ირმის ნახტომში სიკაშკაშეთა განაწილება არათანაბარია. მის ბევრ არეში ვარსკვლავთა რაოდენობა ფართის ერთეულზე გაანგარიშებით საშუალოზე გაცილებით მცირეა ან სულ არაა. ეს მიუთითებს სივრცის ამ უბნებში გაუმჭვირვალე ნივთიერების დიდი რაოდენობით არსებობაზე. რომელიც აეკრანირებს ამ უბნების მიღმა არსებულ ვარსკვლავებს ანუ ამახინჯებს ვარსკვლავთა რეალურ განაწილებას. ასეთი უბანია საყოველთაოდ ცნობილი ცხენის თავის ნისლეული და ბევრი სხვა (რამდენიმე ასეული). ეს ღრუბლები ქმნიან ბნელ ზოლს ირმის ნახტომში გედიდან არწივის, გველის, მშვილდოსნისა და ღრიანკლისკენ. ყველაზე ბევრი ღრუბელი გალაქტიკის ბირთვშია, მშვილდოსანში, და ისინი აძნელებენ მათ მიერ დაფარული ბევრი მნიშვნელოვანი ობიექტის შესწავლას.
ცხენის თავის ნისლეული.
ამგვარი ნისლეულები იწვევენ ვარსკვლავთშორის შთანთქმას და მნათობთა „გაწითლებას“ – შთანთქმა უფრო ძლიერია სპექტრის ცისფერ უბანში და უფრო სუსტი – წითელში. ეს კი სპექტრის ცისფერი უბნის შესუსტებას იწვევს წითელი უბნის მიმართ – იცვლება მნათობის ფერი. ამას ფერის სიჭარბე- საერთაშორისო „ენაზე“ კოლორ ექსცესი ჰქვია. ხილულ უბანში შთანთქმა უკუპროპორციულია λ ტალღის სიგრძისა. ეს ხდება, თუ მშთანთქმელი ნაწილაკების ზომა λ -ს მახლობელია, ანუ 10-4 სმ -ის ტოლი. მათი განივკვეთი 10-8 სმ გამოდის. აქედან, ნაწილაკის მასა 10-13 გ-ია. ამ დროს მნათობის ვარსკვლავიერი სიდიდე იცვლება Δm = γ·CE სიდიდით, სადაც γ მიახლ. = 4 -ს ფოტოგრაფიული ვარსკვლავიერი სიდიდეების, ხოლო 3-ს ვიზუალური ვარსკვლავიერი სიდიდეების სისტემაში. ნაწილაკთა კონცენტრაცია კი გამოდის 10 -13 ნაწილაკი/სმ3.
ასეთ შემთხვევაში ვარსკვლავთა r მანძილების განსაზღვრისათვის უნდა გამოვიყენოთ შესწორებული ფორმულა:
lgr = 1 + 0,2 ( m – M – γ·CE).
თუ ფერის სიჭარბე 1-ს აღწევს, მაშინ მანძილი შეიძლება დამახინჯდეს („გაიზარდოს”) 8-ჯერ. აქედან ჩანს, რა სიფრთხილე გვჭირდება გალაქტიკის სტრუქტურის კვლევისას.
ბუნებრივია, რომ ყველაზე ძლიერი შთანთქმა გალაქტიკის ეკვატორის სიბრტყეშია. გამოკვლევათა თანახმად, მტვრის ფენის სისქე 250 პს გამოდის, ანუ მტვრის კომპონენტი გალაქტიკის ბრტყელ ქვესისტემას ეკუთვნის.
გალაქტიკაში არსებობენ აგრეთვე ამრეკლავი მტვროვანი ნისლეულები, რომლებიც ნათდბიან კაშკაშა ვარსკვლავების
სხივებით.
ვარსკვლავთშორის გარემოში მტვრის გარდა აირიც არის, რომლის მასა მტვერთან შედარებით 100-ჯერ მეტია, ორივესი ერთად კი გალაქტიკის სრული მასის სულ 2%-ია.
