Sõna udukogu tuleb ladinakeelsest sõnast "pilv" või "udu" ja seda saab kasutada mitmuses kui udukogud või nebulae. See ebamäärasust sobib objektile: udukogu on lihtsalt suur, helendav või pimendav tähtevaheline keskkond, ja see võib tähendada väga erinevaid asju sõltuvalt sellest, milliseid tüüpe vaatate.
Mõned udukogu on tähtede moodustumise piirkonnad, kus gaas ja tolm kogunevad kokku, kuni need kokku varisevad uuteks tähtedeks. Teised on vardepruulika jäänused, mis on jäänud, kui täht sureb - mõnikord pehm, mõnikord katastroofses plahvatuses. Terve kategooria on nimetatud planeetide järgi, kuigi neil pole planeetidega midagi pistmist. Füüsika iga tüübi taga on nii erinev, et astronoomid pidid välja mõtlema eraldi nimed, eraldi selgitused ja mõnel juhul ootama sajandeid, et teada saada, millist tüüpi udukogut nad tegelikult vaatlesid.
Pilv ilma fikseeritud kujuta
Udukogu on sageli tähtede moodustumise piirkonnad: gaas, tolm ja muu materjal neis kogunevad tihedamateks piirkondadeks, mis jätkavad rohkema aine tõmbamist, kuni need muutuvad piisavalt tihedaks tähtede moodustumiseks. See on mehhanism enamiku uute tähtede taga, mis galaksias ilmuvad - need on sõna otseses mõttes udukogu enda materjalist kokku surutud.
Enamik udukogu on tohutud, mõned ulatuvad sadadete valgusaastate peale. Ja erinevalt planeedist või tähdest, udukogu harva selget serva: enamik udukogud liigitakse hajusa udukogude hulka, mis tähendab, et tegemist on laiendatud pilvedega ilma hästi määratletud piirideta. Gigantilise mastaabi ja uduste servade kombinatsioon on põhjus, miks pikaajaline astrofotograafia, mitte kiire pilk väikese teleskoopi kaudu, tavaliselt paljastab udukogu tegeliku struktuuri.
Astronoomid on neid registreerinud ligi 2000 aastat
Udukogu pole kaasaegne avastus. Umbes 150 pKr registreeris astronoom Ptolemaios viis täht, mis näisid uduselt raamatutes VII–VIII tema Almagestis - ilma teadmata, et osa sellest, mida ta kirjeldas, polnud üldse täht, vaid lihtsalt udune valguspilk valel kohal.
Kulus sajandeid, enne kui keegi kirjeldas midagi, mida oli selgelt tuvastatav udukoguna, mitte tähtede kogumina. Seda, mis muutis pildi, polnud vaid hajune ebamäärasetus, vaid võime registreerida ja ristviitata täpsetel asukohtadel ja taeva kirjeldustel - süstemaatiline vaatluste tüüp, mis hiljem võimaldas astronoomidel eristada tegelikke gaasipilvi tavalisest lahendamata tähevalgest.
Udukogu, mis oma valgusest paistab
Emissioonudukogu paistab, kuna nende gaas ioniseeritakse lähedaste tähtedega, mitte aga teiste valgust peegeldavad. Tähed kuumemad kui 25.000 K kiiravad tavaliselt piisavalt ioniseerivat ultraviolettkiirgust 91,2 nm lühemate lainepikkuste juures, et muuta neist ümber olevad emissioonudukogu heledamaks kui refleksiooniudukogu. Teisisõnu määrab ühte manustatud tähe temperatuur, kas selle ümber olevad udukogu paistab oma valgusest või hajutavad lihtsalt laenatud valgust.
Gaas ise pole eksootiline. Enamik emissioonudukogust on umbes 90% vesinik, ülejäänud koosnevad heeliumist, hapnikust, lämmastikust ja muudest elementidest. Erinevad ioniseeritud elemendid paistab erinevatel lainepikkustel, mis on põhjus, miks pikaajalise ekspozitsiooniga emissioonudukogude piltide paikad on sageli elavad punased ja rohelised, mitte ühtne ühtlane värv.
Udukogu, mis teisest valgust laenavad
Refleksiooniudukogu töötavad vastupidise printsiibi järgi: nende tolm pole piisavalt kuum, et ioniseeruda, nii et see lihtsalt hajutab tähe valgust, nagu udu hajutab auto esituli. 1912. aastal analüüsis astronoom Vesto Slipher tähest Merope ümber oleva udukogu spektrit Plejaadides ja järeldas, et udukogu lihtalt peegleldas Meropest ja tähest Alcyone pärit valgust, mitte ei paistnud ise. See oli tolleaegne tegelik avastus - keegi pole tõestanud, et udukogu valgus võis olla täielikult laenatud, mitte ise genereeritud.
Peegeldumisudukogude ja emissioonudukogude eristamine, kui eraldi füüsikalised nähtused eraldi põhjustega, sai üks udukogude astronoomia põhilistest klassifikaatidest - ja see oli täielikult spektroskoopia sõltuvuses, kuna mõlemal tüübil võib olla paljutõotavalt sarnane palja silmale.
