Планетарна мъглявина

От Уикипедия, свободната енциклопедия
Отидете на навигация Отидете на търсене
NGC 6543, мъглявина Котешко око - вътрешна област, псевдоцветно изображение (червено - H α (656,3 nm); синьо - неутрален кислород, 630 nm; зелено - йонизиран азот, 658,4 nm)

Планетарната мъгла е астрономически обект, който представлява обвивка от йонизиран газ около централната звезда, бяло джудже . Образува се от изхвърлянето на външните слоеве на червен гигант или свръхгигант с маса от 0,8 до 8 слънчеви маси в последния етап от неговата еволюция. Планетарните мъглявини са астрономически ефимерни обекти, които съществуват само от няколко десетки хиляди години (с продължителността на живота на предшественика от няколко милиарда години). Те нямат нищо общо с планетите и са кръстени за повърхностно сходство, когато се наблюдават през телескоп. В нашата галактика са известни около 1500 планетарни мъглявини.

Планетарни мъглявини се характеризират с закръглена форма с ясен край, но през последните години, с помощта на Хъбъл космическия телескоп, един много сложен и особен структура е открито в много планетарни мъглявини. Само около една пета от тях са почти сферични . Механизмите, които създават такова разнообразие от форми, остават неясни. Смята се, че взаимодействието на звездния вятър и двойните звезди , магнитното поле и междузвездната среда може да играе голяма роля в това.

Процесът на образуване на планетарни мъглявини, заедно с експлозиите на свръхнови , играе важна роля в химическата еволюция на галактиките, изхвърляйки в междузвездното пространство материал, обогатен с тежки елементи - продуктите на звездния нуклеосинтез (в астрономията всички елементи се считат за тежки, с с изключение на продуктите от първичния нуклеосинтез на Големия взрив - водород и хелий като въглерод , азот , кислород и калций ).

История на изследването

Повечето планетарни мъглявини са бледи обекти и обикновено са невидими с просто око. Първата открита планетарна мъглявина е мъглявината Дъмбел в съзвездието Лисички : Чарлз Месие , който търси комети , когато съставя своя каталог от мъглявини (неподвижни обекти, които изглеждат като комети при наблюдение на небето) през 1764 г., го каталогизира под номера M27. През 1784 г. Уилям Хершел , откривателят на Уран , когато съставя своя каталог, ги отделя в отделен клас мъглявини („клас IV“) [1] и ги нарича планетарни поради приликата им с диска на планетата [2]. ] [3] .

Необичайната природа на планетарните мъглявини е открита в средата на 19 век , с началото на използването на спектроскопия в наблюденията. Уилям Хъгинс стана първият астроном, който получи спектрите на планетарните мъглявини - обекти, които се открояват със своята необичайност:

Някои от най-загадъчните от тези забележителни обекти са тези, които, гледани телескопично, изглеждат като кръгли или леко овални дискове. ... Забележителен е и техният зеленикаво-син цвят, изключително рядък за единични звезди. Освен това тези мъглявини не показват признаци на централно струпване. Според тези особености планетарните мъглявини са рязко разграничени като обекти, които имат свойства, които са напълно различни от свойствата на Слънцето и неподвижните звезди . Поради тези причини, а също и поради тяхната яркост, избрах тези мъглявини като най-подходящи за спектроскопски изследвания [4] .

Когато Хъгинс изследва спектрите на мъглявините NGC 6543 ( Котешко око ), M27 ( Гира ), M57 ( Пръстен ) и редица други, се оказа, че техният спектър е изключително различен от спектрите на звездите: всички спектри на звездите получени по това време са спектри на абсорбция (непрекъснат спектър с голям брой тъмни линии), докато спектрите на планетарните мъглявини се оказват емисионни спектри с малък брой емисионни линии , което показва тяхната природа, която е коренно различна от природата на звездите:

Няма съмнение, че мъглявините 37 H IV ( NGC 3242 ), Струве 6 ( NGC 6572 ), 73 H IV ( NGC 6826 ), 1 H IV ( NGC 7009 ), 57 M, 18 H. IV ( NGC 7662 ) и 27 M не могат да се разглеждат повече като купове от звезди от същия тип, към които принадлежат неподвижните звезди и нашето Слънце. <…> Тези обекти имат специална и различна структура <…> ние по всяка вероятност трябва да разглеждаме тези обекти като огромни маси от светещ газ или пара [4] .

