Hvordan bestemme temperaturen i diffuse nebulaer og deres fysiske egenskaper

Konsentrasjonen av oksygen i diffuse nebulaer kan beskrives ved forholdet mellom intensiteten til spektrallinjene og temperaturen. Når konsentrasjonen av oksygen (som uttrykkes gjennom relative intensiteter av O III-linjen) er kjent, kan man bruke en ligning til å beregne temperaturen i nebulaen ved hjelp av intensitetene til [O II] og [O III]. Beregningen er relativt kompleks, men ved hjelp av et spesielt verktøy kalt nomogram, kan man finne temperaturen grafisk. Selv om konsentrasjonen av oksygen er kjent kun med en viss usikkerhet, gir denne metoden muligheten til å spore temperaturforandringer fra punkt til punkt, eller fra en nebula til en annen, under antagelsen om at den kjemiske sammensetningen forblir konstant. Dette gir et godt grunnlag for å sammenligne temperaturer på forskjellige steder i nebulaen.

Imidlertid, i de ytre delene av nebulaen, gir energibalansemetoden et høyere temperaturresultat. Dette indikerer at det er en annen kilde til kjøling som ikke er tatt med i beregningene. Denne kilden viser seg å være dobbelt ionisert svovel (S III). S III-jonene har et infrarødt dobbeltspor som lett kan eksiteres av relativt langsomme elektroner, og disse eksiteringene fjerner mye energi fra nebulaen. For eksempel ble sterke [S III]-linjer nylig observert i Orion-området. Nær stjernen vil derfor kjølingen være mindre effektiv, og temperaturen vil forbli høyere, mens temperaturen i de ytre områdene vil synke etter hvert som O II og S III begynner å dominere.

Ved hjelp av metodene som ble beskrevet tidligere, kan man bruke intensiteten til nebulaen for å beregne emisjonsmålene (ne²l), som er proporsjonale med lysstyrken. Når man har beregnet den gjennomsnittlige størrelsen på nebulaen langs synslinjen (som kan estimeres fra dens avstand), kan man bestemme gassens tetthet, ne, i nebulaen. Målingene fra observatoriene indikerer at de fleste diffuse nebulaene har en protonkonsentrasjon på noen titalls protoner per kubikkcentimeter, og i de tetteste områdene kan konsentrasjonen nå opp til 100-300 protoner per kubikkcentimeter.

Massene til individuelle nebulaer kan variere betydelig, fra 0,1 ganger solens masse til tusenvis av ganger solens masse. Det er derfor viktig å merke seg at massen til store og lyse diffuse nebulaer kan være mye større enn massen til stjernene som lyser opp dem. Denne observasjonen er viktig fordi det betyr at diffuse nebulaer ikke bør anses som bare sekundære fenomener som er relatert til de stjernene som lyser dem opp. I motsetning til planetariske nebulaer kan diffuse nebulaer ikke forstås som gass som blir kastet ut av stjernene.

Et annet viktig aspekt ved studier av nebulaer er tilstedeværelsen av støv. Refleksjonsnebulositetene, som har et kontinuerlig spektrum med absorpsjonslinjer, blir ofte forvekslet med diffuse nebulaer. Et typisk eksempel er nebulaene i Pleiadene, hvor deres spektrum ligner på spektrumet til de opplysende stjernene, men deres lysstyrke er mye svakere. Refleksjonsnebulositetene inneholder støv som reflekterer stjernespektrumet og skaper et karakteristisk lys. Det har lenge vært kjent at slike nebulaer er opplyst av stjerner i B- og O-klasser, som er hete stjernesubklasser, men med lavere temperaturer enn de stjernene som lyser opp emisjonsnebulositetene.

Ambartsumyan og Gordeladze benyttet en metode for å undersøke dette ved å beregne den maksimale avstanden innen hvilken en stjerne vil kunne lyse opp en nebula tilstrekkelig. For eksempel kan en stjerne med absolutt lysstyrke på null lyse opp en nebula innen et volum på omtrent en kubikkparsec. Denne metoden gir et rammeverk for å forstå forholdet mellom stjernespektrene og de diffuse nebulaene, og belyser hvordan stjernesamfunn og nebulaer kan utvikles sammen.

Hva er forskjellen mellom refleksjons- og emisjonsnebulosaer?

Emisjonsnebulosaer og refleksjonsnebulosaer er begge typer interstellare objekter, men de skiller seg betydelig fra hverandre både i deres fysiske egenskaper og hvordan de interagerer med lyset. Den viktigste forskjellen mellom dem ligger i hvordan de reflekterer og sender ut lys. Emisjonsnebulosaer lyser selv, takket være ionisering av gass i nebulaen, hovedsakelig hydrogen, av sterke stjerner som sender ut ultrafiolett stråling. Refleksjonsnebulosaer, derimot, lyser ikke opp av seg selv, men reflekterer bare lyset fra nærliggende stjerner.