ყველაზე ფართოდ ცნობილია 20 სინთლის წლის ზომის ორიონის ნისლეული (ჩანს უბრალო თვალითაც), სამნაწილიანი ნისლეული მშვილდოსანში და სხვები, სულ ცნობილია 400-მდე,თუმცა ალბათ არსებობს უფრო მეტი, რომელთა ნაწილი არ ჩანს გალაქტიკური შთანთქმის გამო. მათ ემისიური სპექტრი აქვთ, ე.ი. სპექტრული ხაზების ფარგლებში გამოსხივების ინტენსიურობა გაძლიერებულია მიმდებარე უწყვეტ სპექტრთან შედარებით . სპექტრულ ხაზთა შორის გვხვდება წყალბადის ბალმერის სერიის პირველი ორი ხაზი: Hα და Hβ, ორჯერ იონიზებული ჟანგბადის 4950A° და 5007A° ცნობილი ხაზები, რომლებიც აკრძალული გადასვლებით წარმოიშობა, ასევე ერთხელ იონიზებული ჟანგბადის ასევე აკრძალული წყვილადი ხაზი 7727A°-ტალღის სიგრძეზე. ასე უწოდებენ
ხაზებს, რომელთა შესაბამის გადასვლებს ძალიან მცირე ალბათობები( ე.წ. აინშტაინის კოეფიციენტები) ახასიათებთ, რის გამოც შეუდარებლად უფრო მაღალალბათობიანი დასაშვები გადასვლების შესაბამისი ხაზები მათ მუდამ ჩრდილავენ, გარდა იმ შემთხვევებისა, როცა ნივთიერების და გამოსხივების სიმკვრივეები გარემოში იმდენად მცირეა, რომ აკრძალული გადასვლის საწყის ზედა დონეზე ატომი შეიძლება ძალიან დიდხანს იყოს და ბოლოს მაინც მოახერხოს აკრძალული გადასვლის განხორციელება. რამდენადაც ნისლეულები ძალიან შორს არიან ცენტრალური ვარსკვლავებიდან, მათთან ვარსკვლავის გამოსხივება შესუსტებულია; ასევე მცირეა იქ ნივთიერების სიმკვრივეც და, შესაბამისად, იშვიათია დაჯახებითი გადასვლები ატომის დონეებს შორის, ამიტომ აკრძალული ხაზების გამოსხივება ხერხდება).
ორიონის ნისლეული.
ამ ნისლეულთა ახლოს, ან მათშივე ხშირად ჩანს კაშკაშა O ან Be კლასის ცხელი ვარსკვლავები, რომლებიც იწვევენ ამ ნისლეულთა ნათებას. ამ ცხელ ვარსკვლავებს ძალიან მძლავრი ულტრაიისფერი გამოსხივება აქვთ, რომლის ფოტონებს შეუძლიათ ნისლეულის ატომის იონიზება (მოწყვეტა ბირთვიდან). ამ დროს წარმოქმნილ თავისუფალ ელექტრონს შეუძლია რეკომბინაცია
(მიერთება) ატომთან რომელიმე მაღალ დონეზე. ამას მოჰყვება კასკადური რამდენიმე გადასვლა უფრო დაბალ დონეებზე და შესაბამისი გამოსხივების ხაზის წარმოქმნა. ესაა ე.წ. ფლუორესცენციის მოვლენა, რომელიც ასტროფიზიკაში კარგად შესწავლილია.
ცხელი ვარსკვლავისა და ნისლეულის ურთიერთქმედებით მათ შორის ერთგვარი მდგრადი წონასწორობა წარმოიქმნება, რის მეშვეობით ნისლეულებში 10 000 K ტემპერატურა მყარდება.
წყარო:
ასტრონომიის საფუძვლები: სახელმძღვანელო: I/ ევგენი ხარაძე