अभ्रिका : अवकाशातील वायू व धूळ यांच्या मिश्रणाचा, कडा स्पष्ट नसलेला, प्रकाशित किंवा अप्रकाशित, धुरकट असा ढगासारखा, आंतरतारकीय द्रव्याच्या संघननाने (घट्ट होण्याने) बनलेला पुंजका म्हणजे‘अभ्रिका’ होय. अप्रकाशित अभ्रिकेला कृष्णाभ्रिका म्हणतात. सामान्यतः अभ्रिका सूर्यकुलाच्या बाहेर परंतु आकाशगंगेत असतात. पूर्वी कोणत्याही अशा धुरकट पट्ट्याला ‘अभ्रिका’ म्हणत. त्यांच्यापैकी आकाशगंगेतील अभ्रिकांना ‘गांगेय’ व बाहेरच्यांना ‘गांगेयेतर’ किंवा ‘बाह्य अभ्रिका’ म्हणत. मोठ्या दुर्बिणीतून बाह्य अभ्रिकांमध्ये स्वयंप्रकाशी व सूर्यापेक्षाही अत्यंत तेजस्वी असे असंख्य तारे असल्याचे आढळले. त्यावरून त्या अभ्रिका नसून आकाशगंगेसारख्याच स्वतंत्र ðदीर्घिका असल्याचे कळून आले. म्हणून १९२० नंतर त्यांना‘दीर्घिका’ हीच संज्ञा देण्यात आली. त्यामुळे आता फक्त आकाशगंगेतील आंतरतारकीय ढगांनाच अभ्रिका ही संज्ञा वापरतात. खालील दोन परिच्छेदांमध्ये पात्र ती जुन्याच अर्थांने वापरली आहे.
अभ्रिकेसंबंधीचा ज्ञात असा सर्वांत जुना उल्लेख अल् सुफी यांचा असून त्यांनी इ. स. ९६८ पूर्वीच देवयानी अभ्रिकेचे वर्णन केलेले आढळते. क्रॅब अभ्रिकेचा मूळ तारा १०५४ साली अतिदीप्त नवताऱ्याच्या (ज्याची तेजस्विता अचानक कित्येक पटींनी वाढते व लगेच कमी होते अशा ताऱ्याच्या) स्वरूपात पाहिल्याचा उल्लेख चिन्यांनी केलेला असून अमेरिकेच्या उत्तर ॲरिझोनामधील गुहांच्या व कड्यांच्या भिंतींवर त्याची चित्रेही आढळतात. व्हिन्सेंट पिन्सन यांनी १४९९ साली कोलसॅक कृष्णाभ्रिका पाहिली होती. १६०९ मध्ये गॅलिलीओ यांनी प्रथम दुर्बिणीचा उपयोग केल्यानंतर १६१० साली निकोलस पीरेस्क यांनी मृगातील अभ्रिका शोधून काढली. १६१८ साली हीच अभ्रिका सिझॅटस या धर्मगुरूंनी पाहिली. १६५६ साली क्रिस्तीआन हायगेन्झ यानी तिचे वर्णन करून तिच्या ठळक वैशिष्ट्यांच्या आकृत्याही काढल्या. १६१८ साली सायमन मॉरिस यांनी देवयानी अभ्रिकेचे वर्णन केलेले आढळते.
टॉलेमी (इ.स. १४०) यांच्या अल्माजेस्ट या ग्रंथामध्ये सहा ढगाळ ताऱ्यांच्या (तारकापुंज) उल्लेख आढळतो व १७१५ साली हॅली यांनी तयार केलेल्या यादीतही सहा प्रकाशमान स्थाने आहेत. डरॅम यांनी १७३३ साली अभ्रिकामय ताऱ्यांची यादी केली. लाकाय यांनी केप ऑफ गुड होप येथून दक्षिण आकाशाचे तपशीलवार सर्वेक्षण केले (१७५१-५३) व बेचाळीस अभ्रिका पाहिल्या आणि १७५५ साली त्यांनी या अभ्रिकांची यादी प्रसिद्ध केली. १७५८-५९ साली आढळलेला धूमकेतू पाहताना चार्ल्‌‌स मेसियर यांना वृषभातील झीटा ताऱ्याजवळ अभ्रिकामय पदार्थ (क्रॅब अभ्रिका) दिसला. ही अभ्रिका धूमकेतूप्रमाणेच दिसत असल्याने त्यांचा घोटाळा होई. मात्र ताऱ्यांच्या सापेक्ष अभ्रिका स्थिर असल्यासारख्या दिसतात हे लक्षात आल्यामुळे त्यांचे स्थान निश्चित करण्यासाठी मेसियर यांनी १७८१ साली १०३ ज्योतींची (अभ्रिका व तारकासमूह) यादी तयार केली. या यादीतील ज्योतींचा निर्देश करताना त्यांच्या क्रमांकाच्या अगोदर एम हे अक्षर लिहितात. त्यानंतर विल्यम हर्शेल यांनी १७८९-१८०२ या दरम्यान तयार केलेल्या तीन याद्यांत, जॉन हर्शेल यांनी १८४६ मध्ये तयार केलेल्या ‘जनरल कॅटलॉग’ मध्ये, तसेच ड्रायर यांच्या ‘न्यू जनरल कॅटलॉग’ मध्ये (एनजीसी) (१८८८) व ‘इंडेक्स कॅटलॉग’ मध्ये १८९५ व १९०८ अभ्रिकांचा समावेश केलेला आहे. एस्. सिडेरवाल्ड यांनी नुसत्या कृष्णाभ्रिका व तेजोमय अभ्रिका यांची, एल्. पेरेक व एल्. कोहाउटेक यांनी नवीन बिंबाभ्रिकांची (ग्रहाप्रमाणे गोलसर आकार असणारी अभ्रिका) आणि एच्. एम्. जॉन्सन व एस्. शार्पलेस यांनी अंधुक कृष्णाभ्रिका व अंधुक तेजोमय अभ्रिका यांची, अशा याद्याही केलेल्या आहेत.