Gjennom observasjoner har det blitt klart at lysstyrken til refleksjonsnebulosaer er mye svakere enn emisjonsnebulosaer, som vist av dataene fra flere forskere. For refleksjonsnebulosaer, som har en gjennomsnittlig lysstyrke på rundt 12m-5 per kvadratminutt, er lyset som sendes ut av selve nebulaen relativt svakt. For emisjonsnebulosaer, derimot, er lysstyrken ofte flere størrelsesordener høyere, ettersom disse objektene avgir kontinuerlig spektrum som stammer fra ionisert gass. Dette gjør at selv om det skulle være støv i en nebula, vil det være nesten umulig å oppdage det på grunn av det sterke bakgrunnslyset.

Men det er også unntak. I svake emisjonsnebulosaer kan lyset som er forårsaket av støv bli synlig, særlig i områder hvor lyset fra stjernene er svakere, og det dermed blir lettere å oppdage lys som er reflektert av støvpartikler. Et eksempel på dette kan sees i figur 13, hvor det er en merkbar bøyning i grafen ved høyre ende. Dette tyder på at kontinuerlig spektrum i disse nebulosaene er relativt forsterket, og at støv er tilstede, noe som øker lysstyrken til de ekstra strålingene til et nivå som er sammenlignbart med refleksjonsnebulosaer.

En av de mest kjente refleksjonsnebulosaene er den i Orion, hvor tilstedeværelsen av støv kan observeres gjennom rødningen av stjernesystemet Trapesium. Rødningen er betydelig større enn for stjerner som er nærmere, og kan tilsvare et tap på omtrent 2m i lysstyrke. Dette antyder en høy tetthet av støv i den delen av nebulaen.

Emisjons- og refleksjonsnebulosaer kan også variere med hensyn til gassinnholdet. Det er en utbredt misforståelse at refleksjonsnebulosaer ikke inneholder gass, men det stemmer ikke. Fraværet av emisjon i en refleksjonsnebula betyr ikke nødvendigvis at det ikke er gass til stede; det kan bety at stjernesystemet som lyser opp nebulaen er for kjølig til å ionisere all gassen, som er tilfellet med B5-stjerner. Dette betyr at selv om emisjon ikke er synlig, er det fortsatt gass i refleksjonsnebulosaene, men den kan være i lavere konsentrasjoner enn i emisjonsnebulosaene.

Forskjellen mellom emisjons- og refleksjonsnebulosaer kan også ha noe å gjøre med de fysiske forholdene under dannelsen av nebulosaene. En interessant observasjon er at det ikke finnes noen rene refleksjonsnebulosaer som er opplyst av O- eller BO-stjerner. Det er en rekke teorier om hvorfor dette er tilfelle, og det er behov for mer forskning for å kunne gi et klart svar. En mulighet er at disse stjernene befinner seg lengre unna, noe som gjør at refleksjonsnebulosaene deres virker svake på grunn av både avstandens effekter og interstellar absorpsjon.

Uavhengig av årsakene til forskjellene i stjernesystemene som lyser opp refleksjonsnebulosaene, er det tydelig at det ikke er et ensartet mønster for disse objektene. Det finnes et betydelig mangfold i gassens og støvets relative mengde og distribusjon i ulike typer nebulosaer. Dette varierer fra nesten ingen gass i enkelte refleksjonsnebulosaer, til høy konsentrasjon av gass i andre, som for eksempel i de refleksjonsnebulosaene som har en blandet spektraltype.

I tillegg kan vi se at de galaktiske strukturene også er knyttet til plasseringen av disse nebulosaene. Nebulosaene er ikke tilfeldig fordelt i galaksen, men ligger langs den galaktiske planen. Dette er en direkte indikasjon på at nebulosaene og de varme stjernene som lyser opp dem, deler en felles distribusjon. I de nære spiralarmene til vår galakse, og til og med i nærliggende galakser, kan vi observere hvordan nebulaene samler seg i tette grupper, som strækker seg over hundrevis av parsecs, og til og med danner systemer som kan kalles "giganter" i form av emisjonsnebulosaer.

Med denne bakgrunnen er det åpenbart at gass og støv i nebulosaer utgjør en kompleks, men fascinerende dynamikk, og det er fortsatt mye vi ikke forstår fullt ut om deres dannelse, sammensetning og distribusjon i galaksen.