الفلك

كيف يمكن التمييز بصريًا بين السديم الكوكبي وبقايا المستعر الأعظم؟

كيف يمكن التمييز بصريًا بين السديم الكوكبي وبقايا المستعر الأعظم؟



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

إذا رأينا سديمًا من خلال تلسكوب قوي ، فكيف يمكننا معرفة ما إذا كنا ننظر إلى بقايا مستعر أعظم أم إلى سديم كوكبي؟ شكرا


تحتوي بقايا المستعر الأعظم على ثقب أسود أو نجم نيوتروني بينما يحتوي سديم كوكبي على قزم أبيض.

أيضًا ، من المحتمل أن يكون لبقايا المستعرات الأعظمية سرعات كبيرة ، لذا فإن دوبلر هو خيار آخر معقول. - ليس من خلال التلسكوب بالرغم من ذلك.


علم الفلك المرئي في عدسة التلسكوب

عندما كنت طفلاً صغيراً ، أتذكر أنني كنت أعود إلى بورتلاند أوريغون ليلاً بعد زيارة أقارب في الريف. استلقيت في الجزء الخلفي من عربة ستيشن واغن تحدق في السماء عبر النافذة الخلفية. كانت النجوم لامعة للغاية مقابل سواد السماء. يؤلمني النظر إلى ألمع النجوم. يا له من تناقض مع سماء مدينة بورتلاند الباهتة حتى عام 1960.

ماذا يفعل التلسكوب؟

يقوم التلسكوب بتكبير الأجسام البعيدة ، مما يجعلها تبدو أكبر. نسمي هذا التكبير. الجسم الذي يظهر أكبر بخمس مرات يقال إنه يكبر "5x".

في الوقت نفسه ، نتوقع أن تكشف الصورة المكبرة عن تفاصيل غير مرئية بخلاف ذلك. يجب أن يكون للصورة المكبرة 5x دقة أكثر بخمس مرات وإلا فإننا نشهد "تكبير فارغ" ، وهو تشويش للصورة. تضع الفتحة حدًا للدقة: الفتحة الأكبر تعني دقة أكبر. تتطلب مطابقة دقة عيننا مع دقة فتحة العدسة تكبيرًا يقارب 25x لكل بوصة من الفتحة [10x لكل سنتيمتر].

كما أن تكبير كائن بعيد يجعله أكثر تعتيمًا مع انتشار الضوء *. يصبح الجسم البعيد الذي يتم تكبيره بمعدل 5 أضعاف خافتًا بمقدار 25 مرة نظرًا لزيادة المساحة الظاهرة للجسم بمقدار 25 مرة. بخلاف الكواكب الساطعة ، القمر والشمس ، فإن الغالبية العظمى من الأجرام الفلكية التي تكون بعيدة بشكل لا يمكن فهمه هي خافتة وصغيرة للغاية. إن تكبير جسم فلكي بعيد حتى نتمكن من تمييز شكله أو تفاصيله المثيرة للاهتمام يجعل الجسم الفلكي أكثر خفوتًا. زيادة الفتحة هي المفتاح: فتحة عدسة خمس مرات من حدقة العين في الليل ستجلب 25 ضعفًا من الضوء ، مما يوازن فقدان الضوء بسبب التكبير.
* لا تستطيع تلسكوباتنا تحويل نجم إلى قرص ، لذا لا نرى الضوء منتشرًا أبدًا. وبالتالي فإن النجوم لا تخفت بالتكبير.

يقاس السطوع بالمقاييس ، مقياس لوغاريتمي. السطوع المطلق للعنقود الكروي العظيم في هرقل ، ميسييه 13 هو -8.5 درجة. تبلغ المسافة بيننا وبيننا 22200 سنة ضوئية أو 6800 فرسخ فلكي ، مما يجعل حجمها المطلق خافتًا من -8.5 إلى الحجم الظاهري 5.8. يظهر قطرها البالغ 170 سنة ضوئية أو 52 فرسخ فلكي عندما ننظر إلى الأعلى في السماء ليكون قطرها 20 دقيقة قوسية أو قطرها ثلث درجة. السطوع لكل منطقة ، 5.8 حجم منتشر على قطر 20 دقيقة قوسية هو 12.6 MPAM (المقدار لكل دقيقة قوسية مربعة) ويعطى في قوس ثانية مربعة هو 21.3 ميجا باسكال (المقدار لكل ثانية قوسية مربعة).

هنا جدول حيث يمكنك المقارنة ميسييه 13 في ثلاثة سيناريوهات: مطلق ، في السماء وفي تلسكوب بفتحة 10 بوصات [25 سم] وبتكبير 100x.

مطلق في السماء في 10 بوصات [25 سم]
تلسكوب ، 100x
السطوع (المقدار) -8.5 5.8 0.8
سطوع السطح (قوس دقيقة تربيع) 12.6 15.1
بحجم 170 لتر 20 قوس دقيقة 33 درجة
ألمع النجوم الفردية (القدر) -3.2 11 6
القرار 2 قوس دقيقة 1.2 قوس ثانية
تباين الجسم + السماء مقابل السماء (Bortle 3) 137% 137%

لاحظ أن الفتحة مقاس 10 بوصات [25 سم] تجمع الضوء 1000 مرة أكثر من العين المجردة وتنشر الضوء بمقدار 10000 مرة (100x تربيع). يضيء الحجم الإجمالي بمقدار 5.0 لكن سطوع السطح يخفت بمقدار 2.5 درجة لكل قوس دقيقة تربيع. يظل التباين كما هو بغض النظر عن التكبير ، لأن التكبير يقلل من سطوع سطح الجسم والسماء بالتساوي.

التباين هو مفتاح الاكتشاف المرئي: الاختلاف في السطوع بين الجسم الفلكي وخلفية السماء. هذا ما يعالجه الدماغ والدماغ ويجعلانه واعيًا. نظرًا لأن الجسم بعيد ، خلف غلافنا الجوي ، يجب إضافة خلفية السماء إلى الجسم الفلكي. لذلك ، فإن التباين هو المقارنة بين الجسم الفلكي بالإضافة إلى خلفية السماء وخلفية السماء (جسم + سماء) / السماء. بصريًا ، يجد مراقب متمرس اختلافًا في التباين بنسبة 6 ٪ واضحًا ، بينما يستغرق التباين بنسبة 3 ٪ وقتًا في فحص المجال لتمييزه. هذا ما يبدو عليه Messier 13 من خلال تلسكوب 25 بوصة [64 سم] F2.6 عند طاقة منخفضة.

يمكنك تجربة العديد من عوامل التلسكوب على الأجسام الفلكية باستخدام NewtDesigner الخاص بي.

مقياس الحجم

اخترع عالم الفلك اليوناني هيبارخوس في القرن الثاني قبل الميلاد نظام المقدار حيث تكون النجوم الأكثر سطوعًا من الدرجة الأولى والأقل سطوعًا هي السادسة. أظن أن هذا النظام كان قيد الاستخدام مسبقًا: من الشائع أن يقسم البشر مجموعات من الأشياء إلى ستة وستات وكان من الطبيعي أن نطلق على ألمع النجوم "الدرجة الأولى".

نظام المقدار لوغاريتمي وليس خطي. هذا بلا شك لأن أعيننا تعمل لوغاريتميًا (أو على الأقل شبه لوغاريتمي). على سبيل المثال ، النجم الأكثر سطوعًا بمقدار 1 درجة يكون أكثر سطوعًا بنسبة 250٪ ، وعلى العكس من ذلك ، فإن النجم الذي تكون قوته 0.1 درجة باهتة هو 10٪ أفتح.

الدرس الأول إذن هو أنه لا يمكننا التعلق بالنسب المئوية الخطية بدلاً من ذلك يجب أن نفكر بالمقادير اللوغاريتمية. هذا صعب لأن المناقشات اليوم تكاد تكون عامة بنسب مئوية وهو أمر مضلل تمامًا. انخفاض الإضاءة على حافة العدسة؟ يجب أن تكون محددة بالنسب المئوية (على سبيل المثال 15٪ صوت فظيع) بالمقادير (على سبيل المثال 0.06 ماج غير ملحوظة بصريًا). انعكاسات طلاء المرآة؟ يجب أن تكون مبينة بالنسب المئوية (على سبيل المثال 92٪) بالمقادير (على سبيل المثال ، 0.04 ماج خسارة). من الصعب للغاية رؤية اختلافات بمقدار 0.2 درجة أو أقل. وعندما يكون العرض معتمًا ، يتم تعتيم كل من الكائن والخلفية بشكل متساوٍ مع ترك التباين دون تغيير. ما لم يكن العرض باهتًا بشكل فادح ، فإن التباين غير المتغير يعني أن الكائن لا يفقد الرؤية. سأستخدم المقادير حصريًا مثل المخططات وكتيبات المراقبة.