आंतरतारकीय द्रव्यात वायू व अल्पशी धूळ असते. प्रयोगशाळेत जेवढी निर्वात पोकळी करता येणे शक्य आहे, तिच्यापेक्षा आंतरतारकीय द्रव्य एकदशलक्षांश विरळ असते. त्याला स्वतःचे तापमान जवळजवळ नसतेच. म्हणजे ते निरपेक्ष शून्यापेक्षा (म्हणजे-२७३० से. पेक्षा) ३-४ अंश अधिक एवढेच असते. त्यामुळे ते द्रव्य स्वयंप्रकाशी नसते. मात्र त्यात घन पदार्थ एक टक्का असले तरी त्यामुळे धूसरता येते. या द्रव्याची प्रवृत्ती खगोलीय ढगांच्या रूपात संघनित होण्याची असते. बहुतेक खगोलीय ढगांना त्यांच्या आतील किंवा जवळच्या ताऱ्यापासून ऊर्जा मिळत असते. त्यामुळे ताऱ्याच्या प्रकाशाने हे खगोलीय ढग प्रकाशित होतात. अशा प्रकाशमान ढगास ‘तेजोमय अभ्रिका’ (किंवा ‘तेजोमेघ’) म्हणतात. उलट ढगातील द्रव्य दाट असले किंवा त्याच्या जवळपास तारे नसले म्हणजे ढग प्रकाशित न होता काळपट तुकड्यासारखा दिसतो. म्हणून त्याला‘कृष्णाभ्रिका’ म्हणतात. कृष्णाभ्रिका व तेजोमय अभ्रिका सामान्यतः एकमेकींबरोबर आढळतात. त्यांच्या या निकट साहचर्यावरून त्यांचे स्वरूप सारखेच असावे असे मानतात. उदा., खगोलीय ढग प्रचंड असल्यास त्याचा ताऱ्याजवळचा भाग प्रकाशित होऊन तेथे तेजोमय अभ्रिका व ताऱ्यापासून दूर असलेल्या भागात कृष्णाभ्रिका दिसेल. आकाशाच्या हंस, फलक व धनुरास या भागांमध्ये दोन्ही प्रकारच्या पुष्कळ अभ्रिका आहेत.
तेजोमय अभ्रिका : विल्यम हगिन्झ यांनी १८६४-६८ दरम्यान कित्येक तेजोमय अभ्रिकांचे वर्णपटीय निरीक्षण केले. त्यानुसार त्यांना प्रदीप्त वायू मानीत असत. परंतु व्ही. एम्. स्लायफर यांना १९१२ साली कृत्तिकेमधील अभ्रिकेचा वर्णपट हा शोषण वर्णपट [®वर्णपटविज्ञान] असल्याचे आणि विशेषतः तिच्या जवळील ताऱ्याच्या वर्णपटासारखाच असल्याचे आढळून आले. त्यावरून अभ्रिका परावर्तनाने प्रकाशते हे कळून आले. १९२२ साली प्रसिद्ध झालेल्या हबल यांच्या अध्ययनावरून ताऱ्याच्या तापमानानुसार अभ्रिकेचा वर्णपट मिळतो हेही समजले. अंधुक ताऱ्याजवळची अभ्रिका लहान व तेजस्वी ताऱ्याजवळची अभ्रिका मोठी दिसते आणि ताऱ्याच्या अधिक जवळचा अभ्रिकेचा भाग अधिक तेजस्वी दिसतो. कारण ताऱ्याचे अंतर वाढत गेले, की अभ्रिकेचे तेज जलद घटत जाऊन शेवटी तारा तिला प्रकाशित करू शकत नाही. काहीशा नियमित आकाराच्या व मध्यभागी तारा असलेला अभ्रिकेला ‘बिंबाभ्रिका’ म्हणतात. बिंबाभ्रिका त्यांच्यातील ताऱ्यांपासून उत्पन्न झाल्या असाव्यात, असे एक मत आहे. तेजोमय अभ्रिका मात्र ताऱ्यांपासून निर्माण झाल्या असाव्यात, असे त्यांच्या आकारांवरून दिसत नाही. केवळ योगायोगाने अवकाशातील त्यांच्या स्थानांमुळे त्या प्रकाशमान होतात. त्यांचा प्रकाश ताऱ्यासारखा बिंदुरूप नसून पसरलेला असतो. त्यामुळे त्या ताऱ्यांच्या मानाने अंधुक व संख्येने कमी दिसतात. त्यांच्यातील ताऱ्यांच्या तापमानानुसार म्हणजे अभ्रिकांच्या प्रकाशाच्या स्वरूपावरून त्यांचे दोन प्रकार पडतात.
