Tumšais miglājs

Tumšais miglājs jeb absorbcijas miglājs ir tāda veida starpzvaigžņu mākonis, kas ir tik blīvs, ka aizsedz acij saredzamos gaismas viļņus no gaišajiem objektiem, kas atrodas aiz tā, piemēram, zvaigznēm un gaišajiem — emisijas vai atstarošanas miglājiem. Gaismas staru izzušanu izraisa starpzvaigžņu putekļi, kas atrodas vēsākajās un blīvākajās miglāju daļās. Miglāju kopas un lieli tumšu miglāju kompleksi ir saistīti t.s. Milzu molekulārajos mākoņos. Atsevišķus mazus tumšus miglājus sauc par Boka globulām. Tāpat kā ar citiem starpzvaigžņu putekļiem vai molekulām, objekti, ko tie aizsedz, ir novērojami tikai, izmantojot radioviļņus (radioastronomija) vai infrasarkanos starus — infrasarkanajā astronomijā.

Šādu tumšu mākoņu forma ir ļoti neregulāra: tiem nav skaidri noteiktas ārējās robežas, un dažreiz tie iegūst savītas vai citas formas. Lielākie tumšie miglāji ir redzami ar neapbruņotu aci, tie parādās kā tumši plankumi uz gaišākā Piena ceļa fona, piemēram, Ogļu maiss un Zirga galva. Šie saskatāmie objekti dažreiz tiek dēvēti par tumšo mākoņu zvaigznājiem, un tiem ir dažādi nosaukumi.

 Izpētes vēsture 

1919. gadā Eduards Bārnards sastādīja tumšo miglāju katalogu, kurā bija iekļauti 182 šādi objekti, ar to aprakstiem un koordinātēm.Barnard, E. E. (1919), On the dark markings of the sky, with a catalogue of 182 such objects, Astrophysical Journal Т. 49: 1–24, .pdf 1927. gadā pēc Barnarda nāves, pēc viņa novērojumiem, katalogs tika papildināts un tajā bija iekļauti 349 objekti.Lynds, B. T. (1962), Catalogue of Dark Nebulae, Astrophysical Journal Supplement Т. 7: 1, .pdf

Citā katalogā, kas publicēts 1962. gadā, ir 1802 tumši miglāji bez aprakstiem, bet ar norādītām koordinātām un izmēriem, kā arī caurredzamības ziņā sadalīti 6 klasēs un veikta dažu šo datu statistiskā analīze.

 Raksturojums 

Lielāko tumšo miglāju masa var būt lielāka par 106 Saules masu (M⊙) un diametrs — vairāk nekā 200 parseku, tādā gadījumā tie saucas Milzu molekulārie mākoņi. Mazākie no tiem, Boka globulas, var būt mazāki par parseku diametrā un saturēt mazāk par 2000 M⊙,Swin.au: Dark Nebula vismazākie līdz 0,06 parsekiem diametrā.

99% no šādu miglāju masas ir molekulārais ūdeņradis, kas tomēr netiek tieši novērots, jo tas praktiski netraucē gaismas cauriešanai. ESO - eso9934 - Secrets of a Dark Cloud, 1999  Miglāji parādās kā tumši tāpēc, ka mazāk kā mikronu lielās putekļu daļiņas, kas pārklātas ar sasalušu oglekļa monoksīdu un slāpekli, efektīvi bloķē gaismas caurlaidību redzamos viļņu garumos. Tajos klāt ir arī molekulārais ūdeņradis, atomārais hēlijs, C18O (CO ar skābekli 18O izotopa veidā), CS, NH3 (amonjaks), H2CO (formaldehīds), c-C3H2 (ciklopropenilidēns) un molekulārais jons N2H+ (diazenilijs), kuri ir samērā caurspīdīgi. Šie mākoņi ir zvaigžņu un planētu rašanās vieta, un to attīstības izpratne ir būtiska, lai izprastu zvaigžņu veidošanos.

Salīdzinoši caurspīdīgos miglājos ir samanāma šķiedraina struktūra: to izraisa magnētisko lauku ietekme, kuri apgrūtina vielas kustību pāri spēka līnijām. Pašiem miglājiem ir neregulāra forma; izņemot Boka globulas, tiem nav skaidri noteiktu robežu, dažreiz tie iegūst virpuļojošu čūsku formas.

Tumšie miglāji ir ļoti auksti objekti: to temperatūra nepārsniedz 100 K, un dažreiz tā ir 10 K.

Starpzvaigžņu gaismas absorbcija dažādos miglājos svārstās no 1-10m līdz 10-100m. Absorbcijas struktūra un vērtības blīvākajos miglājos tiek aprēķinātas pēc novērojumiem radio, mikroviļņu un infrasarkanajos diapazonos. Ir arī sablīvējumi, kuros absorbcija var sasniegt 10000m: tiek pieņemts, ka tur notiek zvaigžņu veidošanās.Astronet. Н. Г. Бочкарев, "Физика Космоса", 1986. - 2. Темные туманности Uz to jo īpaši norāda fakts, ka šādos reģionos tiek novērots izstarojums tālajā infrasarkanajā diapazonā. Ja tur izveidojas pietiekami masīva zvaigzne, tad tā var jonizēt vielu miglājā, un tumšais miglājs kļūs par gaišo.

 Attēlu galerija 

 Ārējās saites 

 Tumšie miglāji un to novērošana  

 Atsauces 

Kategorija:Miglāji