مراقبة العوامل

  • يمنحك الطول البؤري مقياسًا من المهم فهم دور التكبير.
  • تزيد الفتحة من الرؤية والتفاصيل ليس فقط بسبب زيادة قوة تجميع الضوء ولكن أيضًا لأن التكبير الأكبر يجعل الكائن أقرب.
  • يمكن أن تؤدي رؤية الكائن في نطاق أكبر ثم العودة فورًا إلى نطاقك الأصغر إلى كسب نصف الحجم.
  • تبلغ قيمة تجربة المراقب قدرين (لدي سلسلة من الرسومات التخطيطية لـ M31 من الطفولة فصاعدًا).
  • اختلاف المراقب هو نصف حجم أو أكثر.
  • العمر مهم جدًا: يمكن للأطفال الصغار رؤية النجوم الخافتة جدًا مع تقدمنا ​​في السن يصفر عدساتنا والقدرة على اكتشاف التلاشي.
  • معرفة أين تبحث وما الذي تبحث عنه يستحق المقدار.
  • الرؤية المتجنبة تستحق العظمة.
  • يستمر التكيف المظلم في إنتاج فوائد متزايدة لساعات تصل قيمتها في النهاية إلى نصف حجم.
  • يعد حيرة المجال عاملاً ساحقًا: يمكن أن يكون الاختلاف بين وجهات النظر غير الموجودة والمحيرة تمامًا أمرًا يستحق الضخامة.
  • إن تغطية رأسك بقطعة قماش سوداء يؤدي أيضًا إلى تحسينات ربما تكون في حدود جزء من الحجم.
  • يستحق الوقت في العدسة مقدارًا كبيرًا (تصبح الأشياء تدريجيًا قابلة للتمييز أو الاكتشاف على مدار فترة زمنية ثم تتلاشى بعد فترة طويلة من المراقبة المستمرة).
  • الراحة في العدسة تساوي نصف المقدار.
  • العيون المريحة تساوي نصف حجم. غالبًا ما آخذ فترات راحة قصيرة طوال الليل. عند العودة إلى العدسة ، يمكنني رؤية المزيد حتى تتعب عيني.
  • تعتبر شفافية السماء عاملاً ساحقًا في الليالي المثالية النادرة التي رأيت فيها النطاقات تعمل كما لو كانت تحتوي على فتحة غير محدودة تقريبًا ، دعنا نطلق على شفافية السماء الرائعة التي تستحق قدرًا أو اثنين.
  • المرشحات تستحق القدر.
  • يبدو أن الرؤية أكثر ارتباطًا بالفتحة ثم الحجم الظاهري (كلما كانت الفتحة أكبر ، زاد الحجم الظاهري المحدد بمجال الرؤية الكامل).
  • ينتج عن المشاهدة المجهر أو العينان زيادة مقدارها نصف في الحجم المحدد للنجوم وحوالي زيادة الحجم للأجسام الممتدة. تحقق من تجارب Bruce Sayre في البناء والمراقبة باستخدام المناظير على مدار سنوات عديدة.

كيف تنظر من خلال العدسة

بعد قراءة النصائح المرعبة في المنتديات حول كيفية النظر من خلال العدسة ، أعتقد أنني بحاجة إلى التحدث عن هذا الموضوع.

يجب أن تتمركز عينك فوق العدسة وتنظر إلى أسفل محورها. تحتاج أيضًا إلى وضع عينك فوق العدسة على المسافة الصحيحة. تأتي بعض العدسات مع كوب مطاطي يضع عينك في التباعد الصحيح فوق العدسة. يمكنك البحث عن مواصفات إراحة العين للحصول على دليل. في الميدان ، حرك عينك بعيدًا باتجاه العدسة. حرك عينك ببطء إلى الداخل حتى تتمكن من رؤية الحقل يتوقف - الحافة السوداء لمجال الرؤية.

ما لم تكن مصابًا بالاستجماتيزم ، انظر بدون نظارات. إعادة تركيز العدسة سيهتم بالعيون القريبة والبعيدة. في الواقع ، حاول وضع العدسة للخارج قدر الإمكان. للقيام بذلك ، حرك العدسة للخارج بحيث تبدو النجوم خارج نطاق التركيز. الآن حرك المصور ببطء إلى الداخل حتى تبدأ النجوم في التركيز. هذا هو الوضع الأكثر استرخاءً ، وتركيزًا على اللانهاية لعينك. يؤدي تحريك أداة التركيز إلى الداخل إلى عرض أكثر تكبيرًا قليلاً ، ولكن على حساب تركيز عينك عن قرب ، وهو أمر مرهق.

تعمل الرؤية المتجنبة بشكل أفضل إذا كنت تعرف أين تصوب عينيك في مجال الرؤية. هنا مخطط للمساعدة.

حرك منطقة الرؤية التي تم تجنبها حول مجال الرؤية كما تريد. ابحث عن القليل هنا ، وابحث قليلاً هناك (نمط المسح الخاص بك) ، حيث تحتاج الكائنات الموجودة في الحقل. لا تحاول التركيز في وسط الميدان! لسبب واحد ، هذا يخطئ في وضع منطقة الرؤية المتجنبة نحو قاع المجال ، لشيء آخر ، لا يمكن منع العين من الحركة. عدة مرات في الثانية ، تقفز عينك (ساكاد). بين هذه القفزات ، تجمع العين المعلومات. حتى بين الرعشة ، فإن العين ترتعش. أخيرًا ، إذا قمت بالتحديق لفترة طويلة كنقطة واحدة ، فستبدأ الكائنات حرفيًا في الاختفاء من وجهة نظرك. أخيرًا ، حرك النطاق بالإضافة إلى عينك: هذا يساعد على "دفع" الأشياء إلى الرؤية الواعية.

المزيد من النصائح. تعتبر واقيات العين التي تحجب الضوء الخارجي ، حتى ضوء السماء المظلمة الطبيعية ، فعالة بشكل مذهل. هذا مثال:

أوه ، وهناك نصيحة أخرى: انظر إلى الأرض المظلمة قدر الإمكان - تتأثر رؤيتك الليلية بشكل ضار من خلال النظر إلى السماء لفترات طويلة جدًا من الزمن.

مناظير

تحقق من هذه السنوات من Oregon Star Party Telescope Walkabout الذي يضم مناظير.

اجعل هذه العوامل تعمل من أجلك ويمكنك اكتساب المقدار في مراقبة البراعة. إنه مثل امتلاك نطاق أكبر بكثير في متناول اليد.

لماذا يتجاهل الهواة هذه العوامل لصالح الاستحواذ على التفاصيل الدقيقة مثل جودة الطلاء المائل للتلسكوب؟ في بعض الأحيان ، نصبح مؤمنين بالخرافات وننخرط في تحقيق قصر النظر عندما يكون الموقف صعبًا أو غامضًا. تحلى بالشجاعة ولا تستحوذ على بعض تفاصيل التلسكوب الخاص بك وبدلاً من ذلك ركز على العوامل المهمة.

فتحة

في الفتحة الأولى هي كل شيء ثم لا شيء في النهاية هو ببساطة. في البداية لا يمكننا الحصول على فتحة كافية. ثم تقريبًا مثل ذراع الرافعة ، نقوم بتقليص الطريق في الفتحة. لاحظ كم عدد الهواة المتمرسين الذين يمتلكون ليس فقط نطاقهم الكبير ولكن أيضًا نطاقهم الأصغر؟ أخيرًا ، تأخذ الفتحة مكانها في مجموعة العوامل التي يتم تداولها من أجل مجال الرؤية ولراحة المشاهدة. 6 بوصات [15 سم] هي فتحة مثالية لتعلم كيفية المراقبة. باستخدامه يمكنك رؤية آلاف الأشياء من سماء مظلمة. سيحل قياس 12 بوصة [30 سم] جميع العناقيد تقريبًا ويظهر تجمعات المجرات. إذا كنت تعتقد أنك "بحاجة" إلى فتحة عدسة كبيرة لرؤية السماء لن تعمل الفتحة الصغيرة ، فهذا يعني أن شيئًا ما قد اختل بشكل خطير. تجعل الفتحة الكبيرة من الصعب تعلم فن الملاحظة. تفضل لنفسك واقضي الكثير من الوقت في المراقبة باستخدام نطاقات أصغر أيضًا.

فلماذا إذن الفتحة هي العامل المهيمن؟ إذا ظل سطوع بؤبؤ العين أو خلفية السماء ثابتًا ، فعندئذٍ مع زيادة الفتحة يجب أن يكون التكبير. يبدو الكائن أكبر وأسهل في الرؤية. يبدو الأمر أشبه بالاقتراب. إذا ظل التكبير ثابتًا ، فإن سطوع الكائن والخلفية يزيدان أيضًا مما يسهل رؤية الكائن.

أجرِ تجاربك الخاصة لدي. ابحث عن صخرة كبيرة وابتعد عنها حتى لا تراها. الآن امشي نحوها. افعل ذلك في سماء مظلمة وفي غابة تحت سماء مظلمة. جرب هذا بصخرة صغيرة. خذ صفحة مجلة ثم سلط عليها ضوء كشاف خافت للغاية. امش بعيدا. الآن السير نحوها. في البداية ، يصبح من السهل ببساطة اكتشاف الأشكال الأكبر التي يمكن تمييزها وأخيرًا الطباعة الكبيرة. المشي نحو صفحة الصخرة أو المجلة يعادل زيادة الفتحة. من الأفضل أن تأخذ صورة مكبرة لطيفة لمجموعة مجرة ​​أو كتلة كروية أو سديم كوكبي أو سديم مظلم. ضوء خافت عليه. ابتعد ونحوها. لا يصبح الكائن أسهل في الرؤية فقط عندما تقترب من النجوم الفردية المطبوعة وتصبح التفاصيل أكثر وضوحًا أيضًا. هذه الفتحة والتكبير في العمل.