(१) उत्सर्जन-किंवा वायुरूप-अभ्रिका : या अभ्रिकेत वायूशिवाय अल्पशी धूळही असते. तिला प्रकाशित करणाऱ्या ताऱ्याचे (बी३ प्रकारच्या आधीच्या ताऱ्याचे, तारा) पृष्ठ तापमान १८,०००० से. पेक्षा अधिक असते. त्यामुळे ताऱ्यातून निघणाऱ्या तीव्र जंबुपार (दृश्य वर्णपटलातील जांभळ्या रंगाच्या पलीकडच्या अदृश्य) प्रारणांनी अभ्रिकेतील वायू क्षुब्ध होऊन त्याचे आयनीभवन (विद्युत् भारित अणू, रेणू वा मुलक तयार होणे) होते. मुक्त इलेक्ट्रॉन व आयन पुन्हा संयुक्त होताना प्रारण निर्माण होऊन प्रकाश उत्सर्जित केला जातो व अभ्रिका दृश्य होते. उत्सर्जन-अभ्रिकेचा वर्णपट हा अखंड, अंधुक पट्ट्यावर थोड्याच ठळक उत्सर्जन-रेषा असलेला असा असतो. वर्णपटातील काही ठराविक रेषांना ‘निषिद्ध रेषा’ म्हणतात. त्या अभ्रिकेच्या हिरवट छटेशी निगडित असतात. यांपैकी सर्वांत ठळक दिसणारी दुहेरी रेषा पृथ्वीवर नसलेल्या नेब्युलियम नावाच्या काल्पनिक मूलद्रव्याची आहे, असे पूर्वी मानीत असत. परंतु १९२० साली आय्. एस्. बोएन यांनी ती द्वि-आयनीभूत ऑक्सिजनाची असल्याचे दाखवून दिले. इतर रेषा हायड्रोजन किंवा आयनीभूत ऑक्सिजन, नायट्रोजन, हीलियम इत्यादींच्या असल्याचे कळून आले आहे. अभ्रिकेची घनता समजण्यासाठी तिच्या वर्णपटाची मदत होते. उत्सर्जन-अभ्रिकेचे चांगले उदाहरण म्हणजे मृगातील अभ्रिका (एनजीसी १९७६ किंवा एम ४२) होय. ती ६०० प्रकाशवर्षे दूर असून तिचा विस्तार १० प्रकाशवर्षे असावा.
(२) परावर्तन-अभ्रिका : यांच्यात उत्सर्जन-अभ्रिकांच्या मानाने धुळीचे प्रमाण अधिक असते. यांच्यातील तारे बी२ गटानंतरचे व १८,०००० से. पेक्षा कमी पृष्ठतापमानाचे असतात. या ताऱ्यांतून निघणाऱ्या जंबुपार प्रारणांची तीव्रता कमी असल्याने त्यांच्यामुळे अभ्रिकेतील वायू क्षुब्ध होत नाहीत. अभ्रिकेतील धूलिकणांवरून ताऱ्याचा प्रकाश प्रकीर्णित (विखुरणे) किंवा अनियमितपणे परावर्तित होऊन अभ्रिका प्रकाशमान होते. तिचा वर्णपट हा शोषण-वर्णपट, म्हणजे अखंड पट्ट्यावर आडव्या गडद शोषण-रेषा असा, असतो. कृत्तिकेतील एम ४५ व ज्येष्ठेजवळची तांबूस अभ्रिका या परावर्तन- अभ्रिका आहेत.
