Тази статия е сред добрите статии

Емисионна мъглявина

От Уикипедия, свободната енциклопедия
Отидете на навигация Отидете на търсене

Емисионна ( самосветеща ) мъглявина е междузвезден облак, излъчващ в оптичния обхват поради йонизацията на собствения си газ. Спектрите на такива мъглявини показват силни емисионни линии , включително забранени , на фона на слаб непрекъснат спектър. Емисионните мъглявини могат да бъдат от различно естество: те могат да бъдат например H II региони или планетарни мъглявини .

Механизмът на излъчване на емисионни мъглявини се обяснява с флуоресценция : фотон в ултравиолетовия диапазон се абсорбира от атом и го йонизира, а след това, в резултат на рекомбинация и верига от спонтанни преходи, се излъчват фотони с по-ниска енергия, вкл. в оптичния обхват .

Спецификации

Описание

Емисионните (самосветещи) мъглявини, подобно на други мъглявини , са междузвездни облаци от газ и прах, които се открояват на фона на небето. Те излъчват в оптичния обхват , следователно принадлежат към дифузни (светлинни) мъглявини [1] . Емисионните мъглявини блестят поради йонизацията на собствения си газ, за ​​разлика от отразяващите мъглявини, които светят само от отразената светлина на звездите . Температурите, размерите и масите на такива мъглявини могат да се различават значително (вижте по-долу [⇨] ) [2] [3] [4] .

Емисионните мъглявини понякога се наричат ​​"газови" мъглявини, като ги контрастират с "прашните" мъглявини - тъмни и отразяващи. Това разделение не отразява състава, тъй като съотношението газ към прах е приблизително еднакво в различните мъглявини, но се дължи на факта, че сиянието на газа се наблюдава в "газовите" мъглявини, а в "прашните" наблюдателни прояви - отражение или поглъщане на светлина - причинени са от прах [5] .

Спектрите на емисионните мъглявини са от емисионен характер: в тях се наблюдават силни емисионни линии , включително забранени . Непрекъснатият спектър е слаб и неговата форма зависи от вида на емисионната мъглявина (вижте по-долу [⇨] ). Това прави възможно разграничаването на излъчването от отразяващите мъглявини: спектърът на последните е непрекъснат, подобно на звездите, чиято светлина отразяват. В спектрите на емисионните мъглявини най-забележими са линиите на водорода , по-специално Н-алфа , линиите на неутрален и йонизиран хелий , забранените линии на двойно йонизирания кислород и други елементи също са силни [3] [4][6] .

Видове емисионни мъглявини

Емисионните мъглявини могат да бъдат от различно естество: могат да бъдат например H II области или планетарни мъглявини [4] [5] . Остатъците от свръхнова също често се наричат ​​емисионни мъглявини [2] [3] .

Зони H II

Регионите H II са междузвездни облаци, чиято материя се йонизира от радиацията на млади ярки звезди от ранни спектрални типовеO и B с температури над 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . В регионите H II се извършва активно звездообразуване , продължителността на живота им е не повече от няколко милиона години и те са концентрирани главно в галактическите спираловидни ръкави . Типичен регион H II е мъглявината Орион [11] .

Температурите на такива обекти са от порядъка на 10 4 К. По правило размерите им варират от по-малко от една светлинна година до няколкостотин, концентрациите на частиците варират от единици до милиони cm −3 (за сравнение концентрацията на частиците във въздуха на земната повърхност е 2,5⋅10 19 cm − 3 ), маси - от 100 до 10000 M [4] [9] [11] . Непрекъснатият спектър в H II областите е спектърът на топлинното излъчване с максимум в ултравиолетовия диапазон [3] .

Планетарни мъглявини

Мъглявина Хеликс - планетарна мъглявина

Планетарните мъглявини понякога се разглеждат като тип H II регион, тъй като материята в тях също се йонизира от радиация от звездата, но тези обекти също имат редица разлики. Планетарна мъглявина се образува, когато червен гигант - звезда с малка или средна маса на късен етап от еволюцията - хвърли собствената си обвивка, оставяйки горещо ядро ​​от звездата, което йонизира материала на отделящата се обвивка. Планетарните мъглявини са съсредоточени към центъра на Галактиката; продължителността на живота им не надвишава няколко десетки хиляди години. Типична планетарна мъглявина е мъглявината Хеликс [12] [13] [14] .

Температурите на самите планетарни мъглявини и звездите, които ги осветяват, са по-високи от тези на областите H II: в ядрата на планетарните мъглявини те могат да достигнат 1,5⋅10 5 K. В този случай планетарните мъглявини са по-малки – не повече от няколко светлинни години, и по-малки маси – средно 0,3 M [3] [12] .