Друг проблем беше химическият състав на планетарните мъглявини: Хъгинс, в сравнение с референтните спектри, успя да идентифицира линиите на азот и водород , но най-ярката от линиите с дължина на вълната от 500,7 nm не се наблюдава в спектрите на тогавашните известни химични елементи. Предполага се, че тази линия съответства на неизвестен елемент. Предварително му е дадено името мъглявина - по аналогия с идеята, довела до откриването на хелий в спектралния анализ на Слънцето през 1868 г.

Предположенията за откриването на нов елемент от мъглявината не бяха потвърдени. В началото на 20-ти век Хенри Ръсел предположи, че линията 500,7 nm съответства не на нов елемент, а на стар елемент при неизвестни условия.

През 20-те години на миналия век беше показано, че в много разредени газове атомите и йоните могат да преминат във възбудени метастабилни състояния, които при по-високи плътности не могат да съществуват дълго време поради сблъсъци на частици. През 1927 г. Боуен идентифицира линията на небулия 500,7 nm като възникнала по време на прехода от метастабилно състояние към основно състояние на двойно йонизиран кислороден атом (OIII) [5] . Спектралните линии от този тип, наблюдавани само при изключително ниска плътност, се наричат забранени линии . По този начин спектроскопските наблюдения позволиха да се оцени горната граница на плътността на мъглявиния газ. В същото време, спектрите на планетарните мъглявини, получени с помощта на спектрометри с прорези, показват "извиване" и разделяне на линиите поради доплерови измествания на излъчващите области на мъглявината, движещи се с различни скорости, което позволява да се оцени скоростта на разширяване на планетарните мъглявини при 20-40 км/сек.

Въпреки доста подробното разбиране на структурата, състава и механизма на излъчване на планетарните мъглявини, въпросът за техния произход остава отворен до средата на 50- те години на миналия век , докато I.S.Shklovsky не забелязва, че ако екстраполираме параметрите на планетарните мъглявини до момента, в който те започнат да се разширяване , то полученият набор от параметри съвпада със свойствата на атмосферите на червените гиганти , а свойствата на техните ядра - със свойствата на горещите бели джуджета [6] [7] . Понастоящем тази теория за произхода на планетарните мъглявини е потвърдена от множество наблюдения и изчисления.

До края на 20-ти век подобренията в технологиите направиха възможно изучаването на планетарните мъглявини по-подробно. Космическите телескопи направиха възможно изследването на техните спектри извън видимия диапазон, което не можеше да бъде направено преди, извършвайки наблюдения от земната повърхност. Инфрачервените и ултравиолетовите наблюдения дадоха нова, много по-точна оценка на температурата , плътността и химическия състав на планетарните мъглявини. Използването на CCD технологията направи възможно анализирането на значително по-малко ясни спектрални линии. Използването на Хъбъл космическия телескоп разкри изключително сложната структура на планетарни мъглявини, се смяташе досега, за да бъде проста и хомогенна.

Общоприето е, че планетарните мъглявини са от спектрален тип P , въпреки че това обозначение рядко се използва на практика.

Произход

Структурата на симетрична планетарна мъглявина. Бързият звезден вятър (сини стрелки) на горещото бяло джудже - ядрото на звездата (в центъра), сблъсквайки се с изхвърлената черупка - бавният звезден вятър на червения гигант (червени стрелки), създава плътна обвивка (синя ), светещи под въздействието на ултравиолетовото лъчение на ядрото

Планетарните мъглявини представляват последния етап на еволюция за много звезди. Нашето Слънце е звезда със среден размер, като само малък брой звезди го превишава по маса. Звездите с маса няколко пъти по-голяма от слънчевата се превръщат в свръхнови на последния етап от съществуването си. Звездите със средна и ниска маса в края на еволюционния път създават планетарни мъглявини.

Типична звезда с маса няколко пъти по-малка от Слънцето свети през по-голямата част от живота си поради реакциите на термоядрен синтез на хелий от водород в нейното ядро ​​(терминът „изгаряне“ често се използва вместо термина „термоядрен синтез“, в този случай изгарянето на водород). Енергията, освободена при тези реакции, предпазва звездата от колапс под силата на собствената си гравитация, като по този начин я прави стабилна.

След няколко милиарда години запасът от водород се изчерпва и енергията става недостатъчна, за да задържи външните слоеве на звездата. Ядрото започва да се свива и нагрява. В момента температурата на ядрото на Слънцето е приблизително 15 милиона K , но след изчерпване на запасите от водород, компресията на ядрото ще доведе до повишаване на температурата до нивото от 100 милиона K. В същото време външната слоевете се охлаждат и значително увеличават размера си поради много високата температура на зърната. Звездата се превръща в червен гигант . На този етап ядрото продължава да се свива и нагрява; когато температурата достигне 100 милиона K , започва процесът на синтез на въглерод и кислород от хелий .

