Μουσείο Τυπογραφείας

Το Νεφέλωμα Veil (Πέπλου)

Το Νεφέλωμα Veil NGC 6992 (της Δαντέλας ή του Πέπλου) είναι ένα νεφέλωμα εκπομπής που βρίσκεται στον αστερισμό του Κύκνου σε απόσταση περίπου 1.400 ετών φωτός από τη Γη . Εδω βλέπουμε το Ανατολικό τμήμα του νεφελώματος. Θα ακολουθήσει και το Δυτικό τμήμα. Το πολύ όμορφο αυτό νεφέλωμα είναι το κατάλοιπο ενός υπερκαινοφανούς αστέρα.
Περίπου 7.500 χρόνια πριν το αστέρι εξερράγη σε ένα σουπερνόβα (Supernova λέμε την τεράστια έκρηξη ενός ηλικιωμένου υπεργίγαντα αστέρα κατά το τέλος της ζωής του) αφήνοντας πίσω του Νεφέλωμα Veil (Πέπλο), επίσης γνωστό ως Cygnus Loop. Εκείνη την εποχή, το σύννεφο που επεκτεινόταν ήταν πιθανόν τόσο φωτεινό όσο το μισοφέγγαρο, και παρέμεινε ορατό για εβδομάδες στους ανθρώπους που ζούσανε στην αυγή της καταγεγραμμένης ιστορίας.
Σήμερα, τα κατάλοιπα του σουπερνόβα έχουν ξεθωριάσει και είναι πλέον ορατά μόνο μέσα από ένα μικρό τηλεσκόπιο προς τον αστερισμό του Κύκνου (Cygnus). Τα κατάλοιπα του Νεφελώματος Veil είναι τεράστια, και καθώς βρίσκεται σε απόσταση περίπου 1.400 έτη φωτός μακριά, καλύπτει πάνω από πέντε φορές το μέγεθος του πλήρους φεγγαριού στον ουρανό.
Για τη φωτογραφία χρησιμοποιήθηκε ψυχόμενη αστροκάμερα στους -30°C με φίλτρα RGB στο ορατό φασμα και και φίλτρο Υδρογόνου στα 7nm για την τελική σύνθεση. Στην παλέτα RGB προσθέτουμε το Υδρογόνο και δημιουργούμε την νεα παλέτα Ha RGB.Μ αυτό τον τρόπο συγκεντρώνουμε την περισσότερη πληροφορία που απαιτείται και την αναδυκνειουμε.

Νεφέλωμα εκπομπής
Τα νεφελώματα εκπομπής είναι ένα από τα είδη νεφελωμάτων στην αστρονομία. Πρόκειται για διαστημικά νέφη από ιονισμένο αέριο (δηλαδή από πλάσμα), που εκπέμπουν φως διάφορων χρωμάτων. Η πιο συνηθισμένη πηγή του ιονισμού είναι υπεριώδης ακτινοβολία εκπεμπόμενη από ένα γειτονικό αστέρα υψηλής επιφανειακής θερμοκρασίας. Ανάμεσα στους αρκετούς τύπους νεφελωμάτων εκπομπής είναι οι Περιοχές H II (όπου γεννιούνται νέοι αστέρες και οι νεαροί αστέρες μεγάλης μάζας είναι η πηγή της ιονίζουσας ακτινοβολίας) και τα πλανητικά νεφελώματα, στα οποία αντιθέτως ένας αστέρας μικρής μάζας κατά τον θάνατό του έχει αποβάλει τα εξωτερικά του στρώματα μακριά στο διάστημα, όπου ο εκτεθειμένος υψηλής θερμοκρασίας πυρήνας του (λευκός νάνος) τα ιονίζει.
Συνήθως ένας νεαρός αστέρας θα ιονίσει ένα μικρό μέρος του νεφελώματος από το οποίο γεννήθηκε. Μόνο μεγάλοι και θερμοί αστέρες μπορούν να απελευθερώνουν ισχύ ικανή να ιονίζει μεγάλο μέρος ενός τέτοιου νέφους. Συχνά αυτό γίνεται από ένα ολόκληρο σμήνος νεαρών αστέρων.
Το χρώμα του νεφελώματος εξαρτάται από τη χημική του σύσταση και το βαθμό ιονισμού. Εξαιτίας της κυριαρχίας του υδρογόνου στο διαστρικό αέριο και τη σχετικώς χαμηλή ενέργεια ιονισμού του ατόμου του, πολλά νεφελώματα εκπομπής είναι κόκκινα. Αν είναι διαθέσιμη περισσότερη ενέργεια, μπορούν να ιονισθούν και άλλα στοιχεία, οπότε εμφανίζεται και το πράσινο ή το κυανό χρώμα. Εξετάζοντας τα φάσματα των νεφελωμάτων εκπομπής, οι αστρονόμοι βρίσκουν τη χημική τους σύσταση. Τα περισσότερα αποτελούνται από περίπου 90% υδρογόνο, με το υπόλοιπο να είναι ήλιο, οξυγόνο, άζωτο κ.ά. στοιχεία.
Κάποια από τα πλέον επιφανή νεφελώματα εκπομπής στον γήινο νυκτερινό ουρανό είναι το Νεφέλωμα Βόρειος Αμερική (NGC 7000) και το Νεφέλωμα του Πέπλου (NGC 6960/6992) στον Κύκνο.
Τα νεφελώματα εκπομπής παρουσιάζουν συχνά σκοτεινές κηλίδες στη φαινομενική επιφάνειά τους, που αντιπροσωπεύουν νέφη σκόνης που αποκρύπτουν το φως τους.

