Овај чланак је међу добрим чланцима

Емисиона маглина

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу

Емисиона ( самосветлећа ) маглина је међузвездани облак који емитује у оптичком опсегу уследјонизације сопственог гаса. Спектри таквих маглина показују јаке емисионе линије , укључујући и оне забрањене , на позадини слабог континуираног спектра. Емисионе маглине могу бити различите природе: то могу бити, на пример, Х ИИ региони или планетарне маглине .

Механизам емисије емисионих маглина објашњава се флуоресценцијом : фотон у ултраљубичастом опсегу апсорбује атом и јонизује га, а затим се, као резултат рекомбинације и ланца спонтаних прелаза, емитују фотони са нижом енергијом, укључујући у оптичком опсегу .

Спецификације

Опис

Емисионе (самосветлеће) маглине, као и друге маглине , су међузвездани облаци гаса и прашине који се истичу на небу. Емитују у оптичком опсегу , дакле, припадају дифузним (светлим) маглинама [1] . Емисионе маглине сијају уследјонизације сопственог гаса, за разлику од рефлектујућих маглина које сијају само рефлектованом светлошћу звезда . Температуре, величине и масе таквих маглина могу се значајно разликовати (види доле [⇨] ) [2] [3] [4] .

Емисионе маглине се понекад називају "гасовитим" маглинама, у супротности са "прашњавим" маглинама - тамним и рефлектујућим. Ова подела не одражава састав, пошто је однос гаса и прашине приближно исти у различитим маглинама, већ је узрокована чињеницом да се гасни сјај уочава у „гасовитим“ маглинама, а у „прашњавим“ посматрачким манифестацијама – рефлексија или апсорпција светлости – изазвани су прашином [5] .

Спектри емисионих маглина су емисионе природе: у њима се уочавају јаке емисионе линије , укључујући и оне забрањене . Континуални спектар је слаб, а његов облик зависи од типа емисионе маглине (види доле[⇨] ). Ово омогућава разликовање емисије од рефлектујућих маглина: спектар ових других је непрекидан, попут звезда, чију светлост рефлектују. У спектрима емисионих маглина најуочљивије линије су водоник , посебно Х-алфа , линије неутралног и јонизованог хелијума , забрањене линије двоструко јонизованог кисеоника и други елементи су такође јаки [3] [4][6] .

Врсте емисионих маглина

Емисионе маглине могу бити различите природе: то могу бити, на пример, области Х ИИ или планетарне маглине [4] [5] . Остаци супернове се такође често називају емисионим маглинама [2] [3] .

Области Х ИИ

Региони Х ИИ су међузвездани облаци, чија материја се јонизује зрачењем младих, сјајних звезда раних спектралних типоваО и Б са температурама изнад 2⋅10 4 К[7][8] [9] [10] . У регионима Х ИИ одвија се активно формирање звезда , њихов животни век није дужи од неколико милиона година, а концентрисане су углавном у галактичким спиралним краковима . Типична област Х ИИ је Орионова маглина [11] .

Температуре таквих објеката су реда величине 10 4 К. По правилу, њихове величине се крећу од мање од једне светлосне године до неколико стотина, концентрације честица се крећу од јединица до милиона цм −3 (за поређење, концентрација честица у ваздуху на површини Земље је 2,5⋅10 19 цм − 3 ), масе - од 100 до 10000 М [4] [9] [11] . Континуални спектар у Х ИИ регионима је спектар топлотног зрачења са максимумом у ултраљубичастом опсегу [3] .

Планетарне маглине

Маглина Хеликс - планетарна маглина

Планетарне маглине се понекад посматрају као тип Х ИИ региона, јер се материја у њима такође јонизује зрачењем звезде, али ови објекти такође имају низ разлика. Планетарна маглина се формира када црвени џин - звезда мале или средње масе у касној фази еволуције - одбаци сопствену љуску, остављајући врело језгро од звезде, које јонизује материјал љуске која се распада. Планетарне маглине су концентрисане према центру Галаксије, њихов животни век не прелази неколико десетина хиљада година. Типична планетарна маглина је маглина Хеликс [12] [13] [14] .

Температуре самих планетарних маглина и звезда које их осветљавају више су од температура у областима Х ИИ: у језгрима планетарних маглина могу достићи 1,5⋅10 5 К. У овом случају, планетарне маглине су мање – не више од неколико светлосних година, а мање масе – у просеку 0,3 М [3] [12] .

