Планетарна маглина

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу
НГЦ 6543, маглина Мачје око - унутрашњи регион, слика у псеудо боји (црвена - Х α (656,3 нм); плава - неутрални кисеоник, 630 нм; зелена - јонизовани азот, 658,4 нм)

Планетарна магла је астрономски објекат који је шкољкајонизованог гаса око централне звезде, белог патуљка . Настаје избацивањем спољашњих слојева црвеног гиганта или супергиганта са масом од 0,8 до 8 соларних маса у завршној фази његове еволуције. Планетарне маглине су астрономски ефемерни објекти који постоје само неколико десетина хиљада година (са животним веком звезде претка од неколико милијарди година). Они немају никакве везе са планетама и названи су због површне сличности када се посматрају кроз телескоп. У нашој галаксији познато је око 1500 планетарних маглина.

Планетарних маглина се одликује заобљен облик са јасном ивицом, али у последњих неколико година, уз помоћ Хуббле Спаце Телесцопе, веома сложен и јединствена структура је откривена у многим планетарних маглина. Само око једне петине њих су скоро сферне . Механизми који стварају такву разноликост облика остају нејасни. Верује се да интеракција звезданог ветра и бинарних звезда , магнетног поља и међузвезданог медија може играти велику улогу у томе.

Процес формирања планетарних маглина, заједно са експлозијама супернове , игра важну улогу у хемијској еволуцији галаксија, избацујући у међузвездани простор материјал обогаћен тешким елементима - производима звездане нуклеосинтезе (у астрономији се сви елементи сматрају тешким, са изузетак производа примарне нуклеосинтезе Великог праска - водоника и хелијума као што су угљеник , азот , кисеоник и калцијум ).

Историја истраживања

Већина планетарних маглина су бледи објекти и углавном су невидљиви голим оком. Прва планетарна маглина која је откривена била је маглина Думббелл у сазвежђу Лисичарке : Шарл Месије , који је трагао за кометама , када је састављао свој каталог маглина (стационарних објеката који изгледају као комете када посматрају небо) 1764. године, каталогизовао га је под бројем М27. Године 1784. Вилијам Хершел , откривач Урана , приликом састављања свог каталога, издвојио их је у посебну класу маглина („класа ИВ“) [1] и назвао их планетарним због сличности са диском планете [2]. ] [3] .

Необична природа планетарних маглина откривена је средином 19. века , са почетком употребе спектроскопије у посматрањима. Вилијам Хагинс је постао први астроном који је добио спектре планетарних маглина - објеката који су се истицали својом необичношћу:

Неки од најмистериознијих од ових изузетних објеката су они који, када се гледају телескопски, изгледају као кружни или благо овални дискови. ... Њихова зеленкасто-плава боја, изузетно ретка за појединачне звезде, такође је изузетна. Поред тога, ове маглине не показују знаке централног накупљања. Према овим особинама, планетарне маглине се оштро издвајају као објекти који имају својства која се потпуно разликују од својстава Сунца и непокретних звезда . Из ових разлога, а такође и због њиховог сјаја, изабрао сам ове маглине као најпогодније за спектроскопске студије [4] .

Када је Хагинс проучавао спектре маглина НГЦ 6543 ( Мачје око ), М27 ( Бучица ), М57 ( Прстен ) и низа других, показало се да се њихов спектар изузетно разликује од спектра звезда: сви спектри звезда Добијени до тада су апсорпциони спектри (континуирани спектар са великим бројем тамних линија), док су се спектри планетарних маглина испоставили као емисиони спектри са малим бројем емисионих линија , што је указивало на њихову природу, која се суштински разликује од природа звезда:

Нема сумње да су маглине 37 Х ИВ ( НГЦ 3242 ), Струве 6 ( НГЦ 6572 ), 73 Х ИВ ( НГЦ 6826 ), 1 Х ИВ ( НГЦ 7009 ), 57 М, 18 Х. ИВ ( НГЦ 7662 ) и 27 М се не могу више сматрати јатима звезда истог типа, којима припадају непокретне звезде и наше Сунце. <…> Ови објекти имају посебну и другачију структуру <…> ми би, по свој прилици, ове објекте требало да посматрамо као огромне масе ужареног гаса или паре [4] .

Други проблем је био хемијски састав планетарних маглина: Хагинс је у поређењу са референтним спектрима успео да идентификује линије азота и водоника , али најсветлија линија таласне дужине од 500,7 нм није примећена у спектрима тадашњег познатих хемијских елемената. Предложено је да ова линија одговара непознатом елементу. Унапред је добио назив небулијум - по аналогији са идејом која је довела до открића хелијума у спектралној анализи Сунца 1868 .