Περιοχές ιονισμένου υδρογόνου
Μια περιοχή H II ή περιοχή ιονισμένου υδρογόνου (H II region ή HII region) είναι ένα νεφέλωμα στον διαστρικό χώρο, το οποίο αποτελείται κυρίως από ιονισμένο ατομικό υδρογόνο, δηλαδή σε μεγάλο ποσοστό από ελεύθερα πρωτόνια και ηλεκτρόνια.
Συνήθως έχει διαστάσεις από 1 έως εκατοντάδες έτη φωτός και πυκνότητα από λίγα μέχρι περίπου ένα εκατομμύριο σωματίδια ανά κυβικό εκατοστό. Η πρώτη περιοχή H II που ανακαλύφθηκε είναι το περίφημο Νεφέλωμα του Ωρίωνα (Μ42), που πρωτοπαρατηρήθηκε με τηλεσκόπιο το 1610 από τον Νικολά-Κλωντ Φαμπρί ντε Πεϊρέσκ, αν και είναι ορατό με γυμνό μάτι σε σκοτεινό ουρανό.
Στο εσωτερικό αυτών των περιοχών, που μπορεί να έχουν οποιοδήποτε σχήμα, βρίσκονται συνήθως νεαροί αστέρες. Οι υψηλότερης επιφανειακής θερμοκρασίας από αυτούς εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες υπεριώδους φωτός, το οποίο ιονίζει και διατηρεί ιονισμένο το αέριο στη γειτονιά τους. Συχνά οι περιοχές H II συνδέονται με γιγάντια μοριακά νέφη. Πολλές φορές εμφανίζονται με συσσωματώματα ή ινώδεις συγκεντρώσεις αερίου. Σε μία περίοδο μερικών εκατομμυρίων ετών μία περιοχή H II μπορεί να παραγάγει χιλιάδες νέους αστέρες. Στο τέλος, οι ισχυρότατοι αστρικοί άνεμοι από τους αστέρες με τη μεγαλύτερη μάζα στο νεογέννητο αστρικό σμήνος, αλλά και οι υπερκαινοφανείς που σημαδεύουν τον θάνατο αυτών των μεγάλης μάζας και πολύ βραχύβιων αστέρων, θα προκαλέσουν τη διάχυση του αερίου της περιοχής H II στον χώρο του γαλαξία της, αφήνοντας έτσι πίσω ένα ανοικτό αστρικό σμήνος, όπως είναι η Πούλια.
Οι περιοχές H II μπορούν να παρατηρηθούν σε μεγάλες αποστάσεις, π.χ. σε άλλους γαλαξίες, των οποίων η απόσταση και σύσταση προσδιορίζονται συχνά από τη μελέτη αυτών των περιοχών. Οι σπειροειδείς και οι ανώμαλοι γαλαξίες περιέχουν πολλές περιοχές H II ο καθένας, ενώ οι ελλειπτικοί δεν έχουν σχεδόν καθόλου. Στους σπειροειδείς, όπως στον δικό μας Γαλαξία, οι περιοχές H II είναι συγκεντρωμένες στους σπειροειδείς βραχίονες, ενώ στους ανώμαλους γαλαξίες είναι κατανεμημένοι με χαοτικό τρόπο. Μερικοί γαλαξίες περιέχουν τεράστιες περιοχές H II, που μπορεί να περιέχουν δεκάδες χιλιάδες αστέρες. Γνωστά τέτοια παραδείγματα είναι το νεφέλωμα 30 Δοράδος στο Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου και το NGC 604 στον Γαλαξία του Τριγώνου.

Πηγή: Wikipedia, tsene.com

Γράψτε το σχόλιό σας

Συμπληρώστε την παρακάτω φόρμα με τα στοιχεία και το μήνυμά σας:
Όλα τα πεδία είναι υποχρεωτικα.

Σχόλια με υβριστικό, απειλητικό, ρατσιστικό ή άλλο περιεχόμενο που η συντακτική ομάδα κρίνει πως δεν προσφέρουν στο γόνιμο διάλογο, δεν θα δημοσιεύονται. Παρακαλούμε να αποφεύγετε τα greeklish.