Nebula

Alkuperä

Sumu koostuu yleensä vetykaasusta ja plasmasta. Se voi olla tähden kiertokulun ensimmäinen vaihe, mutta se voi olla myös yksi viimeisistä vaiheista.

Monet tähtisumut tai tähdet muodostuvat tähtienvälisessä väliaineessa (ISM) olevan kaasun painovoiman aiheuttamasta romahduksesta. Kun aine supistuu, keskelle voi muodostua massiivisia tähtiä, joiden ultraviolettisäteily ionisoi ympäröivän kaasun, jolloin se näkyy optisilla aallonpituuksilla.

Näiden H II -alueiksi kutsuttujen tähtisumujen koko vaihtelee alkuperäisen kaasupilven koon mukaan. Niissä tapahtuu tähtien muodostumista. Muodostuneita tähtiä kutsutaan joskus nuoriksi, irtonaisiksi tähtijoukoiksi.

Jotkut tähtisumut muodostuvat supernovaräjähdysten, massiivisten, lyhytikäisten tähtien kuoleman aiheuttamien räjähdysten, seurauksena. Supernovan räjähdyksestä irtoavat aineet ionisoituvat energian vaikutuksesta ja sen tuottama kompakti kappale. Yksi parhaista esimerkeistä tästä on Rapusumu Härkätaivaalla. Supernova-tapahtuma kirjattiin vuonna 1054, ja se on merkitty nimellä SN 1054. Räjähdyksen jälkeen syntynyt kompakti kohde sijaitsee Rapusumun keskellä ja on neutronitähti.

Muut tähtisumut voivat muodostua planeettasumuiksi. Tämä on pienimassaisen tähden, kuten Maan auringon, elämän viimeinen vaihe. Tähdet, joiden massa on enintään 8-10 Auringon massaa, kehittyvät punaisiksi jättiläisiksi ja menettävät hitaasti uloimmat kerroksensa ilmakehänsä pulsaatioiden aikana. Kun tähti on menettänyt tarpeeksi ainetta, sen lämpötila nousee ja sen lähettämä ultraviolettisäteily voi ionisoida sitä ympäröivän tähtisumun, jonka se on heittänyt pois. Sumu koostuu 97-prosenttisesti vedystä ja 3-prosenttisesti heliumista sekä hivenaineista.

Ennen galakseja ja tähtijoukkoja kutsuttiin myös "tähtisumuiksi", mutta ei enää. Sumut voidaan lajitella sen mukaan, miltä ne näyttävät ja miksi voimme nähdä ne.

 

Tähtimuodostumisalueet ja diffuusi tähtisumu

Tähtien muodostumisalueet tuottavat laajoja ionisoituneen vetykaasun alueita. Sumut ovat usein tähdenmuodostumisalueita, kuten Orionin kompleksissa. Näillä alueilla painovoima vetää yhteen kaasua ja pölyä. Materiaali kasautuu yhteen muodostaen suurempia massoja, jotka vetävät puoleensa lisää ainetta. Lopulta niistä tulee tarpeeksi massiivisia muodostaakseen tähtiä. Jäljelle jäävä aine voi muodostaa planeettoja ja muita planeettajärjestelmän kohteita.

Emissiosumut / H II -alueet

Emissiosumut tuottavat omaa valoaan. Niitä kutsutaan usein H II -alueiksi, koska ionisoitunut vety saa ne hehkumaan. Yleensä emissiosumun kaasut ovat ionisoituneita. Tämä saa ne lähettämään valoa ja infrapunasäteilyä.

Heijastussumut

Heijastussumut heijastavat läheisten tähtien valoa.

Tummat tähtisumut

Tummat tähtisumut eivät säteile tai heijasta valoa. Ne estävät kaukana olevien tähtien valon.

 
Rho Ophiuchin pimeä tähtisumu pilvikompleksi  


Neljä planetaarista tähtisumua  

Planetaariset tähtisumut

Planetaariset tähtisumut ovat melko yleisiä, koska niitä syntyy punaisista jättiläistähdistä niiden elämän loppuvaiheessa. Näistä tähdistä tulee yleensä valkoisia kääpiöitä, jotka jättävät jälkeensä laajenevan ionisoituneen kaasun pallon, jonka näemme suunnilleen pyöreänä kirkkaana tähtisumuna.

 

Supernovan jäänteet

Supernova syntyy, kun suuren massan tähti saavuttaa elämänsä lopun. Kun ydinfuusio tähden ytimessä loppuu, tähti romahtaa ja räjähtää. Laajeneva kaasukuori muodostaa supernovan jäännöksen. Rapusumu on supernovan jäännös, joka räjähti todennäköisesti vuonna 1054 jKr. Supernovan jäänteiden valo- ja röntgensäteily on peräisin ionisoituneesta kaasusta. Radioemissiota, jota kutsutaan synkrotroniemissioksi, on valtava määrä. Tämä säteily on peräisin magneettikentissä värähtelevistä suurnopeuselektroneista.