تكبير

ما هي التكبيرات التي يجب استخدامها؟ أفضّل ثلاث استراتيجيات تعتمد على حد سواء على خروج التلميذ (الطول البؤري للعدسة بالملليمتر مقسومًا على النسبة البؤرية الكلية للتلسكوب [على سبيل المثال ، عدسة 24 مم على نطاق F / 6 تنتج تلميذ خروج 4 مم]):

الأول يستند إلى نصيحة ريتشارد بيري. رتب العدسات بحيث تعطي التلاميذ الخارجيين على النحو التالي:
5-7mm أغنى مجال مراقبة
3-5mm أفضل مراقبة السماء العميقة
1-2 مم أفضل مراقبة مفصلة (الكواكب الكواكب القمرية والكواكب)

والثاني يستند إلى تعليقات ستيفن أوميرا (على سبيل المثال ، دليل مراقبة Herschel 400). يستخدم فتحة متواضعة (4 بوصات [10 سم]) بقوى منخفضة ومتوسطة وعالية. يأخذ وقته في دراسة الكائن بعناية عند كل قوة. تلاميذه المنخفضون والمتوسطون والعاليون هم:
4.4 ملم
1.4 ملم
0.96 ملم
إذا كنت تتساءل عن الجهة التي تبحث عنها لملاحظة النصيحة ، فاحرص على الانتباه إلى كبار المراقبين الذين يستخدمون نطاقات أصغر مثل O'Meara.

الثالثة هي الإستراتيجية التي طورتها استجابةً لعدسات العدسات فائقة الاتساع المتاحة اليوم. يسمح لي برؤية أشياء كبيرة الحجم بخلاف ذلك كبيرة جدًا بالنسبة لنطاق معين. أسمي هذه الإستراتيجية "تأطير" أو "تكوين" العرض حيث يتم تكبير الكائن لملء مجال رؤية العدسة قدر الإمكان بحدود لطيفة حولها للتباين. تؤدي زيادة حجم الكائن الظاهر إلى ما بعد هذا "القطع" إلى رؤية أقل إرضاءً وأكثر صعوبة. هنا يعد أوسع مجال رؤية ممكن أمرًا مهمًا حتى على حساب المزيد من الزجاج حتى يمر الضوء من خلاله. في هذا النهج ، أقوم بإنقاص حدقة الخروج بسلاسة. أستخدم مجموعة من تلاميذ الخروج على النحو التالي (لاحظ أن مجموعة العدسات النموذجية لا تتناسب بشكل جيد):
5-6 مم للأشياء ذات الحجم الأكبر
3-4 مم للأشياء متوسطة الحجم
1-2 مم للأشياء الصغيرة الحجم

أخيرًا ، ظروف الرؤية السيئة خاصة مع الفتحات الأكبر ستحد من التكبير إلى 200-300x أو 2-3 ملم بؤبؤ العين.

مراقبة مجال واسع

تسمح مجالات الرؤية الواسعة جدًا عند أقصى حد للخروج بفتحة أكبر لحقل معين وأيضًا زيادة التفاصيل لأن الكائنات منتشرة بشكل أكبر. لمزيد من المعلومات حول هذا ، تحقق من صفحة "لماذا أرى المزيد".

سطوع خلفية السماء

ما هو سطوع توهج السماء؟ تتوهج سماء الليل حتى في الأماكن المظلمة جدًا بشكل خافت بسبب الضوء الفلكي والتوهج الجوي. راجع مناقشة Brian Skiff على http://www.astropix.com/HTML/L_STORY/SKYBRITE.HTM. يمكنك قياس الظلام (أو السطوع) ليلتك باستخدام مقياس توهج السماء المتاح على http://unihedron.com/projects/darksky/. مواقع السماء المظلمة لها قراءات تقترب من 21.5 درجة لكل ثانية قوسية مربعة. تؤدي المراقبة من خلال التلسكوب مع بؤبؤ عينك المفتوح تمامًا إلى توهج سماء في مجال الرؤية مساوٍ لسماء الليل. يؤدي تكبير الصورة إلى إخراج التلاميذ الأصغر حجمًا أقصى قدر مفيد من التكبير أو يكون أصغر حدقة خروج قريبة من 1 مم. ينخفض ​​سطوع وهج السماء بأكثر من 4 درجات إلى ما يقرب من 26 درجة مع تقلص بؤبؤ العين الخارج إلى 1 مم.

سطوع الكائن

بالنسبة للأشياء الممتدة ، فإن الأشياء ليست بسيطة مثل النجوم. بالنسبة للمبتدئين ، لا يمكن زيادة سطوع السطح لجسم ممتد عن طريق زيادة الفتحة. مثال: خذ جسمًا بحجم 10 / ثانية قوسية مربعة كما تراه العين المجردة عند خروج التلميذ الليلي مفتوحًا على 7 مم. انظر الآن إلى الكائن من خلال نطاق 10 '. إذا لم يكن هناك تكبير للصورة ، فإن سطوع السطح سيزداد بنسبة فتحة النطاق إلى مربع فتحة العين أو (10 '/ 0.3') ^ 2 =

1000 ضعف ومع ذلك ، من أجل احتواء كل الضوء من الفتحة 10 بوصات في بؤبؤ العين الخارج ، يجب علينا استخدام 33x على الأقل. سيخفف 33x سطوع الصورة بمقدار 33 ^ 2 =

1000 ضعف لذا عدنا من حيث بدأنا. في الواقع ، بسبب طلاء المرآة الذي لا يعكس 100٪ والعرقلة الصغيرة الناتجة عن قطري ، فإن سطوع الصورة لكل منطقة سيكون في الواقع أقل قليلاً من العين المجردة.

يؤدي هذا إلى استنتاج مثير للاهتمام مفاده أن سطوع وهج السماء كما يظهر في العدسة يعتمد كليًا على بؤبؤ العين. في مكان معين في ليلة معينة بغض النظر عن حجم النطاقات إذا كانت تعطي نفس تلميذ الخروج ، فإن سطوع وهج السماء سيكون مشابهًا جدًا.

إلى أي مدى يمكنك أن ترى الإغماء؟

بالنظر إلى مزيج معقول من هذه العوامل ، إلى أي مدى يمكن أن تتوقع أن ترى الإغماء؟

أظهرت خمسون عامًا من مراقبة أجسام أعماق السماء أن هناك ارتباطًا قويًا بين التباين وإمكانية اكتشاف الأشياء. بالنسبة للمراقب المتمرس ، فإن التباين بنسبة 6 ٪ يجعل الكشف سهلاً بينما التباين من 2.5 إلى 3 ٪ صعب للغاية. وبالتالي أستخدم الطريقة الأسهل لحساب قيمة التباين للتنبؤ بصعوبة الملاحظة.

ما مدى مطابقة الحجم المتكامل للجسم مع سطوع سطح الكائن وحجمه؟ لقد درست كتالوج ساجوارو. الانحراف المعياري بين الحجم المتكامل والمحسوب هو 1.3 درجة. لذلك أستخدم نطاقًا بحجم 2 للتنبؤ بإمكانية الاكتشاف المرئي عند إعطاء حجم متكامل. يعتمد الرسم البياني التالي على عقود من الخبرة في المراقبة باستخدام نطاقات يصل حجمها إلى 40 بوصة [1M].

لاحظ أن الخطوط مشدودة أو سميكة. قد تنخفض قليلاً فوق أو أسفل هذه النطاقات بناءً على العوامل التي تمت مناقشتها سابقًا. احذر من أي شخص أو أي آلة حاسبة تنص على مقادير محددة بشكل مفرط في الدقة. هذه هي في أفضل الأحوال أدلة وتعطي انطباعًا خاطئًا بأن الكائن إما مرئي تمامًا أو غير مرئي تمامًا. تظهر الكائنات الموجودة على حافة الرؤية داخل وخارج الرؤية خلال فترة زمنية. في إحدى الليالي ، قد يكون هذا الجسم مرئيًا ثلاث مرات في نصف ساعة (معياري لقابلية الاكتشاف). في ليلة أخرى ، يكون الأمر ببساطة غير مرئي تمامًا. في الليالي المثالية النادرة ، لا يمكنني اكتشافها في كثير من الأحيان فحسب ، بل هناك تفاصيل أيضًا. وأيضًا إذا كانت المجرة أو الكتلة أو الكواكب كبيرة بشكل غير عادي ، فسوف يعاني حد الكشف. لاحظ أنه كلما زادت الفتحة من الاختلافات الطفيفة (لنقل بين تلسكوب 20 بوصة و 22 بوصة) تصبح غير مهمة حتى لا يمكن اكتشافها باستثناء حالات الحافة النادرة.


بقايا مستعر أعظم ملحوظة

يوجد في موقع المستعر الأعظم 1054 أحد أكثر الأشياء روعة في السماء ، سديم السرطان ، الذي يبلغ عرضه الآن حوالي 10 سنوات ضوئية. تم تصويرها بالألوان ، وقد تم الكشف عنها على أنها شبكة مزركشة حمراء جميلة من خيوط هيدروجين متوهجة طويلة ومتعرجة تحيط بمنطقة مزرقة بدون بنية يكون ضوءها مستقطبًا بشدة. تنبعث الشعيرات من الطيف المميز للسديم المنتشر. يتوسع الغاز بمعدل 1100 كيلومتر في الثانية - أبطأ من 10000 إلى 20 ألف كيلومتر في الثانية في أصداف المستعرات الأعظمية الجديدة في المجرات الأخرى. المنطقة الداخلية غير المتبلورة المزرقة من سديم السرطان تشع إشعاع السنكروترون ، ويمتد الطيف إلى طاقات أشعة جاما. Crab هو ثاني ألمع مصدر للأشعة السينية في السماء ، بعد Scorpius X-1 (نجم ثنائي للأشعة السينية). بعد ما يقرب من 1000 عام ، لا يزال السديم يفقد 100000 مرة من الطاقة في الثانية مثل الشمس.

