ორიონის ნისლეული

თავისუფალი ქართულენოვანი ენციკლოპედია ვიკიპედიიდან
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება
ორიონის ნისლეული
Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg
მთელი ორიონის ნისლეულის ხედი, რომელიც გადაღებულია ხილულ სპექტრში
დაკვირვების მონაცემები
ეპოქა: J2000
თანავარსკვლავედი: ორიონი
პირდაპირი ასვლა: 05სთ 35წთ 17.3წმ
დახრილობა: -05გრად 23მინ 28სეკ
ვარსკვლავიერი სიდიდე: +4.0

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 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 ტურბალენტურ 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]

ორიონის ნისლეულის ადგილმდებარეობის განხილვა - რას ვხედავთ ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების რეგიონში და ვარსკვლავთშორისი ქარების გავლენა ნისლეულის ფორმაზე
ორიონის თანავარსკვლავედი ორიონის ნისლეულთან ერთად (დაბლა)

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 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]

ოპტიკური სურათები კარგად ასახავენ მტვრისა და გაზის ღრუბლებს ორიონის ნისლეულში; ინფრაწითელი სურათი (მარჯვნივ) გამოააშკარავებს ახალ ვარსკვლავებს, რომლებიც ნისლეულში შიგნით ანათებენ.

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]

რამდენიმე პროპლიდის ხედი ორიონის ნისლეულში. სურათი გადაღებულია ნასას ედვინ ჰაბლის სახელობის კოსმოსური ტელესკოპით.
ვარსკვლავთწარმომქმნელი პროცესების ფოიერვერკები ორიონში.

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[რედაქტირება]

როდესაც 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.

ჰერბიგ-ჰარო 47 რკალისებრი და რეაქტიული დარტმითი ტალღებით.
ჭავლების ხედი, რომელიც წარმოქმნა ვარსკვლავური ქარის ღრუბლებზე ურთიერთქმედებამ (კელვინ-ჰელმოლცის არასტაბილურობა)

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.

რესურსები ინტერნეტში[რედაქტირება]