O que indicam as diferentes cores nas nebulosas e galáxias?

Todos os tipos de coisas.

(Esta é uma resposta longa a propósito, fique avisado)

Nebulosas:

A maioria das imagens que você vai ver são SHO. As imagens são apresentadas como RGB - vermelho, verde, azul - pela sua tela. SHO é quando a banda de enxofre II é mapeada para vermelho, a banda alfa de hidrogênio é mapeada para verde, e oxigênio-III é mapeado para azul.

Esta é uma imagem SHO - você tem a nebulosidade azul característica cercada por nebulosidade detalhada marrom-ferrugem, A nebulosa na verdade se parece mais com isto:

O vermelho hidrogênio domina, dando-lhe uma cor vermelha consistente. Assim, você tonifica um pouco o hidrogênio e o torna verde.

O que as cores significam?

O hidrogênio-alfa é de hidrogênio ionizado - prótons e elétrons livres - recombinando, e, ao fazer isso, emitindo luz vermelha. É brilhante nas nebulosas uma vez que o hidrogénio é o elemento mais comum.

Oxygen-III é de oxigénio duplamente ionizado - oxigénio com 2 electrões removidos (O-I não é ionizado e O-II é ionizado individualmente). Por causa disso, é mais proeminente nos centros das nebulosas perto das estrelas quentes e brilhantes que podem ionizá-lo. É também uma banda muito brilhante uma vez que o oxigênio é um elemento comum e a linha de emissão é muito proeminente.

Sulfur-II é menos brilhante, e é mais proeminente para as bordas das nebulosas onde é mais fresco. É isoladamente ionizado, então em direção ao centro, pode ficar mais ionizado e não pode produzir S-II.

Esta é uma imagem HOS - muito menos comum do que SHO, mas aparentemente também existe. Existem todos os tipos de combinações de cores interessantes - SNH (Enxofre-II, nitrogénio-II, H-alfa):

Esta usa hélio-II para azul. O hélio é realmente difícil de ionizar, por isso só é proeminente para os centros das nebulosas.

Agora para galáxias:

Esta é M74. Os tufos azuis são aglomerados de estrelas jovens, quentes e azuis. Estas estrelas morrem em poucos milhões de anos, por isso, permaneçam muito próximas de onde se formaram nos braços em espiral, iluminando-os. As manchas vermelhas brilhantes são nebulosas densas formando estrelas, como a NGC 281 (a primeira imagem). Os redemoinhos escuros são, naturalmente, pó, que bloqueia a luz das estrelas, criando faixas escuras castanho-escuro-preto. E então o núcleo é mais amarelado, já que está cheio de estrelas amarelo-laranjadas mais antigas, que vivem muito mais tempo que as gigantes azuis e assim se acumulam na galáxia.

Esta é a galáxia lenticular NGC 7049. Observe a falta de regiões formadoras de estrelas e aglomerados (há alguns pontilhados na faixa de poeira, no entanto). Esta galáxia é relativamente silenciosa, e por isso só tem estrelas velhas, amarelo-brancas. Há uma pequena galáxia anã de fundo acima e ligeiramente à esquerda que tem muito mais formação estelar, então é azul.

Esta é a galáxia anelar Objeto de Hoag. É um tipo realmente raro de galáxia (embora o fato de haver outra visível no espaço entre o anel e o núcleo possa fazer você pensar o contrário!), onde o anel é formado de hidrogênio acumulado a partir do gás intergaláctico. O disco é rico em gás e tem muita formação estelar, daí o azul brilhante. Mas o núcleo é uma velha galáxia elíptica com pouca formação estelar, por isso é amarelo das suas estrelas mais antigas.

Esta é Andrómeda em visível, depois infravermelho. O infravermelho é emitido pelas regiões de formação de estrelas (pelo gás frio e poeira em vez de estrelas), então ele mostra as faixas de poeira onde o gás é mais denso. Compare isso com o visível, que é dominado por estrelas.