Възобновяването на термоядрените реакции предотвратява по-нататъшното компресиране на ядрото. Горещият хелий скоро образува инертно ядро ​​от въглерод и кислород, заобиколено от обвивка от горящ хелий. Реакциите на синтез, включващи хелий, са много чувствителни към температурата. Скоростта на реакцията е пропорционална на T 40 , тоест повишаването на температурата само с 2% ще доведе до удвояване на скоростта на реакцията. Това прави звездата много нестабилна: малко повишаване на температурата причинява бързо увеличаване на скоростта на реакцията, увеличавайки освобождаването на енергия, което от своя страна води до повишаване на температурата. Горните слоеве на горящия хелий започват бързо да се разширяват, температурата пада и реакцията се забавя. Всичко това може да бъде причина за мощни пулсации, понякога достатъчно силни, за да изхвърлят значителна част от атмосферата на звездата в космоса.

Изхвърленият газ образува разширяваща се обвивка около оголеното ядро ​​на звездата. Тъй като все повече и повече от атмосферата се отделя от звездата, се появяват все по-дълбоки слоеве с по-високи температури. Когато голата повърхност ( фотосферата на звезда) достигне температура от 30 000 К, енергията на излъчените ултравиолетови фотони става достатъчна за йонизиране на атомите в изхвърлената материя, което я кара да свети. Така облакът се превръща в планетарна мъглявина.

Продължителност на живота

Компютърна симулация на образуването на планетарна мъглявина от звезда с неправилен диск, илюстрираща как малка начална асиметрия може да доведе до образуването на обект със сложна структура.

Материята на планетарната мъглявина се разпръсква от централната звезда със скорост от няколко десетки километра в секунда. В същото време, когато материята изтича, централната звезда се охлажда, излъчвайки остатъците от енергия; термоядрените реакции спират, тъй като звездата вече няма достатъчно маса, за да поддържа температурата, необходима за синтеза на въглерод и кислород. В крайна сметка звездата ще се охлади достатъчно, за да спре да излъчва достатъчно ултравиолетова радиация, за да йонизира далечната газова обвивка. Звездата се превръща в бяло джудже , а газовият облак се рекомбинира , ставайки невидим. За типична планетарна мъглявина времето от образуването до рекомбинацията е 10 000 години.

Галактически рециклери

Планетарните мъглявини играят значителна роля в еволюцията на галактиките. Ранната Вселена се е състояла главно от водород и хелий , от които са се образували звезди тип II . Но с течение на времето, в резултат на термоядрен синтез в звездите, се образуват по-тежки елементи. По този начин материята на планетарните мъглявини има високо съдържание на въглерод , азот и кислород и докато се разширява и прониква в междузвездното пространство, тя я обогатява с тези тежки елементи, обикновено наричани от астрономите метали .

Следващите поколения звезди, образувани от междузвездна материя, ще съдържат по-голямо първоначално количество тежки елементи. Въпреки че делът им в състава на звездите остава незначителен, тяхното присъствие значително променя жизнения цикъл на звездите от тип I (вижте Звездна популация ).

Спецификации

физически характеристики

Типичната планетарна мъглявина има средна дължина от една светлинна година и се състои от силно разреден газ с плътност около 1000 частици на cm³, което е незначително в сравнение например с плътността на земната атмосфера, но около 10- 100 пъти повече от плътността на междупланетното пространство от разстоянието на орбитата на Земята от Слънцето. Младите планетарни мъглявини имат най-висока плътност, понякога достигаща 10 6 частици на cm³. С остаряването на мъглявините разширяването им води до намаляване на плътността.

Радиацията от централната звезда нагрява газовете до температури от порядъка на 10 000 K. Парадоксално е, че температурата на газа често се повишава с увеличаване на разстоянието от централната звезда. Това е така, защото колкото повече енергия има един фотон , толкова по-малка е вероятността той да бъде погълнат. Следователно фотоните с ниска енергия се абсорбират във вътрешните области на мъглявината, докато останалите високоенергийни фотони се абсорбират във външните области, което води до повишаване на температурата им.

Мъглявините могат да бъдат категоризирани като бедни на материя и бедни на радиация . Според тази терминология, в първия случай мъглявината няма достатъчно материя, за да абсорбира всички ултравиолетови фотони, излъчвани от звездата. Следователно видимата мъглявина е напълно йонизирана. Във втория случай централната звезда излъчва недостатъчно ултравиолетови фотони, за да йонизира целия заобикалящ газ и йонизационният фронт преминава в неутрално междузвездно пространство.