على أساس هذا التدفق الهائل للطاقة ، من السهل حساب المدة التي يمكن أن يلمع فيها السديم دون إمداد جديد بالطاقة. يجب أن تتحلل الإلكترونات المنبعثة من الأشعة السينية ، أو تنخفض إلى طاقات أقل ، في حوالي 30 عامًا - أقل بكثير من عمر السديم. تم اكتشاف مصدر طاقة الإلكترونات التي تنبعث منها الأشعة السينية في عام 1969 ليكون نجمًا نابضًا ، وُجد أنه يومض بصريًا ، وكذلك عند أطوال موجات الراديو ، يومض ويتوقف لمدة 0.033 ثانية. تتزايد هذه الفترة ببطء (بمعدل 0.0012 ثانية لكل قرن) ، مما يعني أن النجم النابض يتباطأ وبالتالي يفقد طاقته في السديم. المعدل المقابل لفقدان الطاقة يساوي تقريبًا معدل فقد الطاقة في السديم ، وهو دليل مقنع على أن نجمًا نابضًا صغيرًا وشديد الكثافة يمكن أن يمد السديم بالطاقة. سديم السرطان فريد من نوعه في كونه بقايا مستعر أعظم صغير وخالٍ نسبيًا من الغموض ، في حين أن المستعرات الأعظمية Tycho و Kepler هي مصادر راديوية واضحة ، تشع من خلال انبعاث السنكروترون في أي من الحالتين لم يتم العثور على نجم نابض يمكن اكتشافه.


السدم الكوكبية

باعتبارها تسمية خاطئة إلى حد ما ، فإن السدم الكوكبية لا علاقة لها بالكواكب الفعلية أو أنظمة الكواكب. ومع ذلك ، عندما تم اكتشافهم لأول مرة من قبل تشارلز ميسيير ولاحقًا ويليام هيرشل الذي من المفترض أنه صاغ المصطلح ، لوحظ تشابههما في المظهر مع عمالقة الغاز المكتشفة حديثًا مثل أورانوس. مع تقدم التكنولوجيا والمزيد من الملاحظات خلال القرنين التاسع عشر والعشرين ، أصبحنا نعرف الآن السدم الكوكبية للدلالة على المرحلة النهائية من التطور النجمي.

بالنسبة للنجوم التي تصل كتلتها إلى ثمانية أضعاف كتلة شمسنا ، فإنها ستبدأ في الانتفاخ إلى نجم عملاق أحمر مع نفاد الوقود اللازم للحفاظ على تفاعل الاندماج النووي في قلبها. خلال هذا الوقت ، عندما يتقلص اللب ويصبح ساخنًا بشكل متزايد ، تبدأ الطبقات الخارجية للنجوم في التمدد وتنفجر ، وتفقد الكتلة بمعدل سريع. في هذه المرحلة يبدأ السديم الكوكبي في التكون.

عندما تنفجر طبقات النجم في الفضاء لتشكل بنية شبيهة بالصدفة ، فإن ضوء الأشعة فوق البنفسجية القوي المنبعث من بقايا النجوم يؤين ويضيء المادة المقذوفة ، مما يتسبب في عرض مبهر لألوان مختلفة بسبب التركيب الكيميائي للمادة المطرودة. تظهر درجات الحرارة الأكثر سخونة بالقرب من القلب حيث بقايا نجم قزم أبيض باللون الأزرق ، بينما تظهر المادة الموجودة في الخارج باللونين الأحمر والبرتقالي الأكثر برودة. من المعروف أن عدة آلاف من هذه السدم موجودة في مجرتنا وحدها ، بإجمالي ما يصل إلى 20 ألفًا.

على الرغم من قصر عمرها نسبيًا ، إلا أن معظمها سيخرج من الوجود ويخرج من الوجود دون أن يُرى على الإطلاق. يعتقد علماء الفلك أن هذه السدم المذهلة تلعب دورًا حيويًا في الإثراء الكيميائي للكون عن طريق تفريغ عناصر مثل الكربون والأكسجين ، والتي تكوّنها النجوم بعد استخدام الهيدروجين والهيليوم كمصادر للوقود.


سديم

تنتشر سحب الغبار الكوني عبر حقل غني من النجوم في هذا المشهد التلسكوبي الكاسح بالقرب من الحدود الشمالية لـ Corona Australis ، التاج الجنوبي. على بعد أقل من 500 سنة ضوئية ، تحجب سحب الغبار الضوء من نجوم الخلفية البعيدة في مجرة ​​درب التبانة. يمتد الإطار بأكمله حوالي درجتين أو أكثر من 15 سنة ضوئية عند المسافة المقدرة للسحب. بالقرب من المركز مجموعة من السدم الانعكاسية الجميلة المصنفة باسم NGC 6726 و 6727 و 6729 و IC 4812. ينتج لون أزرق مميز عندما ينعكس الضوء الصادر من النجوم الساخنة عن طريق الغبار الكوني. يحجب الغبار أيضًا عن رؤية النجوم في المنطقة التي لا تزال في طور التكوين. سديم أصغر مصفر NGC 6729 يحيط بالنجم المتغير الشاب R Coronae Australis. يوجد أدناه أقواس وحلقات تم تحديدها على أنها كائنات Herbig Haro مرتبطة بنجوم حديثة الولادة نشطة. يقع العنقود النجمي الكروي الرائع NGC 6723 على اليمين. على الرغم من أن NGC 6723 تبدو جزءًا من المجموعة ، إلا أن نجومها القديمة تقع في الواقع على بعد حوالي 30 ألف سنة ضوئية ، بعيدًا عن النجوم الفتية لسحب غبار Corona Australis.

التفسير: يمكن العثور على أشكال ونسيج غريب في جوار السديم المخروطي. تنشأ الأشكال غير العادية من الغبار البينجمي الناعم الذي يتفاعل بطرق معقدة مع الضوء النشط والغاز الساخن الذي تطرده النجوم الفتية. النجم الأكثر سطوعًا على يمين الصورة أعلاه هو S Mon ، بينما يُطلق على المنطقة الواقعة فوقه مباشرةً اسم سديم فرو الثعلب بسبب لونه وبنيته. ينتج التوهج الأزرق المحيط مباشرة بـ S Mon عن الانعكاس ، حيث يعكس الغبار المجاور الضوء من النجم الساطع. لا ينتج التوهج البرتقالي الذي يشمل المنطقة بأكملها عن انعكاس الغبار فحسب ، بل ينتج أيضًا عن انبعاث غاز الهيدروجين المتأين بضوء النجوم. S Mon هو جزء من مجموعة صغيرة من النجوم المفتوحة تسمى NGC 2264 ، تقع على بعد حوالي 2500 سنة ضوئية باتجاه كوكبة Monoceros. يبقى أصل السديم المخروطي الهندسي الغامض ، الظاهر في أقصى اليسار ، لغزا.

NGC 3324- سديم غابرييلا ميسترال

NGC 3324- سديم غابرييلا ميسترال

الوصف عبر APOD. التفسير: تشكلت هذه السحابة الكونية اللامعة بفعل الرياح النجمية والإشعاع الصادر عن النجوم الفتية الساخنة من العنقود المفتوح NGC 3324. مع وجود سحب الغبار في صورة ظلية مقابل غازها الذري المتوهج ، تمتد منطقة تشكل النجوم على شكل الجيب في الواقع على حوالي 35 سنة ضوئية . تقع على بعد حوالي 7500 سنة ضوئية باتجاه كوكبة كارينا الجنوبية الغنية بالسديم. مركب من بيانات الصورة ضيقة النطاق ، المنظر التلسكوبي يلتقط الانبعاث المميز من ذرات الكبريت المتأين والهيدروجين والأكسجين المعينة إلى درجات اللون الأحمر والأخضر والأزرق في لوحة هابل الشهيرة. بالنسبة للبعض ، فإن المناظر الطبيعية السماوية للحواف الساطعة للانبعاثات التي يحدها الغبار البارد المعتم على طول الجانب الأيمن تخلق وجهًا مميزًا في المظهر الجانبي. الاسم الشائع للمنطقة هو Gabriela Mistral Nebula للشاعر التشيلي الحائز على جائزة نوبل.

البيانات من El Sauce ، تشيلي 17 بوصة Planewave CDK

تتألق النجوم الزرقاء الحارة بشكل ساطع في هذا العنقود النجمي المجري أو "المفتوح" الجميل حديث التكوين. يقع العنقود المفتوح NGC 3293 في كوكبة كارينا ، ويقع على بعد حوالي 8000 سنة ضوئية ، ولديه وفرة عالية بشكل خاص من هذه النجوم الساطعة الفتية. تشير دراسة NGC 3293 إلى أن النجوم الزرقاء يبلغ عمرها حوالي 6 ملايين سنة فقط ، في حين أن النجوم الأكثر احمرارًا في العنقود يبدو أن عمرها حوالي 20 مليون سنة. إذا كان هذا صحيحًا ، فإن تكوين النجوم في هذا العنقود المفتوح استغرق ما لا يقل عن 15 مليون سنة. حتى هذا المقدار من الوقت قصير ، مع ذلك ، عند مقارنته ببلايين السنين نجوم مثل شمسنا تعيش ، وأعمار أكثر من عشرة مليارات سنة للعديد من المجرات وكوننا. في الصورة ، تظهر NGC 3293 أمام ممر كثيف من الغبار وغاز الهيدروجين المتوهج الأحمر المنبعث من سديم كارينا.