Шок-јонизоване маглине

Постоје маглине које се јонизују не зрачењем, већ ударним таласима . У међузвезданом медију ударни таласи могу настати као резултат експлозија звезда - нових или супернова , као и током јаког звезданог ветра [5] .

Посебан случај таквих маглина су остаци супернове , који се често сматрају врстом емисионе маглине. Они постоје око 100 хиљада година на месту експлозија супернове, а у њима, поред ударних таласа, ултраљубичасто синхротронско зрачење доприноси јонизацији материје. Синхротронско зрачење такође ствара континуирани спектар ових објеката [3] [5] [15] . Типичан пример остатка супернове је Ракова маглина [16] .

Механизам зрачења

У емисионим маглинама долази до континуиранејонизације и рекомбинације атома гаса који чини маглину. Атоми у магли се јонизују ултраљубичастим зрачењем , штавише, а рекомбинација се дешава каскадно: електрон се не враћа одмах на ниво земље, већ пролази кроз неколико побуђених стања , током прелаза између којих се емитују фотони са нижом енергијом. него онај почетни. Тако се ултраљубичасти фотони у магли „прерађују“ у оптичку – долази до флуоресценције [17] [18] .

Број фотона емитованих у одређеној линији по јединици запремине у јединици времена пропорционалан је броју судара јона са протонима. У условима маглине, скоро сва материја је јонизована, а концентрација јона приближно једнак концентрацији електрона , дакле, површински сјај маглине је пропорционалан сабрати дуж линије вида. Магнитуда (или за хомогену маглину дужине ) добијена на овај начин назива се емисиона мера , а концентрација супстанце се може проценити из посматраног површинског сјаја[8] [19] .

Узроци флуоресценције

Разлози за флуоресценцију су квалитативно описани на следећи начин. Размотрите ситуацију у којој је маглина осветљена звездом која емитује као црно тело са температуром ... У овом случају, спектрални састав зрачења звезде у било којој тачки је описан Планковом формулом за температуру , али густина енергије зрачења опада са повећањем удаљености до звезде и на великим удаљеностима одговара много нижој температури од ... У таквој ситуацији, према законима термодинамике , при интеракцији са материјом, зрачење треба да се прерасподели по фреквенцијама – са високих на ниже, што се дешава у маглинама [20] .

Ову појаву строжије објашњава Роселандова теорема . Он разматра атоме са три могућа енергетска нивоа 1, 2, 3 по реду повећања енергије и два супротна циклична процеса: процес И са прелазима 1 → 3 → 2 → 1 и процес ИИ са прелазима 1 → 2 → 3 → 1. У Процес И апсорбује фотон високе енергије и емитује два фотона ниске енергије, док процес ИИ апсорбује два фотона ниске енергије и емитује један фотона високе енергије. Наведен је број таквих процеса по јединици времена, односно и ... Теорема каже да ако коефицијент разблажења звезданог зрачења мала, односно звезда је видљива под малим чврстим углом (ови параметри су повезани као ), онда , односно процес ИИ се дешава много ређе него процес И. Дакле, у емисионим маглинама, где је коефицијент разблажења довољно мали и може бити 10 -14 , трансформација фотона високе енергије у фотоне ниске енергије дешава се реда величине магнитуде чешће него обрнуто [21] .

Интеракција зрачења са атомима

Можете размотрити интеракцију зрачења са атомима водоника, од којих се маглина углавном састоји. Густина материје и зрачења у маглини је веома мала, а типичан атом водоника је у јонизованом стању неколико стотина година, све док се у неком тренутку не судари са електроном и рекомбинује, а након неколико месеци поново се јонизује ултраљубичасти фотон. Период од неколико месеци је много дужи од времена током којег атом спонтаном емисијом прелази у непобуђено (основно) стање ; стога су скоро сви неутрални атоми у непобуђеном стању. То значи да је маглина непрозирна за фотоне Лајманове серије , што одговара прелазима из основног стања, али провидна за фотоне подређене серије водоника[8] [22] .