Udukogu, mida te ei näe otse
Kõik udukogu ei paista. Tumedates udukogudes on valguse kustumise põhjuseks tähtedevaheline tolm molekulaarsete pilvede külmimate, tihedatematesse osades. Valguse kiirgumine või peegeldumine, tumeda udukogu blokeerib selle, ilmudes mustana siluetina heledama tähtede või helendava gaasi tausta vastu.
Kuna tumedad udukogu on määratletud sellega, mida nad blokeerivad, mitte mida nad kiirgustavad, on nähtava valguse teleskoobid vale tööriist selleks, mida nende sees tegelikult uurida - astronoomid sõltuvad selle asemel lainepikkustest, mida tolm nii tõhusalt ei neela.
Päikese sarnase tähe kaunis surm
Planetaarsed udukogu tekivad vahepealsete massi tähtede elu lõpul, umbes 1 kuni 8 päikese massi - mis märkimisväärselt ka Päikest kaasab. Kui selline täht kütusest ilma jääb, visatakse selle väliskihid kosmosesse, jättes ekspandeeruvat helendava gaasi kesta.
Nimi on ajalooline õnnetus. "Planetaarne udukogu" on vale määratlus: neil objektidel pole planeetidega midagi pistmist. Nimi pärineb nende ümarast, planeedile sarnasest kujust varajaste teleskoopide kaudu nähtuna. Astronoomid sajandeid tagasi ei saanud lihtsalt lahendada peeni detaile, mis neile oleksid öelnud, et nad pole teist maailma vaatamas.
Need on ka palju vähem sisulised kui nad näivad. Tüüpiline planetaarne udukogu on umbes valgusaasta suuruselt ja koosneb äärmiselt hõrenenud gaasist tihedusega tavaliselt 100 kuni 10.000 osakest kuupsentimeetri kohta - peaaegu vaakuum mis tahes argise standardi järgi, hoitud koos ainult tohutu ulatusega. Umbes 3000 planetaarset udukogut tunnetakse praegu Linnuteel umbes 200 miljardi tähe seast galaktikas, meeldetuletamine sellest, kuidas lühike see tähe elu faas on tegelikult miljardite aastat võrreldes tähe peajadasammu jaoks.
Need pole ka korralikud sfäärid, mida nende nimi võiks soovitada. Ainult umbes 20% planetaarsetest udukogudest on sfääri kujuliselt sümmeetrilised; ülejäänud on keerulisemad, asümmeetrilised kujud, mille kujundavad tegurid, millega astronoomid jätkavad. Ja see saatus pole eksootika ega haruldane - see on Päikese tulevik. Oodatakse, et Päike ise tekitab planetaarset udukogud umbes 12 miljardit aastat pärast moodustumist, sama vaikne lõpp, mis on juba juhtunud tuhandetele sarnastele tähtedele kogu galaksiikas.
Hiigeltähe jõhker surm
Tähed, mis on märkimisväärselt Päikesest massiivsemad, ei kao pehmelt - need plahvatavad ja prahanded muutuvad supernoova jäänukseks. Supernoova plahvatus saab välja lüüa staarainetse kiiruspedel kuni 10% valguse kiirusest, või umbes 30 000 km/s, ja sellest tulenev löögibõlus kuumutab ümbritsevat plasmat temperatuuridele, mis on palju üle miljadi kelvini. See on täiesti erinev vägivaldset mastaap aeglasest vähenemisest, mis tekitab planetaarset udukogud.
Teadaolev supernoova jäänused hõlmavad Krabubürkudkogud, Tycho (SN 1572 jäänus, nimetatud Tycho Brahe järgi) ja Kepler (SN 1604 jäänus, nimetatud Johannes Kepleri järgi). Igaüks on täiendava kirje konkreetses plahvatuses, mõnel juhul selline, mis oli piisavalt särav, et märgata ja kirja panna vaatleja poolt, kes ei teadnud, mida nad tegelikult nägid.
Loomise sambaste fotografeerimine
Kaasaegsed udukogu pildid on võlgnenud kosmose teleskoopidele, mis võivad näha lainepikkuste, mida ükski maapealsete observatooriumid ei saavuta puhtalt. Kuulus "Loomise sambad" pildi gaasiline ja tolmustruktuur Kotka udukogu, mille võttis Hubble kosmosteleskoop 1. aprillil 1995, näitab piirkonda umbes 6500-7000 valgusaastat Maast, ja see jääb üheks kõige tunustamatumaks astronoomiapildiks, mis on kunagi tehtud.
.jpg){kind=link}
Uuemad instrumentid on samale sihile tagasi pöördunud erinevate silmadega. Infrapunafotograafia tungib tolmu läbi, mida nähtav valgus ei tungi sisse, paljastades sambas olevat struktuuri, mida algne foto võis vaid vihjavad - hea illustratsioon kuidas "lõpplik" ikooniline udukogu pilt jääb harva lõplikuks kauaks, kui teleskoobitehnoloogia paraneb.