سديم Trifid (المعين Messier 20 و NGC 6514) هو منطقة تشكل النجوم (H II) يبلغ عرضها حوالي 40 سنة ضوئية ، وتقع على بعد حوالي 5200 سنة ضوئية من الأرض في كوكبة القوس (آرتشر). يقدر بعمر 300000 سنة فقط.

ولدت النجوم ، بما فيها الشمس ، ضمن سحب من الغازات المغبرة مثل سديم Trifid. يحتوي هذا السديم الشاب على مادة تكفي لصنع عدة آلاف من الشموس. بداخلها تشكل بالفعل عدد من النجوم الشابة الساخنة.

سديم Trifid ، الذي يعني `` مقسم إلى ثلاثة فصوص '' ، هو مزيج غير عادي من سديم انبعاث أحمر مع عنقود نجمي مفتوح بالقرب من مركزه ، محاط بسديم انعكاس أزرق يكون واضحًا بشكل خاص للنهاية الشمالية ، وامتصاص مظلم السديم (الفجوات الظاهرة داخل السديم الانبعاثي والتي تسبب المظهر الثلاثي ، تسمى أيضًا Barnard 85).

يتم تسخين جزيئات الهيدروجين في السديم الانبعاثي في ​​قلب Trifid بواسطة مئات النجوم الفتية اللامعة مما يتسبب في انبعاث الضوء الأحمر. الجزء الكثيف من السديم عبارة عن حضانة نجمية مليئة بالنجوم الجنينية (اكتشف تلسكوب سبيتزر الفضائي التابع لناسا 30 نجمًا جنينيًا و 120 نجمًا حديث الولادة ، لم يتم رؤيتها في صور الضوء المرئي). قد يكون العنقود النجمي ، المعروف باسم C 1759-230 ، أصغر تجمع نجمي في مجرتنا درب التبانة.

يأتي اللون الأزرق للسديم الانعكاسي من حبيبات الغبار الكوني التي تعكس بشكل تفضيلي المكون الأزرق لضوء النجوم حيث ينثر الضوء من النجوم الجديدة الساطعة التي تكونت في مكان قريب. تتألق أكبر هذه النجوم وأكثرها سخونة في الجزء الأزرق الساخن من الطيف المرئي.

يوجد في بعض أجزاء السديم الكثير من حبيبات الغبار التي تخفي الغاز المتوهج ، مما ينتج عنه ممرات امتصاص مظلمة ، والتي تم إنشاؤها في أجواء النجوم العملاقة الباردة وفي الحطام من انفجارات المستعرات الأعظمية. داخل هذه الممرات المظلمة ، تستمر بقايا ولادات وموت النجوم السابقة في الانهيار تحت جاذبية الجاذبية التي لا تلين. سيؤدي ارتفاع الكثافة والضغط ودرجة الحرارة داخل هذه النقط المظلمة في النهاية إلى تكوين نجوم جديدة.

تُظهر الصور المقربة ساقًا تشبه الإصبع في السديم الانبعاثي الذي يشير مباشرة من رأس سحابة كثيفة جدًا نحو النجم الذي يقوم بتشغيل سديم Trifid ، وهو في الواقع نظام ثلاثي من النجوم شديدة السخونة. هذه القصبة هي مثال بارز على تبخير الكريات الغازية ، أو "EGGs". لقد نجا الساق لأن طرفه عبارة عن عقدة غاز كثيفة بدرجة كافية لمقاومة التآكل بسبب الإشعاع القوي من النجم.

بيانات من El Sauce، Chile 17 ”Planewave CDK و

DGRO Rancho Hidalgo Animas ، نيو مكسيكو 14.5 بوصة RCOS

NGC 2736 (المعروف أيضًا باسم Pencil Nebula) هو جزء صغير من Vela Supernova Remnant ، يقع بالقرب من Vela Pulsar في كوكبة Vela. أثار المظهر الخطي للسديم اسمه الشائع. تقع على بعد حوالي 815 سنة ضوئية (250 فرسخ فلكي) من النظام الشمسي. يُعتقد أنه يتكون من جزء من موجة الصدمة لبقايا فيلا سوبر نوفا الأكبر.

N44 هو سديم انبعاثي له هيكل فقاعي فائق يقع في سحابة ماجلان الكبيرة ، وهي مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة في كوكبة دورادو. [3] [4] [5] تم فهرستها في الأصل في "كتالوج نجوم انبعاث ألفا H والسدم في غيوم ماجلان" لعام 1956 ، يبلغ عرضها حوالي 1000 سنة ضوئية ويبعد 160.000-170.000 سنة ضوئية. [6] [7] [1] يحتوي N44 على هيكل فقاعي أصغر من الداخل يُعرف باسم N44F. تم تشكيل بنية الفقاعة الفائقة لـ N44 نفسها بواسطة ضغط إشعاع مجموعة 40 نجمة تقع بالقرب من مركزها ، النجوم زرقاء وبيضاء ، مضيئة للغاية ، وقوية بشكل لا يصدق. [6] [1] تم تشكيل N44F بطريقة مماثلة بحيث يحتوي على نجم مركزي ضخم وساخن مع رياح نجمية قوية بشكل غير عادي تتحرك بسرعة 7 ملايين كيلومتر في الساعة. هذا لأنه يفقد المواد بمعدل 100 مليون ضعف معدل الشمس ، أو ما يقرب من 1.000.000.000.000.000 طن سنويًا. However, varying density in the N44 nebula has caused the formation of several dust pillars that may conceal star formation.[6] This variable density is likely caused by previous supernovae in the vicinity of N44 many of the stars that have shaped it will eventually also end as supernovae. The past effects of supernovae are also confirmed by the fact that N44 emits x-rays.[4][8]

N44 is classified as an emission nebula because it contains large regions of ionized hydrogen. However, the three strongest emission lines in the nebula are singly ionized oxygen atoms, which emit at an ultraviolet wavelength of 372.7 nm, doubly-ionized oxygen atoms, which emit at a blue-green wavelength of 500.7 nm, and neutral hydrogen atoms, which emit the hydrogen-alpha line at a red wavelength of 656.2 nm.[1][9]
مراجع

IC 1284 (bottom left) and NGC 6590 (lower-mid right)

There is hardly any background sky in this very dusty part of the southern Milky Way. These beautiful objects can be found about halfway between the Trifid Nebula (M20) and the Swan or Omega Nebula (M17). Blueish reflection nebulae and brownish dark interstellar cloud appear to be superposed on the pink emission nebula.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

NGC 5367 and cometary globule CG12

NGC 5367 is a reflection nebula associated with the cometary globule CG12 in the Centaurus constellation. Discovered in 1976 on an ESO/SRC Sky Survey plate taken with the UK Schmidt telescope, CG12 is in contrast to the most other Cometary Globules, because it is far away from the galactic disk. The nebula NGC 5367 (also catalogued as IC 4347) reflects light from two bluish stars of the binary system h4636 (the stars are from spectral type B4 and B7).

Location: El Sauce Observatory, Chile
LRGB 460,300,300,300
Planewave 17“ CDK

The Wild Duck Cluster (also known as Messier 11, or NGC 6705) is an open cluster of stars in the constellation Scutum (the Shield). It was discovered by Gottfried Kirch in 1681. Charles Messier included it in his catalogue of diffuse objects in 1764. Its popular name derives from the brighter stars forming a triangle which could resemble a flying flock of ducks (or, from other angles, one swimming duck). The cluster is located just to the east of the Scutum Star Cloud midpoint.

The Wild Duck Cluster is one of the richest and most compact of the known open clusters. It is one of the most massive open clusters known, and it has been extensively studied. Its age has been estimated to about 316 million years.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

RCW58, an E type nebula, is a Wolf Rayert Bubble formed by the ejecta from WR 40, the central star in the image. These three dimensional bubbles appear as a ring in two dimensions, as seen in this image and represent the stellar ejecta contained in a wind blown bubble. The are several similar WR ring nebulae are known including: MI-67, RCW104, RCW78, NGC3199, NGC6888.

H alpha and OIII emissions from eight of the most well defined Wolf Rayet ring nebulae in the Galaxy reveal that in many cases the outermost edge of the OIII emission leads the H alpha emission. This suggests that these offsets, when present, are due to the shock from the Wolf Rayet bubble expanding into the circumstellar envelope.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

SN 185 was a transient astronomical event observed in AD 185, likely a supernova. The transient occurred in the direction of Alpha Centauri, between the constellations Circinus and Centaurus, centered at RA 14h 43m Dec −62° 30′, in Circinus. This "guest star" was observed by Chinese astronomers in the Book of Later Han ,and might have been recorded in Roman literature. It remained visible in the night sky for eight months. This is believed to be the first supernova for which records exist.

The gaseous shell RCW 86 is probably the supernova remnant of this event and has a relatively large angular size of roughly 45 arc minutes (larger than the apparent size of the full moon, which varies from 29 to 34 arc minutes). The distance to RCW 86 is estimated to be 9,100 light-years). Recent X-ray studies show a good match for the expected age.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

Explanation APOD: Is this a painting or a photograph? In this classic celestial still life composed with a cosmic brush, dusty nebula NGC 2170, also known as the Angel Nebula, shines near the image center. Reflecting the light of nearby hot stars, NGC 2170 is joined by other bluish reflection nebulae, a red emission region, many dark absorption nebulae, and a backdrop of colorful stars. Like the common household items that still life painters often choose for their subjects, the clouds of gas, dust, and hot stars featured here are also commonly found in this setting -- a massive, star-forming molecular cloud in the constellation of the Unicorn (Monoceros). The giant molecular cloud, Mon R2, is impressively close, estimated to be only 2,400 light-years or so away. At that distance, this canvas would be over 60 light-years across.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

Just small piece of this spectacular Super nova Remanent

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

NGC 1760 (also designated LHA 120-N 11, informally N11) is an emission nebula, or actually a complex ring of emission nebulae connected by glowing filaments over 1000 light-years across and located about 160,000 light-years away within the Large Magellanic Cloud, in the constellation of Dorado. It is one of the most active star formation regions in the nearby Universe.