Шок-йонизирани мъглявини

Има мъглявини, които се йонизират не от радиация, а от ударни вълни . В междузвездната среда, ударни вълни могат да бъдат създадени в резултат на експлозии на звезди - Свищов или свръхнови , както и по време на силни звездна вятър [5] .

Специален случай на такива мъглявини са остатъците от свръхнова , които често се разглеждат като вид емисионна мъглявина. Те съществуват от около 100 хиляди години на мястото на експлозии на свръхнови и в тях, освен ударните вълни, ултравиолетовото синхротронно лъчение допринася за йонизацията на материята. Синхротронното лъчение също създава непрекъснат спектър от тези обекти [3] [5] [15] . Типичен пример за остатък от свръхнова е мъглявината Рак [16] .

Радиационен механизъм

В емисионните мъглявини се извършва непрекъсната йонизация и рекомбинация на атомите на газа, който изгражда мъглявината. Атомите в мъглявината се йонизират от ултравиолетово лъчение , освен това рекомбинацията протича по каскаден начин: електронът не се връща веднага на земното ниво, а преминава през няколко възбудени състояния , по време на прехода между които се излъчват фотони с по-ниска енергия отколкото тази на първоначалната. По този начин ултравиолетовите фотони в мъглявината се „преработват“ в оптична – възниква флуоресценция [17] [18] .

Броят на фотоните, излъчвани в определена линия на единица обем за единица време, е пропорционален на броя на сблъсъците на йони с протони. В условията на мъглявина почти цялата материя е йонизирана и концентрацията на йони приблизително равно на концентрацията на електрони , следователно, повърхностната яркост на мъглявината е пропорционална на сумирани по линията на видимост. Величината (или за хомогенна мъглявина с дължина ), получен по този начин се нарича емисионна мярка , а концентрацията на веществото може да бъде оценена от наблюдаваната повърхностна яркост[8] [19] .

Причини за флуоресценция

Причините за флуоресценцията са качествено описани, както следва. Помислете за ситуация, в която мъглявината е осветена от звезда, излъчваща като черно тяло с температура ... В този случай спектралният състав на излъчването на звездата във всяка точка се описва с формулата на Планк за температура , но плътността на радиационната енергия намалява с увеличаване на разстоянието до звездата и на големи разстояния съответства на много по-ниска температура от ... В такава ситуация, според законите на термодинамиката , при взаимодействие с материята радиацията трябва да се преразпредели по честоти – от високи към по-ниски, което се случва в мъглявините [20] .

Това явление се обяснява по-стриктно от теоремата на Роселанд . Той разглежда атоми с три възможни енергийни нива 1, 2, 3 в ред на увеличаване на енергията и два противоположни циклични процеса: процес I с преходи 1 → 3 → 2 → 1 и процес II с преходи 1 → 2 → 3 → 1. Процес I поглъща високоенергиен фотон и излъчва два нискоенергийни фотона, докато процес II абсорбира два нискоенергийни фотона и излъчва един високоенергиен. Броят на такива процеси за единица време е посочен, съответно, и ... Теоремата гласи, че ако коефициентът на разреждане на звездната радиация малка, тоест звездата се вижда под малък плътен ъгъл (тези параметри са свързани като ), тогава , тоест процес II протича много по-рядко от процес I. Така в емисионни мъглявини, където коефициентът на разреждане е достатъчно малък и може да бъде 10 -14 , трансформацията на високоенергийни фотони в нискоенергийни фотони става от порядък на величина по-често, отколкото обратно [21] .

Взаимодействие на лъчението с атомите

Можете да разгледате взаимодействието на радиацията с водородни атоми , от които се състои главно мъглявината. Плътността на материята и радиацията в мъглявината е много ниска и типичният водороден атом е в йонизирано състояние в продължение на няколкостотин години, докато в един момент не се сблъска с електрон и се рекомбинира и след няколко месеца отново се йонизира от ултравиолетов фотон. Периодът от няколко месеца е много по-дълъг от времето, през което атомът преминава в невъзбудено (основно) състояние чрез спонтанно излъчване ; следователно почти всички неутрални атоми са в невъзбудено състояние. Това означава, че мъглявината е непрозрачна за фотоните от серията на Лайман , съответстваща на преходи от основното състояние, но прозрачна за фотоните от подчинената серия на водорода[8] [22] .