कृष्णाभ्रिका : आंतरतारकीय द्रव्य दाट झाले, की त्याच्या पलीकडच्या ताऱ्यांचा प्रकाश त्यात शोषला जाऊन आकाशाना तो भाग काळ्या ढगासारखा दिसू लागतो. म्हणून त्याला ‘कृष्णाभिक्रा’ किंवा ‘शोषण-अभ्रिका’ म्हणतात. हर्शेल पिता-पुत्रांनी त्या प्रथम पाहिल्या. कृष्णाभ्रिका या आकाशाच्या घुमटातील भोके असून त्यांच्यातून पलीकडचे विश्व पाहता येईल, असे त्यांना वाटत होते. बर्नार्ड यांचेही प्रथम हेच मत होते. परंतु विसाव्या शतकाच्या आरंभी कृष्णाभ्रिकांचे तपशीलवार छायाचित्रीय निरीक्षण व अध्ययन करून त्या प्रकाशित नसल्यामुळे काळसर दिसतात हे बर्नार्ड यांनीच दाखवून दिले. त्यांनी दोनशे कृष्णाभ्रिकांची यादीही केली. त्याच काळात माक्स वोल्फ (१८६३-१९३२) यांनीही कृष्णाभ्रिकांचा पद्धतशीर अभ्यास करून त्यांची अंतरे व शोषकता कशी काढता येतील, हे दाखवून दिले. सर्वांत अलीकडची यादी बी. टी. लिंड यांनी १९६२ मध्ये प्रसिद्ध केली.
कृष्णाभ्रिका स्वयंप्रकाशी किंवा तेजस्वी नसल्या तरी त्यांचे अस्तित्व कळू शकते व त्यांची छायाचित्रेही काढता येतात. या तिमिरचित्रासारख्या (पांढरट पार्श्वभूमीवर काळी ठळक चित्राकृती असल्यासारख्या) दिसतात. अलीकडचे तारे मात्र त्यांच्या पार्श्वभूमीवर दिसतात. प्रथमतः काळसरपणामुळे त्यांची माहिती मिळणे कठीण होईल असे वाटले होते. परंतु त्यांच्यातून येऊ पाहणाऱ्या प्रकाशावर त्याचा काय परिणाम होतो हे पाहून त्यांच्याबद्दल पुष्कळ माहिती मिळू शकते. धुक्याप्रमाणेच त्यांचाही प्रकाशावर परिणाम होतो. मुख्यतः त्यांच्या पलीकडील ताऱ्यांचा नील प्रकाश शोषित होऊन ते तारे, आहेत त्यापेक्षा अधिक तांबूस दिसतात. या माहितीच्या आधारे त्यांचे आकार, आकारमान, अंतर, घनता व त्यांच्यातील कणांचे आकारमान, दिक्‌‌स्थिती इत्यादींबद्दल अनुमाने करता आली.
त्यांचा आकार जटिल असतो. विस्ताराने काही सेकंदांपासून काही मिनिटांपर्यंत लहान असलेल्या कृष्णाभ्रिकांपासून आकाशगंगा दुभागणाऱ्या व नरतुरंग हे हंसापर्यंत पसरलेल्या १२० अंश एवढ्या प्रचंड विस्ताराच्या कृष्णाभ्रिकाही आहेत. कोलसॅक कृष्णाभ्रिका किंवा गरुड व हंस यांच्या जवळच्या कृष्णाभ्रिका ४०० ते ५०० प्रकाशवर्षे, तर मृग आणि एकशृंग यांच्या जवळच्या २,००० ते ३,००० प्रकाशवर्षे दूर आहेत. त्यांच्यातील कणांचे आकारमान वेगवेगळे असले तरी कणांचा सरासरी व्यास ०.१ मायक्रॉन (एक लक्षांश सेंमी.) इतका असतो. त्यांच्या रासायनिक संघटनाबद्दल अत्यल्पच माहिती आहे. पूर्वी त्यांच्यातील कण धातूचे आहेत असे मानीत. परंतु त्यांवरून परावर्तित झालेला प्रकाश धातूंच्या कणांमुळे, आहे त्यापेक्षा अधिक तीव्र दिसला असता. प्रत्यक्षात तसे आढळत नाही. त्यांचे शोषण ३० ते ९८ टक्के असते. कृष्णाभ्रिका व तेजोमय अभ्रिका या दोन्हीही चिरस्थायी नसून आकाशगंगेच्या गुरुत्वाकर्षणीय प्रतिबलांमुळे (ताणांमुळे) त्या विरळ होतील, असे एक मत आहे.
इतर प्रकार: उत्सर्जन-अभ्रिकांच्या कडांशी आढळणाऱ्या अगदी लहान, दाट व गोलसर अशा शोषण-अभ्रिकांना बी. जी. बॉक यांनी ‘गोलक-अभ्रिका’ (ग्‍लोब्युल) हे नाव दिले. गोलक-अभ्रिका म्हणजे तारानिर्मितीच्या प्रक्रियेतील आद्य तारा ही अवस्था होय, असे मानतात. आकाशगंगेतील गोलक-अभ्रिकांचा व्यास ०.१५ ते ०.५ प्रकाशवर्षे व वस्तुमान सूर्याएवढे असावे. त्यांची अपारदर्शकता व्यासाच्या व्यस्त प्रमाणात बदलते, असे आढळले आहे.