Тъй като по-голямата част от газа на планетарната мъглявина е йонизиран (т.е. плазма ), магнитните полета оказват значително влияние върху нейната структура, причинявайки явления като фиброзна и плазмена нестабилност.

Количество и разпределение

Днес в нашата галактика от 200 милиарда звезди има 1500 известни планетарни мъглявини. Кратката им продължителност на живота в сравнение със звездния живот е причината за малкия им брой. По принцип всички те лежат в равнината на Млечния път и повечето от тях са концентрирани близо до центъра на галактиката и практически не се наблюдават в звездни купове.

Използването на CCD вместо фотографски филм в астрономическите изследвания значително разшири списъка с известни планетарни мъглявини.

структура

Повечето планетарни мъглявини са симетрични и почти сферични , което не им пречи да имат много много сложни форми. Приблизително 10% от планетарните мъглявини са практически биполярни и само малък брой са асиметрични. Известна даже прямоугольная планетарная туманность . Причины такого разнообразия форм до конца не выяснены, но считается, что большую роль могут играть гравитационные взаимодействия звёзд в двойных системах. По другой версии, имеющиеся планеты нарушают равномерное растекание материи при образовании туманности. В январе 2005 года американские астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звёзд двух планетарных туманностей, а затем выдвинули предположение, что именно они частично или полностью ответственны за создание формы этих туманностей. Существенная роль магнитных полей в планетарных туманностях была предсказана Григором Гурзадяном ещё в 1960-е годы [8] . Есть также предположение, что биполярная форма может быть обусловлена взаимодействием ударных волн от распространения фронта детонации в слое гелия на поверхности формирующегося белого карлика (например, в туманностях Кошачий Глаз , Песочные Часы , Муравей ).

Текущие вопросы в изучении планетарных туманностей

Одна из проблем в изучении планетарных туманностей — это точное определение расстояния до них. Для некоторых близлежащих планетарных туманностей возможно вычислить удалённость от нас, используя измеренный параллакс расширения: снимки с высоким разрешением, полученные несколько лет назад, демонстрируют расширение туманности перпендикулярно к лучу зрения , а спектроскопический анализ доплеровского смещения даст возможность вычислить скорость расширения вдоль луча зрения. Сравнение углового расширения с полученной скоростью расширения сделает возможным вычисление расстояния до туманности.

Существование такого разнообразия форм туманностей является темой жарких дискуссий. Широко распространено мнение, что причиной этому может быть взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с различными скоростями. Некоторые астрономы считают, что двойные звёздные системы ответственны, по крайней мере, за наиболее сложные очертания планетарных туманностей. Недавние исследования подтвердили наличие у нескольких планетарных туманностей мощных магнитных полей, предположения о чём уже неоднократно выдвигались. Магнитные взаимодействия с ионизированным газом также могут играть некоторую роль в становлении формы некоторых из них.

На данный момент существуют две различных методики обнаружения металлов в туманности, основывающиеся на различных типах спектральных линий. Иногда эти два метода дают совершенно непохожие результаты. Некоторые астрономы склонны объяснять это наличием слабых флуктуаций температуры в пределах планетарной туманности. Другие полагают, что различия в наблюдениях слишком разительны, чтобы объяснить их при помощи температурных эффектов. Они выдвигают предположения о существовании холодных сгустков, содержащих очень малое количество водорода. Однако сгустки, наличие которых, по их мнению, способно объяснить разницу в оценке количества металлов, ни разу не наблюдались.

Примечания

  1. William Herschel , 1802. [XVIII.] Catalogue of 500 new Nebulae, nebulous Stars, planetary Nebulae, and Clusters of Stars; with Remarks on the Construction of the Heavens. By William Herschel, LL.DFRS Read July 1, 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), p. 477—528. Bibcode : 1802RSPT...92..477H
  2. Hoskin M. William Herschel and The Planetary Nebulae // Journal for the History of Astronomy. — 2014. — Vol. 45, № 2 . — P. 209—225. — doi : 10.1177/002182861404500205 . — Bibcode : 2014JHA....45..209H .
  3. Энциклопедия для детей. Том 8: астрономия / гл. ред. М. Д. Аксёнова. — М. : Аванта+, 1997. — С. 160—161. — 688 с. — ISBN 5-89501-008-3 .
  4. 1 2 Huggins W., Miller WA (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  5. Bowen, IS (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
  6. Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, № 3, 1956. — сс. 315—329.
  7. Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть . — М. : Наука, 1984. Архивированная копия (недоступная ссылка) . Дата обращения: 26 марта 2006. Архивировано 10 декабря 2005 года.
  8. Гурзадян Г. А. Планетарные туманности. — М. : Наука, 1993.

Литература

Ссылки