Когато свободен електрон бъде уловен от протон , се излъчва фотон, чиято честота зависи от това на какво енергийно ниво се намира електронът. Ако това не е основното ниво, тогава излъченият фотон напуска мъглявината, тъй като принадлежи към подчинената серия, а ако електронът удари основното ниво, тогава се излъчва фотон в серията на Лиман, който се абсорбира в мъглявината, йонизира друг атом и процесът се повтаря. Така рано или късно в една от подчинените серии се излъчва фотон, който напуска мъглявината. Същото се случва и със спонтанните преходи между нивата: когато електрон отиде на което и да е ниво с изключение на земното ниво, се излъчва фотон, който напуска мъглявината, в противен случай се излъчва фотон в серията на Лайман, който след това се абсорбира. В някакъв момент електронът ще премине на второ енергийно ниво и фотон ще бъде излъчен в серия на Балмер ; след това ще бъде възможен само преход от второ ниво към първо с излъчване на фотон в линията Lyman-alpha . Такъв фотон постоянно ще се абсорбира и излъчва отново, но в крайна сметка ще напусне мъглявината. Това означава, че всеки ултравиолетов фотон, който йонизира водороден атом, се превръща в определен брой фотони, сред които ще има фотон от поредицата на Балмер и фотон в линията Lyman-alpha [23] .

Горното също означава, че общият интензитет на линиите на Балмер е тясно свързан с радиационната мощност на звездата, йонизираща мъглявината в ултравиолетовия диапазон. След това, наблюдавайки само в оптичния обхват , може да се сравни интензитета на излъчването на звездата в него с интензитета на линиите на Балмер и да се получи информация за излъчването на звездата в различни части на спектъра. Този метод, наречен метод на Zanstra , ви позволява да оцените температурата на звезда. Подобни разсъждения могат да бъдат разширени и до други атоми, например хелий . В същото време, за водород, хелий и йонизиран хелий, йонизационните потенциали са съответно 13,6, 24,6 и 54,4 eV, като по този начин светимостта на мъглявината в линиите на тези атоми съответства на светимостта на звезда в различни части на ултравиолетовият диапазон. Оценките за температурата на една и съща звезда от линиите на различни атоми могат да бъдат различни: това се дължи на разликата между спектъра на звездата и спектъра на черно тяло [24] .

По време на йонизация чрез радиация относителните интензитети на линиите на Балмер са практически независими от температурата - това съотношение между тях се нарича декремент на Балмер . Балмеровият декремент, наблюдаван в много мъглявини, се различава от теоретично предвидения поради факта, че междузвездното поглъщане е селективно, тоест отслабва излъчването при различни дължини на вълната по различни начини. Сравнявайки теоретичния и наблюдавания декремент на Балмер, може да се определи величината на междузвездното изчезване в Галактиката [25] .

Ниската честота на сблъсъци на частици прави възможни забранени преходи за атоми като кислород или азот и, следователно, радиация в забранени линии : въпреки че животът на атома в метастабилно състояние е доста дълъг, той все още е много по-кратък от средния време между сблъсъци и спонтанни преходи от метастабилни състояния също са възможни. Интензитетите на забранените линии могат да се използват за определяне на различни параметри на мъглявината: например, интензитетът на линиите на определен атом или йон зависи от съдържанието на този елемент в мъглявината [26][8] .

Шокова възбуда

Когато атомите се йонизират, се появяват свободни електрони с определена кинетична енергия. Следователно, ударно възбуждане на атоми се извършва и при сблъсък с такива електрони, след което настъпва спонтанно излъчване . Този механизъм има основния принос за излъчването на атоми с малък йонизационен потенциал , като кислород . За атоми с висок йонизационен потенциал, по-специално за водород, възбуждането при удар не допринася значително за йонизацията, тъй като средната енергия на свободния електрон в мъглявината е много по-малка от енергията на възбуждане на водороден атом [27] .

Някои забранени линии съответстват на преходи от състояния, които се възбуждат от електронни удари. Това прави възможно измерването на концентрацията на електрони и температурата на електроните : колкото по-висока е концентрацията, толкова по-населени са съответните нива, но ако концентрацията е твърде висока, сблъсъците ще се случват твърде често, атомите няма да имат достатъчно време за преминаване от метастабилно състояние и забранените линии ще бъдат по-слаби. Електронната температура е мярка за средната кинетична енергия на електроните: тя определя каква част от електроните е в състояние да възбуди определено състояние, следователно може да се определи чрез сравняване на интензитетите на забранените линии на един йон в различни възбудени състояния [26] .