चल ताऱ्याशी (तेजस्वीपणा बदलणाऱ्या ताऱ्याशी) निगडित असलेल्या अभ्रिकेला ‘चल-अभ्रिका’म्हणातात. उदा., वृषभाजवळची हाइंड (एनजीसी १९५५) अभ्रिका. त्यांचा तेजस्वीपणा बदलत असतो. चल-अभ्रिका तारानिर्मितीमधील एक अवस्था होय, असे मानतात. पुष्कळदा त्यांचा आकार पंख्यासारखा असतो. उदा., एकशृंगातील हबल (एनजीसी २२६१) अभ्रिका.
अतिदीप्त नवताऱ्याचे अवशेष अभ्रिकारूपात राहिलेले दिसतात. क्रॅब (एम १, एनजीसी १९५२) अभ्रिका, १०५४ सालच्या अतिदीप्त नवताऱ्याचा अवशेष होय. अशा अभ्रिकांपासून अतप्त प्रारण होते, असे दिसून येते.
विस्तृत तंतुरूप रेडिओ-अभ्रिकेचे नेटवर्क-अभ्रिका हे उत्तम उदाहरण होय. अशा अभ्रिकांतून अतप्त रेडिओ-प्रारणांचे उत्सर्जन होत असते. भोवतालच्या माध्यमाशी टकरा झाल्याने किंवा चुंबकीय क्षेत्राच्या प्रक्रियेमुळे त्यांचा प्रकाश निर्माण होत असावा.
आकाशगंगेप्रमाणेच इतर दीर्घिकांमध्ये अभ्रिका आढळल्या आहेत. उदा., देवयानीतील एनजीसी ६८२२ व एम १०१. आतापर्यंत त्रिकोण या तारकासमूहातील दीर्घिकेत सर्वांत अधिक अभ्रिका आढळल्या आहेत.
बिंबाभ्रिका: मध्यभागी तारा व भोवती वायवीय आवरणे असलेल्या काहीशा गोलसर व कडा स्पष्ट असलेल्या अभ्रिकेला ‘बिंबाभ्रिका’ म्हणतात. उदा., वीणेतील कंकणाकृती किंवा अंगठीसारखी (एम ५७, एनजीसी ६७२० अभ्रिका). दुर्बिणीमधून त्या ग्रहांसारख्या (प्रजापति वा कुबेर) दिसतात. म्हणून त्यांना प्लॅनेटरी नेब्युला हे इंग्रजी नाव पडले. बिंब्राभ्रिकेमध्ये सामान्यतः अतितप्त निळसर पांढरा लघुतर तारा असतो. त्याचे तापमान ०.५ ते १.५ लक्ष अंश के. (केल्व्हिन तापक्रम) असते. मात्र त्याचे अचूक अंतर समजल्याशिवाय तापमान व तेजस्वीपणा यांबदृल नक्की अनुमान करणे कठीण असते. तो अतितप्त असल्याने त्याची सर्व ऊर्जा प्रारणाच्या जंबुपार भागात उत्सर्जित होत असते. शिवाय त्याच्या भोवतीच्या वायूचे तापमान कमी (१०,०००० से.) असते. यांमुळे तारा दिसत नाही किंवा अभ्रिकेपेक्षा मंद दिसतो. लहान बिंबाभ्रिका अधिक तेजस्वी तर मोठ्या अंधुक दिसतात. सन १९४० पर्यंत १४० बिंबाभ्रिका माहीत होत्या. परंतु नंतर अनेक शास्त्रज्ञांनी वेध घेऊन पुष्कळ बिंबाभ्रिका शोधून काढल्या. १९६७ सालच्या यादीत १०३७ बिंबाभ्रिका होत्या. छायाचित्रात ताऱ्या प्रमाणेच किंवा खूप अस्पष्ट दिसत असल्याने त्या ओळखणे पूर्वी शक्य झाले नसावे. धनु-वृश्चिक भागात म्हणजे आकाशगंगेच्या मध्याकडे बिंबाभ्रिकांचे गट आढळतात. आऊल, डंबेल, उत्तर अमेरिका इ. बिंबाभ्रिका परिचित आहेत. बिंबाभ्रिकांची घनता दर घ.सेंमी.ला काही शेकडे ते काही लक्ष अणू असते. त्यांचा वेग, तेजस्वीपणा व व्यास यांच्यात बदल होत असल्याने व आकाशगंगेतील अनियमित शोषणामुळे त्यांचे अंतर काढणे कठीण असते. त्यांची अंतरे १०३ ते १०४ प्रकाशवर्षे असावीत. आकाशगंगेच्या केंद्र-दिशेत असलेल्यांची अंतरे तीन ते तीस हजार प्रकाशवर्षे असावीत. मिंकोव्हस्की यांच्या मते त्यांचा सरासरी रेखीय व्यास ३०,००० ज्योतिषीय एकक असतो, परंतु बाहेरचा अंधुक विस्तार