Infrared também é usado para olhar através da poeira - esta é a nebulosa escura Barnard 68 em 0,44 micrômetros (azul), 0,55 μm (amarelo), e 0,9-2,16μm (infravermelho próximo). Observe como no 2.16μm, a nuvem de poeira é quase completamente transparente. Aqui está o núcleo galáctico - repare como ele parece claro:

(o aglomerado brilhante no centro é um enorme aumento na densidade estelar ao redor do centro da galáxia)

Isso é o que nos permite ver proto-estrelas em poeira densa - elas aparecem como objetos infravermelhos brilhantes mas estão escondidas em poeira no visível. O infravermelho também nos permite ver objetos como LL Pegasi:

É um gigante vermelho classe C (estrela de carbono) - uma estrela moribunda, muito luminosa. Mas este é o seu componente óptico - uma espiral inquietante. É realmente fraca - acredita-se que seja iluminada apenas pela luz fraca da galáxia. Porquê uma espiral? Está soprando um vento a uma velocidade constante, mas tem um parceiro binário, o que a perturba em faixas mais densas e menos densas. Como se move a uma velocidade constante, a distância entre dois "passos" na espiral é constante; o período orbital dos tempos binários é a velocidade do vento. Aqui está em visível novamente:

É pequeno (desculpe por isso) mas é uma mancha ténue no centro. Mas aqui está em infravermelho, na mesma escala:

É uma estrela milhares de vezes a luminosidade do Sol, mas só é visível em infravermelho. Estrelas antigas como estas podem ser alguns dos objetos infravermelhos mais brilhantes do céu.

E a emissão de infravermelhos a partir de objetos frios faz com que seja ótimo para ver objetos frios como anões marrons, que, embora muito fracos no visível - alguns são apenas temperatura ambiente - são muito mais proeminentes no infravermelho:

(o ponto verde).

(Uma visão de 360 graus da emissão de microondas)

Microondas são emitidas por moléculas, e assim podem ser usadas para encontrar a composição de nuvens frias - é assim que sabemos que têm coisas como metanol, cetona de framboesa (produzindo o cheiro/ sabor de framboesa), ésteres, etc. Também é emitido pelo fundo cósmico do microondas - o brilho do Big Bang - e por isso é especialmente útil para a cosmologia.

>p>Radio vai ainda mais longe - passa directamente por tudo (excepto estrelas), e é emitido principalmente pelo hidrogénio (21cm). Também é emitido por interações com elétrons, como campos magnéticos intensos ao redor dos pulsares.

(Rádio emitido por hidrogênio intergaláctico agitado ao redor do M87, que tem um jato relativista jateado pelo gás ao redor do buraco negro. Este jacto é do tamanho de toda a galáxia!)

Agora para comprimentos de onda mais curtos:

Este é o M31 no UV. As estrelas jovens e quentes emitem grandes quantidades de UV enquanto que as populações mais frias e mais velhas não emitem muito. Observe como o padrão imita exatamente a poeira infravermelha - gás, poeira e formação de estrelas andam de mãos dadas: mais gás significa mais estrelas.

X-rays são em grande parte emitidos por objetos de raios X brilhantes, com pouca emissão caso contrário. Tais objetos são geralmente estrelas de nêutrons ou buracos negros.

(Andrómeda em raios X)

Raios Gama são ainda mais intensos, com muito pouca emissão em geral, além de rajadas de raios gama. Eles são tão brilhantes em todos os comprimentos de onda que você pôde ver um por cerca de 30 segundos - e estava a 7,5 bilhões de anos-luz de distância. Para referência, a estrela mais distante que você pode ver a olho nu é apenas 16.000 anos-luz, e a galáxia mais distante que você pode ver é 11 milhões de anos-luz. Então 7,5 bilhões está longe.

TL;DR Astronomia é legal.