Степен на йонизация

Емисионната мъглявина може да бъде ограничена от собственото си вещество ( англ. Gas-bounded nebula) или радиация ( англ. Radiation-bounded nebula). В първия случай ултравиолетовото лъчение достига до всички части на облака, а видимите граници на мъглявината се определят от размера и формата на самия облак. Във втория случай ултравиолетовото лъчение не е достатъчно мощно, за да йонизира водородните атоми във всички части на облака, а видимите граници на мъглявината се определят от силата на ултравиолетовото лъчение [3] . Поскольку нейтральный водород хорошо поглощает свет, граница между областями, где большинство атомов ионизованы и где большинство атомов водорода нейтральны, оказывается довольно резкой. Если в туманности находится одна звезда, то область, где большая часть атомов водорода должна быть ионизована, имеет сферическую форму и называется сферой Стрёмгрена[8] [28] .

Если в туманности есть область, где атомы ионизованы дважды, то аналогичная граница может наблюдаться между ней и областью, где атомы в основном ионизованы однократно. Это приводит к тому, что области туманности, излучающие в определённых линиях, имеют разный размер: например, область, излучающая в линиях ионизованного гелия, значительно меньше области, излучающей в линиях нейтрального гелия [28] .

История изучения

В 1610 году была открыта туманность Ориона , но долгое время после этого учёным не было известно даже об отличиях туманностей от галактик . В 1864 году Уильям Хаггинс впервые исследовал спектры различных туманностей и на основе вида их спектра сделал вывод, что некоторые из них состоят из нагретого газа: таким образом были выделены «газовые» туманности [29] [30] [31] . В 1868 году он предположил, что некоторые яркие линии в спектрах туманностей излучаются атомами неизвестного ранее химического элемента небулия , но эта гипотеза была ошибочной: в 1927 году Айра Боуэн показал, что линии, которые приписывались небулию, на самом деле являются запрещёнными линиями азота и кислорода [32] .

Из-за простоты физических условий в таких туманностях — низкой плотности вещества и излучения — физика эмиссионных туманностей оказалась тем разделом теоретической астрофизики , который был детально разработан в первую очередь, а его результаты стали применяться и в других разделах астрофизики [33] .

Примечания

  1. Darling D. Nebula (англ.) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 28 июля 2021. Архивировано 28 июля 2021 года.
  2. 1 2 Засов А. В. Туманности галактические . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 27 июля 2021 года.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Emission nebula (англ.) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 4 июля 2019 года.
  4. 1 2 3 4 Emission Nebula (англ.) . Astronomy . Melbourne: Swinburne University of Technology . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 25 мая 2021 года.
  5. 1 2 3 4 Бочкарёв Н. Г. Туманности . Астронет . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 27 июля 2021 года.
  6. Соболев, 1985 , с. 258.
  7. Кононович, Мороз, 2004 , с. 434.
  8. 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , pp. 323—326.
  9. 1 2 Бочкарёв Н. Г. Зоны ионизированного водорода . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 29 июля 2021. Архивировано 4 марта 2021 года.
  10. Emission nebula (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 27 июля 2021 года.
  11. 1 2 HII Region (англ.) . Astronomy . Melbourne: Swinburne University of Technology . Дата обращения: 29 июля 2021. Архивировано 26 февраля 2021 года.
  12. 1 2 Архипова В. П. Планетарные туманности . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 30 июля 2021. Архивировано 27 февраля 2021 года.
  13. Planetary Nebulae (англ.) . Astronomy . Melbourne: Swinburne University of Technology . Дата обращения: 30 июля 2021. Архивировано 1 октября 2020 года.
  14. Кононович, Мороз, 2004 , с. 407—409.
  15. Karttunen et al., 2007 , pp. 332—334.
  16. Darling D. Supernova remnant (англ.) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 30 июля 2021. Архивировано 8 июня 2021 года.
  17. Кононович, Мороз, 2004 , с. 452—454.
  18. Соболев, 1985 , с. 257—259.
  19. Кононович, Мороз, 2004 , с. 454.
  20. Соболев, 1985 , с. 259—261.
  21. Соболев, 1985 , с. 261—263.
  22. Соболев, 1985 , с. 263—266, 284.
  23. Соболев, 1985 , с. 263—266.
  24. Соболев, 1985 , с. 263—269.
  25. Соболев, 1985 , с. 287—289.
  26. 1 2 Соболев, 1985 , с. 293—305.
  27. Соболев, 1985 , с. 289—290.
  28. 1 2 Соболев, 1985 , с. 275—278.
  29. Nebula . Historical survey of the study of nebulae (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 31 июля 2021. Архивировано 2 января 2018 года.
  30. William Huggins (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 31 июля 2021. Архивировано 11 июля 2021 года.
  31. История астрономии . Астрономия . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова . Дата обращения: 31 июля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  32. Nebulium (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 31 июля 2021. Архивировано 31 июля 2021 года.
  33. Соболев, 1985 , с. 257.

Литература