धरल्यास तो २ लक्ष ज्योतिषीय एकक (ज्योतिषीय एकक=पृथ्वीचे सूर्यापासून सरासरी अंतर=सु. १४९ कोटी किमी.) असावा. त्यांच्या आकारमानात निश्चितता नाही. घनता, मूलद्रव्य किंवा आयनीभवनाचे प्रमाण यांच्या संदर्भात आकारमान सांगितले पाहिजे. पूर्वी बिंबाभ्रिकांची संरचना नियमित आवरणे, कडे, सर्पिलाकार, मळसुत्राकार अशा स्वरूपाची असावी, असे मानीत असत. परंतु अलीकडची निरीक्षणे व मिंकोव्हस्की-छायाचित्रे यांच्यावरून त्यांची संरचना अधिक जटिल असावी, असे मत बनले आहे. त्यांच्यात हायड्रोजन, हीलियम, कार्बन, नायट्रोजन, ऑक्सिजन, फ्ल्युओरीन नेप्च्युनियम, गंधक, क्लोरीन, आर्‌‌गॉन, पोटॅशियम, कॅल्शियम इ. मूलद्रव्ये आढळली आहेत. तपशीलवार अभ्यासिलेल्या बिंबाभ्रिकांमधील मूलद्रव्यांची सापेक्ष विपुलता विशेष बदललेली दिसत नाही. त्यांचे सरासरी रासायनिक संघटन ताऱ्यांसारखेच असल्याचे आढळले आहे. १९१६-१८ दरम्यान कँबेल व मूर यांना प्रथम बिंबाभ्रिकांच्या अंतर्गत हालचाली आढळल्या. त्यांच्या वर्णपटातील ऑक्सिजनाच्या रेषा जाड किंवा दुहेरी दिसतात. त्यामुळे ðडॉप्‍लर परिणामानुसार दोन वेग सूचित होतात. दो न वेगांमधील फरक सेकंदास १६ ते ९६ किमी. असावेत. यांवरून बिंबाभ्रिका प्रसरण पावतात असा निष्कर्ष निघतो. १९५० साली लॅटिपॉव यांना पन्नास वर्षांच्या अंतराने काढलेल्या छायाचित्रांमध्ये फरक आढळला. त्यावरून प्रसरणाने त्यांचे आकारमान वाढते हे स्पष्ट झाले. बिंबाभ्रिका आकाशगंगेच्या परिवलनात (अक्षाभोवती चक्राकार फिरण्यात) भाग घेतात. काही अपवाद वगळता अधिक वेगाच्या बाह्य भागात तर कमी वेगाच्या मध्यभागाजवळ आढळतात. नमुनेदार बिंबाभ्रिकेचे वयोमान अंदाजे ३०,००० वर्षे असावे. त्यांच्या उत्पत्तीसंबंधी निरनिराळ्या कल्पना आहेत. त्यांच्या वर्णपटांवरून त्यांच्याभोवतीची वायुमंडले पसरत असावीत. नवताऱ्यांच्या बाबतीतही असेच आढळते. म्हणून काही बिंबाभ्रिका तरी नवताऱ्यांपासून बनल्या असाव्यात किंवा त्या नवताऱ्यांचे अवशेष असावेत अशी एक कल्पना आहे. कारण १९०१ साली पर्सेइस तारकासमूहातील व १९१८ मध्ये ॲक्विला या तारकासमूहातील नवदीप्त ताऱ्यांभोवती लहान बिंबाभ्रिका तयार झाल्याचे आढळले होते, मात्र त्या लवकर दिसेनाशा झाल्या. सामान्य बिंबाभ्रिका त्यांच्यापेक्षा खूप मोठ्या असल्या तरी अखंड प्रसरणाने त्याही अदृश्य होणे शक्य आहे. त्यांच्या व्यासांच्या मापनांवरून त्या प्रसरण पावत असल्याचे आढळले. यावरून दुसऱ्या कल्पनेनुसार बिंबाभ्रिका म्हणजे तप्त ताऱ्याच्या अखेरच्या अवस्थेत द्रव्य बाहेर फेकले जाऊन त्याभोवती आवरणे निर्माण झाली व ती अनुस्फुरणाने (एखाद्या विशिष्ट तरंगलांबीच्या प्रारणाचे शोषण करून अधिक तरंगलांबीच्या प्रारणाचे पुन्हा उत्सर्जन करण्यामुळे) प्रकाशत असावीत असा निष्कर्ष निघतो. बिंबाभ्रिका म्हणजे ज्यांचे वातावरण खूप पसरून विरळ झालेले आहे असे प्रत्यक्ष तारेच असावेत,
अशीही एक कल्पना आहे. परंतु सर्वच ताऱ्यांबाबतीत असे का आढळत नाही, याचे स्पष्टीकरण देता आलेले नाही.