It is one of the largest and most spectacular star-forming regions within the Large Magellanic Cloud (LMC), the largest satellite galaxy of our Milky Way. In fact, it is the second largest, only surpassed in the size and activity by the Tarantula nebula (or 30 Doradus), located at the opposite side of the LMC. The dramatic and colorful features visible in the nebula are the telltale signs of star formation.

A leading hypothesis for the formation of NGC 1760 is that several successive generations of stars, each of which formed further away from the center of the nebula than the last, have created shells of gas and dust. These shells were blown away from the newborn stars in the turmoil of their energetic birth and early life, creating the ring- and bean-like shapes so prominent in this image.

In NGC 1760 altogether, three generations of stars can be found. ‘Grandmother’ stars that have carved a large superbubble, leading to the birth of the cluster of massive bright blue-white ‘mother’ stars (NGC 1761) in the center. These in turn gives birth to new star ‘babies’ inside the dark globules.

NGC 1761 (also designated LH9) is composed of about 50 massive hot young stars that emit intense ultraviolet radiation that has eroded a large hole in their surroundings. These stars are among the most massive stars known anywhere in the Universe. The bright region just above center is N11B, another explosive domain where stars are being formed even today.

Although the Large Magellanic Cloud is much smaller than our own Milky Way, it is an active star-forming galaxy. Studying these stellar nurseries helps astronomers understand a lot more about how stars are born and their ultimate development and lifespan.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

The KeyHole Nebula - NGC 3372

The Carina Nebula (catalogued as NGC 3372 also known as the Grand Nebula, Great Nebula in Carina, or Eta Carinae Nebula) is a large, complex area of bright and dark nebulosity in the constellation Carina, and is located in the Carina–Sagittarius Arm. The nebula is approximately 8,500 light-years (2,600 pc) from Earth.

The nebula has within its boundaries the large Carina OB1 association and several related open clusters, including numerous O-type stars and several Wolf–Rayet stars. Carina OB1 encompasses the star clusters Trumpler 14 and Trumpler 16. Trumpler 14 is one of the youngest known star clusters at half a million years old. Trumpler 16 is the home of WR 25, currently the most luminous star known in our Milky Way galaxy, together with the less luminous but more massive and famous Eta Carinae star system and the O2 supergiant HD 93129A. Trumpler 15, Collinder 228, Collinder 232, NGC 3324, and NGC 3293 are also considered members of the association. NGC 3293 is the oldest and furthest from Trumpler 14, indicating sequential and ongoing star formation.

Located towards the constellation of Carina, IC 2220 is a fairly rare example of a yellow reflection nebula. It was given the popular name of the Toby Jug Nebula in 1979 after its appearance in colour photographs taken by David Malin at the Anglo-Australian Observatory.

The central illuminating star it surrounds is the variable red giant V341 Carinae. Studies done by professional astronomers in the past attributed its formation to either mass loss or being ejected by an unseen companion. There is often difficulty in ascertaining the three dimensional structure of a nebula based on our two dimensional view of it. IC 2220 is likely to be both bipolar and biconical.

Reflection nebulae surrounding red giant stars are scarce and the very few examples that are known happen to be a case of ambient interstellar matter in the surrounding region being illuminated. Despite the Toby Jug Nebula lying in a region of interstellar dust, it is unique that not only is it illuminated by a red giant but it has also been produced by it as well via mass loss. The visibility of the nebula is produced by dust grains reflecting the light of the star and it contains a mixture of elements with silicon dioxide being the most likely responsible for the reflection.

Studies by professional astronomers in the past postulated that V341 Carinae was a former member of the open cluster NGC 2516 in the past. This association was based on both sharing similar distances. However in subsequent decades, better quality and more accurate astrometry data from the Hipparcos satellite showed that V341 Carinae had a much closer distance than NGC 2516 of 1200 light years while NGC 2516 has a distance of 1300 light years.

However in the 21st century, more detailed observations are not exclusively reserved for the professional realm of astronomy. Through the proliferation of the internet and other technologies, it is possible for amateur astronomers to own or operate remote observatories. In fact, this image is the product of a remote observatory in Chile being operared by the image author in America.

One such amateur astrophotographer called Josep Drudis who owns a remote observatory in Australia (along with a certain Don Goldman), with the assistance of his daughter Anna, serendipitously took hydrogen alpha exposures for IC 2220 in 2018 for the sake of curiosity and exploration. What was uncovered could not have been predicted, the presence of multiple overlapping arc shaped nebulosities and bubbles. Visually these are represented by the red waves of hydrogen gas visible in this deep image.

Taking into account the well known history of V341 Carinae involving mass loss, these likely represent multiple episodes of mass loss prior to the event that generated the yellow reflection nebula. This is further supported by the separation of the various parts of the whole nebula. There is an absence of ionized hydrogen alpha emission coinciding with the reflection nebula as this is younger and more recent and probably not containing any hydrogen. Since V341 Carinae is known to be a red giant star with an age of 50 million years, it is not unreasonable to assume that the larger and older hydrogen bubbles represent the outer layers of the star that have been ejected in the past. As of March 2020, these enigmatic structures haven't been studied by professional astronomers yet.

Two unlikely nebulae located side-by-side. The pinkish nebula on the middle bottom, known as NGC 2014, is an ionized gas cloud comprised almost entirely of hydrogen. A cluster of stars are responsible for the characteristic glow accompanying the ionization. When the stellar winds pierced through the galaxy, hydrogen atoms were stripped of their electrons when they came in contact with ultraviolet radiation streaming from young, energetic stars . The clouds of gas were then reborn when the hydrogen and their electrons recombined.

Its blueish partner (pictured on the bottom right) is NGC 2020. Its bubble-like cavity was naturally carved out as gaseous material was carried away by stellar winds.In contrast to NGC 2014, the bluish hue seen here is the work of one single, massive, unstable star called a Wolf-Rayet star. Instead of acting as an agent for the ionization of hydrogen, this star is responsible for ionizing surrounding oxygen atoms. (Hence the variation in color)

The rose-like Dragon Head Nebula NGC 2032/2040 is pictured to the left.

See the labeled version by Sakib Rasool for all the wonderful objects

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

RGB - 120 Min each, HA - 630-min, O3 - 630 min

Puppis A, supernova remnant in Puppis

Puppis A, supernova remnant in Puppis

Driven by the explosion of a massive star, supernova remnant Puppis A is blasting into the surrounding interstellar medium about 7,000 light-years away. As the supernova remnant expands into its clumpy, non-uniform surroundings, shocked filaments of oxygen atoms glow in green-blue hues. Hydrogen and nitrogen are in red. Light from the initial supernova itself, triggered by the collapse of the massive star's core, would have reached Earth about 3,700 years ago. The Puppis A remnant is actually seen through outlying emission from the closer but more ancient Vela supernova remnant, near the crowded plane of our Milky Way galaxy. Still glowing across the electromagnetic spectrum Puppis A remains one of the brightest sources in the X-ray sky.

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK

RGB - 120 Min each, HA - 990-min, O3 - 1,050 min

NGC 2174 Monkey Head Nebula

NGC 2174 (also known as Monkey Head Nebula) is an H II emission nebula located in the constellation Orion and is associated with the open star cluster NGC 2175. It is thought to be located about 6,400 light-years away from Earth. The nebula may have formed through hierarchical collapse.

Taken with a Planewave 24" f6.5 on a Planewave HD Mount and a SBIG 16803 camera. Imaged from "Dark Sky New Mexico" in Animas.

300 min each RGB, 960-min HA and 690 min-O3

NGC 1949 IN LMC (Large Magellanic cloud)

NGC 1949 IN LMC(Large Magellanic cloud)

This is a very small part of the LMC (Large Magellanic Cloud) A nice resolution that brings out many uncatalogued nebula and many wonderful star clusters. Make sure to take a look at the high resolution image.

Lots of info on the LMC here: https://en.wikipedia.org/wiki/Large_Magellanic_Cloud

Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK from Martin Pugh’s online telescope.

RGB - 30 Min each, HA - 13.5 Hours, O3 - 10 Hours

IC 434(horsehead Nebula) and NGC 2023

IC 434(horsehead Nebula) and NGC 2023

This is a hybrid image from 2 different telescopes in Chile

Explanation Via APOD: Sculpted by stellar winds and radiation, a magnificent interstellar dust cloud by chance has assumed this recognizable shape. Fittingly named the Horsehead Nebula, it is some 1,500 light-years distant, embedded in the vast Orion cloud complex. About five light-years "tall", the dark cloud is cataloged as Barnard 33 and is visible only because its obscuring dust is silhouetted against the glowing red emission nebula IC 434. Stars are forming within the dark cloud. Contrasting blue reflection nebula NGC 2023, surrounding a hot, young star, is at the lower left.

IC 434 and NGC 2023 From: Data from El Sauce, Chile 17” Planewave CDK from Martin Pugh’s online telescope.