Претпоставке о открићу новог елемента небулијума нису потврђене. Почетком 20. века Хенри Расел је поставио хипотезу да линија од 500,7 нм не одговара новом елементу, већ старом елементу под непознатим условима.

Двадесетих година 20. века показало се да у веома ретким гасовима атоми и јони могу да пређу у побуђена метастабилна стања, која при већим густинама не могу постојати дуже време услед судара честица. Године 1927, Бовен је идентификовао линију небулијума од 500,7 нм као насталу током преласка из метастабилног стања у основно стање двоструко јонизованог атома кисеоника (ОИИИ) [5] . Спектралне линије овог типа, које се посматрају само при екстремно малим густинама, називају се забрањеним линијама . Тако су спектроскопска посматрања омогућила да се процени горња граница густине маглинског гаса. Истовремено, спектри планетарних маглина добијени прорезним спектрометрима показали су „извијање“ и цепање линија услед Доплерових померања емитивних региона маглине који се крећу различитим брзинама, што је омогућило да се процене брзине ширења планетарних маглина. на 20-40 км/с.

Упркос прилично детаљном разумевању структуре, састава и емисионог механизма планетарних маглина, питање њиховог порекла остало је отворено до средине 1950-их , све док И.С.Шкловски није приметио да ако екстраполирамо параметре планетарних маглина до тренутка када су почеле да се проширити , онда се резултујући скуп параметара поклапа са својствима атмосфера црвених џинова , а својства њихових језгара - са својствима врућих белих патуљака [6] [7] . Тренутно је ова теорија о пореклу планетарних маглина потврђена бројним запажањима и прорачунима.

До краја 20. века, побољшања у технологији омогућила су детаљније проучавање планетарних маглина. Свемирски телескопи омогућили су проучавање њихових спектра изван видљивог опсега, што се раније није могло урадити, вршећи посматрања са површине Земље . Инфрацрвена и ултраљубичаста посматрања дала су нову, много тачнију процену температуре , густине и хемијског састава планетарних маглина. Употреба ЦЦД технологије омогућила је анализу знатно мање јасних спектралних линија. Употреба Хабл свемирски телескоп је открио изузетно сложену структуру планетарних маглина, што се раније мислило да буде једноставан и хомогена.

Опште је прихваћено да су планетарне маглине спектралног типа П , иако се ова ознака ретко користи у пракси.

Порекло

Структура симетричне планетарне маглине. Брзи звездани ветар (плаве стрелице) врелог белог патуљка - језгро звезде (у центру), сударајући се са одбаченом шкољком - спори звездани ветар црвеног џина (црвене стрелице), ствара густу шкољку (плава ), који сија под утицајем ултраљубичастог зрачења језгра

Планетарне маглине представљају завршну еволуциону фазу за многе звезде. Наше Сунце је звезда средње величине, са само малим бројем звезда која га премашује по маси. Звезде са масом неколико пута већом од Сунца претварају се у супернове у завршној фази свог постојања. Звезде средње и мале масе на крају еволуционог пута стварају планетарне маглине.

Типична звезда са масом неколико пута мањом од Сунца сија већи део свог живота због реакција термонуклеарне фузије хелијума из водоника у њеном језгру (термин „сагоревање“ се често користи уместо термина „термонуклеарна фузија“, у овом случају сагоревање водоника). Енергија ослобођена у овим реакцијама спречава да се звезда уруши под дејством сопствене гравитације, чинећи је тако стабилном.

После неколико милијарди година, залихе водоника нестају, а енергија постаје недовољна да задржи спољашње слојеве звезде. Језгро почиње да се скупља и загрева. Тренутно је температура језгра Сунца приближно 15 милиона К , али након што се залихе водоника исцрпе, компресија језгра ће довести до пораста температуре на ниво од 100 милиона К. Истовремено, спољашњи слојеви се хладе и значајно повећавају величину због веома високе температуре зрна. Звезда се претвара у црвеног дива . У овој фази, језгро наставља да се смањује и загрева; када температура достигне 100 милиона К , почиње процес синтезе угљеника и кисеоника из хелијума .

Наставак термонуклеарних реакција спречава даљу компресију језгра. Запаљени хелијум убрзо формира инертно језгро од угљеника и кисеоника окружено омотачем запаљеног хелијума. Реакције фузије које укључују хелијум су веома осетљиве на температуру. Брзина реакције је пропорционална Т 40 , односно повећање температуре за само 2% ће довести до удвостручавања брзине реакције. Ово чини звезду веома нестабилном: мали пораст температуре изазива брзо повећање брзине реакције, повећавајући ослобађање енергије, што, заузврат, узрокује пораст температуре. Горњи слојеви запаљеног хелијума почињу да се брзо шире, температура пада, а реакција се успорава. Све ово може бити узрок снажних пулсација, понекад довољно јаких да значајан део атмосфере звезде избаце у свемир.