अभ्रिकांची निरीक्षणे: नुसत्या डोळ्यांनी केवळ तेजस्वी अभ्रिका आणि त्यांची ढोबळ वैशिष्ट्येच पाहणे शक्य असते. मृगातील अभ्रिका, देवयानी व दोन मॅगॅलनी या चारच अभ्रिका नुसत्या डोळ्यांनी दिसू शकतात. मात्र यांपैकी मृगातील अभ्रिका तेवढी खरी अभ्रिका असून इतर दीर्घिका आहेत.
दुर्बिणीतून अधिक अभ्रिका पाहता येतात. मोठ्या दुर्बिणीने बारीकसारीक तपशीलही कळू शकतो. बिंबाभ्रिका, लहान कृष्णाभ्रिका व तेजोमय अभ्रिका यांच्यासाठी मोठ्या दुर्बिणी अधिक उपयुक्त असतात.
अभ्रिकांच्या निरीक्षणास छायाचित्रणाची खूपच मदत झाली. अंधुक अभ्रिकांचे निरीक्षण करणे व तपशीलवार सूक्ष्मचित्रण करणे छायाचित्रांमुळेच शक्य झाले. छायाचित्रे ही कायम स्वरूपातील नोंद असल्याने अचूक मापनेही शक्य झाली. हेन्‍री ड्रेपर यांनी अभ्रिकेचे (मृगातील) १८८० साली पहिले छायाचित्रे घेतले. कृत्तिकेतील अभ्रिकेचे पहिले छायाचित्र हेन्‍री बंधूंनी काढले. लिक वेधशाळेतून केलर यांनी परावर्तक दुर्बिणीच्या साहाय्याने अभ्रिकांची छायाचित्रे घेतली व बर्नार्ड यांनी १८८९ साली आकाशगंगेचे पद्धतशीर छायाचित्रीय निरीक्षण केले. १८९० पासून रसेल यांनी सिडनीला व १८९१ पासून माक्स वोल्फ यांनी हायड्‌‌लबर्गला छायाचित्रीय निरीक्षणास प्रारंभ केला. दक्षिण व उत्तर गोलार्धांमधील त्यांचे अध्ययन एकमेकांस पूरक ठरले. विसाव्या शतकारंभी विस्तृत-क्षेत्र-भिंगाच्या ताराकॅमेऱ्याने व लघुक्षेत्र-परावर्तक-दुर्बिणीच्या साहाय्याने छायाचित्रण केले जाई. या दोन तंत्रांद्वारे १९३०-५० दरम्यान हारवर्ड (विद्यापीठातील) गट व हार्लो शॅप्‍ली गट या संशोधकांच्या गटांनी निरीक्षणे करून पुष्कळ माहिती मिळविली.
एक मिनिटापेक्षा कमी व्यासाच्या लहान वायुरूप अभ्रिकांच्या वर्णपटांसाठी फटहीन वर्णपटलेखक वापरतात तर मोठ्या अभ्रिकांसाठी फटीचा वर्णपटलेखक व उच्च वेगाचा कॅमेरा वापरणे अधिक चांगले असते. दिवसें-दिवस विविध वर्णपटलेखक, प्रकाशमापके, प्रकाशविद्युतीय क्रमवीक्षक इ. साहाय्यक साधने आवश्यक होऊ लागली आहेत. ðरेडिओ-दूरदर्शकाने सामान्यपणे वायुरूप अभ्रिकांचे निरीक्षण चांगल्या प्रकारे करता येते. रेडिओ-वर्णपटाच्या साहाय्याने ऊर्जा-उद्गम तप्त (लॅगून अभ्रिका) की अतप्त (क्रॅब अभ्रिका) आहे ते कळू शकते. निरनिराळ्या निरीक्षणांवरून मिळालेली काही माहिती पुढे दिलेली आहे.
अभ्रिकेचा तेजस्वीपणा सर्वत्र सारखा नसतो. त्यामुळे ताऱ्यांच्या मानाने अभ्रिकांचा तेजस्वीपणा मोजणे बरेच गुंतागुंतीचे असते. म्हणून त्यासाठी खास पद्धती वापरतात.
प्रकाशकीय निरीक्षणे व रेडिओ-कंप्रता (दर सेकंदास होणाऱ्या कंपनांची संख्या) यांच्या साहाय्याने अभ्रिकेच्या तापमानाबद्दल अनुमान केलेले असून तिच्या प्रकाशमान भागाचे तापमान सु. १०,०००० के. व सभोवतालचे ३०० ते १००० के. असावे असे आढळले. तारा, स्पंदमान तारा किंवा तारकागुच्छ यांच्या जोडीने आढळणाऱ्या अभ्रिकांची अंतरे, तारकीय अंतरे मोजून काढता येतात. उदा., लॅगून, ट्रिफीड, मृगातील इ. अभ्रिका. त्यांची अंतरे सांख्यिकीय पद्धतींनीही काढतात.
