოლცის არასტაბილურობით
რესურსები ინტერნეტში
რედაქტირება- Animated tour of the Orion Nebula დაარქივებული 2012-03-01 საიტზე Wayback Machine. , University of Glamorgan
- Orion Nebula observed by Chandra/HST
- Orion Nebula observed by Gemini Observatory
- Orion Nebula at ESA/Hubble დაარქივებული 2009-01-30 საიტზე Wayback Machine.
- Messier 42, SEDS Messier pages დაარქივებული 2006-04-12 საიტზე Wayback Machine. and specifically NGC 1976.
- January 2006 Hubble Space Telescope image of the Orion Nebula
- January 2006 Hubble Space Telescope image of the Trapezium cluster
- Orion Nebula M42, Hubble Images
- Remarkable new views captured of Orion Nebula, SpaceFlight Now, 2001.
- NightSkyInfo.com - The Great Orion Nebula
- Computer visualization of Orion Nebula. დაარქივებული 2008-04-18 საიტზე Wayback Machine. Data gathered from the Hubble Space Telescope and ground-based sensors were combined to form a 3D volume visualization of the nebula. Narration of the planetarium-like flythrough describes notable features and views from angles not possible from Earth. Link contains downloadable MPEG and Quicktime movies of flythrough.
- Astronomy Picture of the Day
- Spitzer's Orion 2010 April 10
- Planetary Systems Now Forming in Orion 2009 December 22
- Great Orion Nebulae 2008 October 23