Када слободни електрон ухвати протон , емитује се фотон, чија фреквенција зависи од тога на ком се енергетском нивоу електрон налази. Ако ово није главни ниво, онда емитовани фотон напушта маглину, пошто припада подређеној серији, а ако електрон удари у главни ниво, онда се емитује фотон у Лајмановом низу, који се апсорбује у маглини, јонизујући други атом, и процес се понавља. Тако се, пре или касније, емитује фотон у једној од подређених серија, који напушта маглину. Исто се дешава са спонтаним прелазима између нивоа: када електрон пређе на било који ниво осим приземног, емитује се фотон, који напушта маглину, у супротном се емитује фотон у Лајмановом низу, који се затим апсорбује. У неком тренутку, електрон ће прећи на други енергетски ниво и фотон ће бити емитован у Балмеровој серији ; након тога ће бити могућ само прелазак са другог нивоа на први са емисијом фотона у Лиман-алфа линији. Такав фотон ће се стално апсорбовати и поново емитовати, али ће на крају напустити маглину. То значи да се сваки ултраљубичасти фотон који јонизује атом водоника претвара у одређени број фотона, међу којима ће бити фотон у Балмеровом низу и фотон у Лајман-алфа линији [23] .

Горе наведено такође значи да је укупан интензитет Балмерових линија уско повезан са снагом зрачења звезде која јонизује маглину у ултраљубичастом опсегу. Затим, посматрајући само у оптичком опсегу , може се упоредити интензитет зрачења звезде у њему са интензитетом Балмерових линија и добити информације о зрачењу звезде у различитим деловима спектра. Ова метода, названа Занстра метода , омогућава вам да процените температуру звезде. Слично размишљање се може проширити и на друге атоме, на пример, хелијум . Истовремено, за водоник, хелијум и јонизовани хелијум, потенцијали јонизације су 13,6, 24,6 и 54,4 еВ, респективно, тако да луминозност маглине у линијама ових атома одговара сјају звезде у различитим деловима ултраљубичасти опсег. Процене температуре исте звезде из линија различитих атома могу бити различите: то је због разлике између спектра звезде и спектра црног тела [24] .

Током јонизације зрачењем, релативни интензитети Балмерових линија су практично независни од температуре - овај однос између њих се назива Балмеров декремент . Балмеров декремент уочен у многим маглинама разликује се од теоријски предвиђеног због чињенице да је међузвездана апсорпција селективна, односно да на различите начине слаби зрачење на различитим таласним дужинама. Упоређујући теоријски и посматрани Балмеров декремент, може се одредити величина међузвезданог изумирања у Галаксији [25] .

Ниска фреквенција судара честица омогућава забрањене прелазе за атоме као што су кисеоник или азот , и, последично, зрачење у забрањеним линијама : иако је животни век атома у метастабилном стању прилично дуг, ипак је много краћи од просека. време између судара и спонтани преласци из метастабилних стања такође су могући. Интензитет забрањених линија може се користити за одређивање различитих параметара маглине: на пример, интензитет линија одређеног атома или јона зависи од садржаја овог елемента у маглини [26][8] .

Шок узбуђење

Када се атоми јонизују, појављују се слободни електрони са одређеном кинетичком енергијом. Дакле, ударно побуђивање атома се дешава и при судару са таквим електронима, након чега долази до спонтане емисије . Овај механизам даје главни допринос емисији атома са малим јонизационим потенцијалом , као што је кисеоник . За атоме са високим потенцијалом јонизације, посебно за водоник, побуђивање ударом не даје значајан допринос јонизацији, пошто је просечна енергија слободног електрона у магли много мања од енергије побуде атома водоника [27] .

Неке забрањене линије одговарају прелазима из стања која су побуђена ударима електрона. Ово омогућава мерење концентрације електрона и температуре електрона : што је већа концентрација, то су више насељени одговарајући нивои, али ако је концентрација превисока, судари ће се дешавати пречесто, атоми неће имати довољно времена да пређу из метастабилно стање, а забрањене линије ће бити слабије. Електронска температура је мера просечне кинетичке енергије електрона: одређује који део електрона је способан да побуди одређено стање, стога се може одредити упоређивањем интензитета забрањених линија једног јона у различитим побуђеним стањима [26] .

Степен јонизације

Емисиона маглина може бити ограничена сопственом супстанцом ( енгл. Гас-боундед небула) или зрачењем ( енгл. Радиатион-боундед небула). У првом случају ултраљубичасто зрачење допире до свих делова облака, а видљиве границе маглине одређене су величином и обликом самог облака. У другом случају, ултраљубичасто зрачење није довољно снажно да јонизује атоме водоника у свим деловима облака, а видљиве границе маглине одређене су снагом ултраљубичастог зрачења [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