अभ्रिकांची घनता दर घ.सेंमी. ला १०-६ ग्रॅम (एक टन द्रव्य पृथ्वीएवढ्या आकारमानात पसरल्यास येणारी घनता) पेक्षा अधिक किंवा याच्या शतांशापेक्षा कमी नसते. ॲलर यांच्या मते नमुनेवजा तेजोमय अभ्रिकेच्या दर घ.सेमी. मध्ये दहा हजारांपर्यंत आयन तर बाहेरच्या अंधुक भागात शंभरापर्यंत अणू असतात.
अभ्रिकेची रेखीय मापे व घनता यांवर तिचे वस्तुमान अवलंबून असते. अंतर व कोनीय मापे यांच्यावरून अभ्रिकेची रेखीय मापे किंवा बाजू काढता येतात. अभ्रिकांचे द्रव्य इतके विरळ असले, तरी प्रचंड आकारमानामुळे त्यांचे वस्तुमान महत्त्वपूर्ण ठरते. बिंबाभ्रिकांचे वस्तुमान सूर्याच्या वस्तुमानाच्या एकपंचमांश किंवा कमीही असते. इतरांचे सूर्याच्या कित्येक पट असते. उदा., मृगातील अभ्रिकेचे वस्तुमान सूर्याच्या सु. एक लक्ष पट असावे.
दृष्टिरेषेच्या दिशेत होणारी हालचाल पुष्कळ अभ्रिकांमध्ये, तर दृष्टिरेषेशी काटकोनात होणारी हालचाल क्रॅब, नेटवर्क यांसारख्या थोड्याच अभ्रिकांमध्ये आढळली आहे. अभ्रिकांच्या हालचाली चुंबकीय क्षेत्राच्या प्रभावाने अधिक जटिल होतात, असा पुरावा मिळाला आहे. केलर यांच्या अनुमानानुसार अभ्रिकांना दर सेकंदाला १६ ते ४८ किमी. गती असावी. आयनीभवनाच्या त्वरेनुसार बिंबाभ्रिकांचे प्रसरण होत असते, असे आढळले आहे.
अभ्रिका व खगोलीय उत्क्रांती : तारानिर्मिती व निर्माण होत असणाऱ्या सूर्यमाला यांच्या दृष्टीने कृष्णाभ्रिका व तेजोमय अभ्रिका महत्त्वाच्या आहेत. तेजोमय अभ्रिकांच्या सान्निध्यात ओ व बी प्रकारचे पुष्कळ तेजस्वी तारे आढळतात. हे तारे अल्पायुषी असल्याने ते नव्यानेच उत्पन्न झाले असणार. म्हणून अभ्रिकांमध्येचअशा ताऱ्यांची उत्पत्ती होत असावी, असे वाटते. तारा आंतरतारकीय माध्यमातून फिरत असताना वायू व धूळ यांचे ढग घुसळले गेल्यासारखे वाटतात. प्रसंगविशेषी पुरेशा आकारमानाचे व घनतेचे विभाग चक्रभुजेत निर्माण होऊन गुरुत्वाकर्षणाने हा पसारा एकत्र आणला जातो. सामान्यतः असा पुंजका गरगर फिरू लागतो. संकोचल्यामुळे त्याच्या फिरण्याचा वेग वाढतो. फिरताना त्याचे दोन वा अधिक तुकडे होतात. संघननाने त्यांच्यापासून तारकायुग्म, तारकाबहुकूट किंवा तारकासमूह तयार होतात. मृग, वृषभ, एकशृंग व द. आकाशगंगा या भागांतील खगोलीय ढगांमध्ये ही प्रक्रिया होत असावी. अभ्रिकांच्या वाटणीवर म्हणजेच दृश्य आकाशगंगेच्या संरचनेवर कृष्णाभ्रिकांचा प्रभाव पडतो. गोलक अभ्रिका आद्य-तारे मानल्या जातात. बिंबाभ्रिका लघुतम ताऱ्याआधीच्या म्हणजे ताऱ्याच्या शेवटच्या अवस्थेशी निगडित असते, असे मानतात. म्हणजे तेजोमय अभ्रिका नवीन ताऱ्यांशी व बिंबभ्रिका सूर्यकुलापेक्षा जुन्या ताऱ्यांशी निगडित असाव्यात, असे पुष्कळदा दिसून येते. बिबाभ्रिकांच्या त्रिज्या व वये यांच्या अभ्यासाने खगोलीय उत्क्रांतीवर बराच प्रकाश पडू शकतो. बिंबाभ्रिकांचे वेग व वाटणी यांवरून त्या आकाशगंगेच्या जुन्या घटकांपैकी असाव्यात व आकाशगंगेच्या चपट्या भागात सापडणाऱ्या ‘मध्यम सामूहिक तारे प्रकार-२’ मध्ये त्यांची गणना करावी लागेल.
पहा : आंतरतारकीय द्रव्य.
संदर्भ : Abetti, G. Hack, M. (Tr.) Barocas, V. Nebulae and Galaxies, London. 1964.
ठाकूर, अ. ना.
“