LRGBHA - Lum 280, Red 260, G 140, B 200, HA 420 = 22 hours

NGC 2023 From: Telescope: 16" RCOS, FLI 16803, Planewave 200HR, Location: Cito, Chile

LRGB 14hoursL and 8hours each RGB = 38 hours

Total Exposure time 60 hours

Sh2 -140 is a visible emission nebula in the constellation of Cepheus it is part of the great star-forming region of the Cepheus molecular nebula complex .

Taken with a Planewave 24" f6.5 on a Planewave HD Mount and a SBIG 16803 camera. Imaged from "Dark Sky New Mexico" in Animas.

LRGB- 180 min each,HA 360 min.

Snaking across the starfields of the constellation Ophiuchus, LDN 43 is an obscure dark nebula and star forming region that contains the embedded reflection nebulae RNO 90 and RNO 91, which are illuminated by young stellar objects (YSO).

LDN 43 has received lots of attention from professional astronomers seeking to understand the mysteries of star formation. It is one of the closest star forming regions with a distance of slightly more than 500 light years.

The area around it suffers from a high degree of dust extinction. This is best illustrated by the interstellar reddening of the majority of the stars in this image as well a few distant background galaxies. Any light travelling from these sources passes through this veil of dust, which absorbs the blue light making everything appear more red than it actually is. Interstellar dust extinction is prevalent in many parts of the Milky Way and many galaxies would shine more brightly if not for this intervening dust.

Observations with radio telescopes have uncovered multiple molecular outflows in the vicinity of RNO 91, which are an indicator of the energetic activity of nascent YSO's. The outflows have carved out a cavity in the surrounding dark cloud, which is illuminated by the source of RNO 91, a type of YSO known as a T Tauri star. This is known to be encircled by a protoplanetary disk, which is a solar system in the making.

NGC 225 is an open cluster in the constellation Cassiopeia. One of it's stars, the variable star V594 Cas, illuminates the blue reflection nebula van den Bergh (vdB) 4, which also cataloged as LBN 604. It seems, that vdB 4 is a remnant from the cloud that formed the cluster.

The name Sail Boat Cluster (NGC 225) was given to the open cluster located in the constellation of Cassiopeia by Rod Pommier, referring to the visual appearance of the object. There are a lot of gas and dust clouds around the cluster, part of which is being lit by the nearby cluster members, making it shine in blue.

The cluster was discovered by Caroline Herschel in 1783, who entered the object as #11 on her private list of deep-sky objects. A few months later, in 1784, as a mistake, she discovered it again, and listed it again as object #15 on her list. The cluster visible in the constellation of Cassiopeia is a bit more than 2000 light-years away from us, by that distance the cluster is considered one of the nearby clusters to us.

تفسير: Framing a bright emission region, this telescopic view looks out along the plane of our Milky Way Galaxy toward the nebula rich constellation Cygnus the Swan. Popularly called the Tulip Nebula, the reddish glowing cloud of interstellar gas and dust is also found in the 1959 catalog by astronomer Stewart Sharpless as Sh2-101. About 8,000 light-years distant and 70 light-years across the complex and beautiful nebula blossoms at the center of this composite image. Ultraviolet radiation from young energetic stars at the edge of the Cygnus OB3 association, including O star HDE 227018, ionizes the atoms and powers the emission from the Tulip Nebula. HDE 227018 is the bright star near the center of the nebula. Also framed in the field of view is microquasar Cygnus X-1, one of the strongest X-ray sources in planet Earth's sky. Driven by powerful jets from a black hole accretion disk, its fainter visible curved shock front lies above and right, just beyond the cosmic Tulip's petals

تفسير: Massive stars in our Milky Way Galaxy live spectacular lives. Collapsing from vast cosmic clouds, their nuclear furnaces ignite and create heavy elements in their cores. After a few million years, the enriched material is blasted back into interstellar space where star formation can begin anew. The expanding debris cloud known as Cassiopeia A is an example of this final phase of the stellar life cycle. Light from the explosion which created this supernova remnant would have been first seen in planet Earth's sky about 350 years ago, although it took that light about 11,000 years to reach us. This false-color image, composed of X-ray and optical image data from the Chandra X-ray Observatory and Hubble Space Telescope, shows the still hot filaments and knots in the remnant. It spans about 30 light-years at the estimated distance of Cassiopeia A. High-energy X-ray emission from specific elements has been color coded, silicon in red, sulfur in yellow, calcium in green and iron in purple, to help astronomers explore the recycling of our galaxy's star stuff. Still expanding, the outer blast wave is seen in blue hues. The bright speck near the center is a neutron star, the incredibly dense, collapsed remains of the massive stellar core.

47 Tucanae is the second brightest globular cluster after Omega Centauri, and telescopically reveals about ten thousand stars, many appearing within a small dense central core. The cluster may contain an intermediate-mass black hole.

Everything you ever wanted to know about this cluster here: 47 Tucanae

Image taken at SSRO in 2015, 4hours each LRGB

Copyright: Mark Hanson, S. Mazlin, R. Parker ,W. Keller, T. Tse, P. Proulx, R. Vanderbei, M. Elvov SSRO/PROMPT/CTIO


Types of Nebulae

Emission Nebula - An emission nebula is a cloud of high temperature gas. Within this type of nebula, a star energizes the atoms in the cloud with ultraviolet radiation. As these atoms fall back to lower energy states, they emit radiation. The process is similar to that of a neon light. This causes the nebula to glow. Emission nebulae tend to be red in color because of the abundance of hydrogen. Additional colors, such as blue and green, can be produced by the atoms of other elements, but hydrogen is almost always the most abundant. A fine example of an emission nebula is the Orion Nebula (M42).

Reflection Nebula - A reflection nebula differs from an emission nebula in does not emit radiation of its own. It is a cloud of dust and gas that reflects the light energy from a nearby star or group of stars. Reflection nebulae are frequently the sites of star formation. They usually tend to be blue in color because of the way that the light is scattered. Blue light is scattered more efficiently. The Trifid Nebula (M20) in Sagittarius is a good example of a reflection nebula.

Dark Nebula - A dark nebula is a cloud of dust that blocks the light from objects behind it. They are very similar to reflection nebulae in composition and look different primarily because of the placement of the light source. Dark nebulae are usually seen together with emission and reflection nebulae. The Horsehead Nebula in Orion is probably the most famous example of a dark nebula. It is a dark region of dust in the shape of a horse's head that blocks the light from a much larger emission nebula behind it.

Planetary Nebula - A planetary nebula is a shell of gas produced by a star as it nears the end of its life cycle. Their name can be a bit misleading. They actually have nothing to do with planets. These nebulae were given this name because they often look like planets due to their round shape. The outer shell of gas is usually illuminated by the remains of the star at its center. The Ring Nebula (M57) in Lyra is one of the best examples of a planetary nebula.

Supernova Remnant - Supernova remnants are created when a star ends it life in a massive explosion known as a supernova. The explosion blows a large amount of the star's matter out into space. This cloud of matter glows with the remains of the star that created it. One of the best examples of a supernova remnant is the crab Nebula (M1) in Taurus. It is illuminated by a pulsar which was created by the supernova.


NGC 5189, a planetary nebula in Musca

NGC 5189 (also known as IC 4274 and the Spiral Planetary Nebula) is a symmetric planetary nebula of about 3 light-years across, located some 3,000 light-years away from Earth in the southern constellation of Musca, the Fly. It is slowly approaching us at approximately 9.5 kilometers per second.

Despite their name, planetary nebulae have nothing to do with planets. The name of planetary nebulae arose because of the visual similarity between some round planetary nebulae and the planets Uranus and Neptune when viewed through early telescopes.

Planetary nebulae represent the final brief stage in the life of a medium-sized star like our Sun. While consuming the last of the fuel in its core, the dying star expels a large portion of its outer envelope. This material then becomes heated by the radiation from the stellar remnant and radiates, producing glowing clouds of gas that can show complex structures, as the ejection of mass from the star is uneven in both time and direction.

NGC 5189 certainly does not mimic a planet: the nebula forms a distinctive S-shape. The overall shape can tell us about what is happening on very small scales around the tiny central star (HD 117622). It is reminiscent of a lawn sprinkler, with matter being expelled from the star, which is wobbling as it rotates.

Most of the nebula is filamentary in its structure with a series of dense knots in the clouds of gas. These knots are a reminder of just how vast the nebula is. They might look like mere details in this image, but each and every one is a similar size to the entire Solar System.

The gas and radiation flowing out from the dying central star carves out shapes in the clouds, forming glowing bow-wave-like patterns towards the center of the nebula. This star, a dense white dwarf, is far too small to see as anything other than a point of light, even though it is roughly the size of the Earth.

The double bipolar structure of NGC 5189 could be explained by the presence of a binary companion orbiting the central star and influencing the pattern of mass ejection during its nebula-producing death throes. However, there is no visual candidate for the possible companion.

This composite image is based on observations made with the NASA/ESA Hubble Space Telescope, and obtained from the Hubble Legacy Archive.


" ' Planetary ' " Nebula. Incorrect moniker needs correcting.

Having nothing to do with planets what should we name this class of objects in order to be scientifically justified?

Suggestions, fellow travellers?

#2 kksmith

Round glowing gassy thingamajig.

#3 Starman1

Having nothing to do with planets what should we name this class of objects in order to be scientifically justified?

Suggestions, fellow travellers?

ديف

Stellar Atmosphere Nebula

Last (or Late) stage Stellar Nebula

All of these are descriptive, but could be confused with Supernova Remnant, which, chemically, is very different than a "planetary nebula".

But if you lump them together, the term "Star Nebula" is very apropos.

#4 Jaimo!