Избачени гас формира омотач који се шири око изложеног језгра звезде. Како се све више атмосфере одваја од звезде, настају све дубљи слојеви са вишим температурама. Када гола површина ( фотосфера звезде) достигне температуру од 30.000 К, енергија емитованих ултраљубичастих фотона постаје довољна да јонизује атоме у избаченој материји, због чега она светли. Тако облак постаје планетарна маглина.

Животни век

Компјутерска симулација формирања планетарне маглине од звезде са неправилним диском, која илуструје како мала почетна асиметрија може резултирати формирањем објекта са сложеном структуром.

Материја планетарне маглине се расипа од централне звезде брзином од неколико десетина километара у секунди. Истовремено, како материја истиче, централна звезда се хлади, емитујући остатке енергије; термонуклеарне реакције престају, пошто звезда сада нема довољно масе да одржи температуру потребну за синтезу угљеника и кисеоника. На крају, звезда ће се довољно охладити да престане да емитује довољно ултраљубичастог зрачења да јонизује удаљени омотач гаса. Звезда постаје бели патуљак , а облак гаса се рекомбинује и постаје невидљив. За типичну планетарну маглину, време од формирања до рекомбинације је 10.000 година.

Галацтиц Рецицлерс

Планетарне маглине играју значајну улогу у еволуцији галаксија. Рани универзум се састојао углавном од водоника и хелијума , од којих су формиране звезде типа ИИ . Али током времена, као резултат термонуклеарне фузије у звездама, настали су тежи елементи. Дакле, материја планетарних маглина има висок садржај угљеника , азота и кисеоника , а како се шири и продире у међузвездани простор, обогаћује је овим тешким елементима, које астрономи обично називају металима .

Наредне генерације звезда, формираних од међузвездане материје, садржаће већу почетну количину тешких елемената. Иако њихов удео у саставу звезда остаје безначајан, њихово присуство значајно мења животни циклус звезда типа И (видети Звездана популација ).

Спецификације

физичке карактеристике

Типична планетарна маглина има просечну дужину од једне светлосне године и састоји се од веома разређеног гаса са густином од око 1000 честица по цм³, што је занемарљиво у поређењу, на пример, са густином Земљине атмосфере, али око 10- 100 пута већа од густине међупланетарног простора за удаљеност Земљине орбите од Сунца. Младе планетарне маглине имају највећу густину, понекад достижући 10 6 честица по цм³. Како маглине старе, њихово ширење доводи до смањења густине.

Зрачење централне звезде загрева гасове до температуре реда од 10.000 К. Парадоксално, температура гаса често расте са повећањем удаљености од централне звезде. То је зато што што више енергије фотон има, мања је вероватноћа да ће бити апсорбован. Због тога се фотони ниске енергије апсорбују у унутрашњим деловима маглине, док се преостали фотони високе енергије апсорбују у спољашњим регионима, узрокујући пораст њихове температуре.

Маглине се могу категорисати као сиромашне материјом и сиромашне радијацијом . Према овој терминологији, у првом случају, маглина нема довољно материје да апсорбује све ултраљубичасте фотоне које емитује звезда. Дакле, видљива маглина је потпуно јонизована. У другом случају, централна звезда емитује недовољно ултраљубичастих фотона да јонизује сав околни гас, а фронт јонизације прелази у неутрални међузвездани простор.

Пошто је већина гаса планетарне маглине јонизована (тј. плазма ), магнетна поља имају значајан утицај на њену структуру, изазивајући феномене као што су влакнаста и нестабилност плазме.

Количина и дистрибуција

Данас постоји 1.500 познатих планетарних маглина у нашој галаксији од 200 милијарди звезда. Њихов кратак животни век у поређењу са звезданим животом разлог је њиховог малог броја. У основи, сви они леже у равни Млечног пута , а већина их је концентрисана близу центра галаксије и практично се не примећују у звезданим јатима.

Употреба ЦЦД-ова уместо фотографског филма у астрономским истраживањима значајно је проширила листу познатих планетарних маглина.

Структура

Већина планетарних маглина су симетричне и готово сферичне , што их не спречава да имају много веома сложених облика. Приближно 10% планетарних маглина су практично биполарне, а само мали број је асиметричан. 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