Good luck with the IAU, last time they changed the naming paridigm we are still hearing about it. Besides naming conventions in astronomy have always been a little off, think of star classifications or the rings around Saturn, these also need to be addressed.

#5 bunyon

#6 lsfinn

As with many astronomical phenomena, the name is derived from the appearance. "Planetary Nebulae" are nebulae that show a planetary disk. Similarly, "quasar" is short-hand for quasi-stellar object: i.e., an object that appears stellar but has spectral characteristics that are decidedly non-stellar. Gamma-ray bursts are, well, gamma-ray bursts. وما إلى ذلك وهلم جرا.

There is a very good reasons for maintaining this naming convention. Astronomy is an observational science. The "distance" between the observed phenomena, and the physical processes underlying those observations, is large and generally requires long chains of reasoning. For this reason the physical understanding of these phenomena generally comes later - often much later - and by a process that is far from linear and almost always very messy. The underlying observations, however, don't change.

Gamma-ray bursts offer a recent, excellent example of this phenomena.Over the course of my 35 year career as a professional astrophysicist, the physical process(es) proposed and thought to underly GRBs changed many times in many fundamental ways. More than once there were several competing explanations, at least one of which was thought must be part of the correct description, of which none survived. The explanations that did survive - hypernovae and neutron star/neutron star or neutron star/black hole coalescence - were not the first explanations, were not the obvious explanations when proposed, and were not the last explanations proposed that were seriously regarded.

My professional life has been spent as an astrophysicist. My hobby, for a much longer time, is amateur astronomy . A common mistake, made by many a professional astrophysicist, is to conflate the observation with the explanation. As astronomers - even if we are only amateurs - I believe we should be good scientists and maintain the observation/explanation distinction.


محتويات

Within the Milky Way, molecular gas clouds account for less than one percent of the volume of the interstellar medium (ISM), yet it is also the densest part of the medium, comprising roughly half of the total gas mass interior to the Sun's galactic orbit. The bulk of the molecular gas is contained in a ring between 3.5 and 7.5 kiloparsecs (11,000 and 24,000 light-years) from the center of the Milky Way (the Sun is about 8.5 kiloparsecs from the center). [3] Large scale CO maps of the galaxy show that the position of this gas correlates with the spiral arms of the galaxy. [4] That molecular gas occurs predominantly in the spiral arms suggests that molecular clouds must form and dissociate on a timescale shorter than 10 million years—the time it takes for material to pass through the arm region. [5]

Vertically to the plane of the galaxy, the molecular gas inhabits the narrow midplane of the galactic disc with a characteristic scale height, ض, of approximately 50 to 75 parsecs, much thinner than the warm atomic (ض from 130 to 400 parsecs) and warm ionized (ض around 1000 parsecs) gaseous components of the ISM. [7] The exception to the ionized-gas distribution are H II regions, which are bubbles of hot ionized gas created in molecular clouds by the intense radiation given off by young massive stars and as such they have approximately the same vertical distribution as the molecular gas.

This distribution of molecular gas is averaged out over large distances however, the small scale distribution of the gas is highly irregular with most of it concentrated in discrete clouds and cloud complexes. [3]

Giant molecular clouds Edit

A vast assemblage of molecular gas that has more than 10 thousand times the mass of the Sun [9] is called a giant molecular cloud (GMC). GMCs are around 15 to 600 light-years in diameter (5 to 200 parsecs) and typical masses of 10 thousand to 10 million solar masses. [10] Whereas the average density in the solar vicinity is one particle per cubic centimetre, the average density of a GMC is a hundred to a thousand times as great. Although the Sun is much more dense than a GMC, the volume of a GMC is so great that it contains much more mass than the Sun. The substructure of a GMC is a complex pattern of filaments, sheets, bubbles, and irregular clumps. [5]

Filaments are truly ubiquitous in the molecular cloud. Dense molecular filaments will fragment into gravitationally bound cores, most of which will evolve into stars. Continuous accretion of gas, geometrical bending, and magnetic fields may control the detailed fragmentation manner of the filaments. In supercritical filaments observations have revealed quasi-periodic chains of dense cores with spacing of 0.15 parsec comparable to the filament inner width. [11]

The densest parts of the filaments and clumps are called "molecular cores", while the densest molecular cores are called "dense molecular cores" and have densities in excess of 10 4 to 10 6 particles per cubic centimeter. Observationally, typical molecular cores are traced with CO and dense molecular cores are traced with ammonia. The concentration of dust within molecular cores is normally sufficient to block light from background stars so that they appear in silhouette as dark nebulae. [12]

GMCs are so large that "local" ones can cover a significant fraction of a constellation thus they are often referred to by the name of that constellation, e.g. the Orion Molecular Cloud (OMC) or the Taurus Molecular Cloud (TMC). These local GMCs are arrayed in a ring in the neighborhood of the Sun coinciding with the Gould Belt. [13] The most massive collection of molecular clouds in the galaxy forms an asymmetrical ring about the galactic center at a radius of 120 parsecs the largest component of this ring is the Sagittarius B2 complex. The Sagittarius region is chemically rich and is often used as an exemplar by astronomers searching for new molecules in interstellar space. [14]

Small molecular clouds Edit

Isolated gravitationally-bound small molecular clouds with masses less than a few hundred times that of the Sun are called Bok globules. The densest parts of small molecular clouds are equivalent to the molecular cores found in GMCs and are often included in the same studies.

High-latitude diffuse molecular clouds Edit

In 1984 IRAS identified a new type of diffuse molecular cloud. [16] These were diffuse filamentary clouds that are visible at high galactic latitudes. These clouds have a typical density of 30 particles per cubic centimeter. [17]

Star formation Edit

The formation of stars occurs exclusively within molecular clouds. This is a natural consequence of their low temperatures and high densities, because the gravitational force acting to collapse the cloud must exceed the internal pressures that are acting "outward" to prevent a collapse. There is observed evidence that the large, star-forming clouds are confined to a large degree by their own gravity (like stars, planets, and galaxies) rather than by external pressure. The evidence comes from the fact that the "turbulent" velocities inferred from CO linewidth scale in the same manner as the orbital velocity (a virial relation).

Physics Edit

The physics of molecular clouds is poorly understood and much debated. Their internal motions are governed by turbulence in a cold, magnetized gas, for which the turbulent motions are highly supersonic but comparable to the speeds of magnetic disturbances. This state is thought to lose energy rapidly, requiring either an overall collapse or a steady reinjection of energy. At the same time, the clouds are known to be disrupted by some process—most likely the effects of massive stars—before a significant fraction of their mass has become stars.

Molecular clouds, and especially GMCs, are often the home of astronomical masers.


The Retina Nebula, a bipolar planetary nebula in Lupus

The Retina Nebula (designated IC 4406) is a bipolar planetary nebula that measures about 0.13 × 0.45 light-year. It is located some 2,000 light-years away, near the western border of the southern constellation of Lupus (the Wolf) while it is approaching us at approximately 22 kilometers per second.

Despite their name, planetary nebulae have nothing to do with planets. The name of planetary nebulae arose because of the visual similarity between some round planetary nebulae and the planets Uranus and Neptune when viewed through early telescopes.

When a star with a mass up to eight times that of the Sun runs out of fuel at the end of its life, it blows off its outer shells and begins to lose mass. This allows the hot, inner core of the star (collapsing from a red giant to a white dwarf) to radiate strongly, causing this outward-moving cocoon of gas to glow brightly.

Over the next several thousand years, the nebula will gradually disperse into space, and then the white dwarf will cool and fade away for billions of years. Our own Sun is expected to undergo a similar fate, but fortunately this will not occur until some 5 billion years from now.

Like many other planetary nebulae, IC 4406 is highly symmetric the left and right halves of the nebula are nearly mirror images of the other. And, although the Retina Nebula looks like a square, evidence indicates that IC 4406 is actually donut-shaped. From Earth, we are viewing the donut from the side, but were IC 4406 viewed from the top, it would likely look similar to the Ring Nebula (Messier 57 or NGC 6720).

This side view allows us to see the intricate tendrils of dust that have been compared to the eye’s retina. If we could fly around IC 4406, we would see that the gas and dust that form the vast donut of material are streaming outward from the central dying star. The donut of material confines the intense radiation coming from the remnant of the dying star. Gas on the inside of the donut is ionized by light from the central star and glows.

One of the most interesting features of IC 4406 is the irregular lattice of dark lanes that criss-cross the center of the nebula. These lanes are about 160 astronomical units wide (1 astronomical unit is the distance between the Earth and Sun). They are located right at the boundary between the hot glowing gas that produces the visual light imaged here and the neutral gas seen with radio telescopes.

We see the lanes in silhouette because they have a density of dust and gas that is a thousand times higher than the rest of the nebula. The dust lanes are like a rather open mesh veil that has been wrapped around the bright donut. The fate of these dense knots of material with a “lacy” appearance is unknown. Will they survive the nebula’s expansion and become dark denizens of the space between the stars or simply dissipate in a few million years? Will the only thing left visible of the Retina Nebula be a fading white dwarf star?

This color picture is a composite made by combining images taken by the Wide Field Planetary Camera 2 onboard the Hubble Space Telescope in 2001 and 2002. Light from oxygen atoms is rendered blue hydrogen is shown as green, and nitrogen as red. The range of color in the final image shows the differences in concentration of these three gases in the nebula. Unseen in the image is a larger zone of neutral gas that is not emitting visible light, but which can be seen by radio telescopes.


شاهد الفيديو: How to fit a newel post using ZIPBOLT post fastener. Replace stair newel with slip fit fixing kit. (أغسطس 2022).