Tento článek patří mezi dobré články

Emisní mlhovina

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Přejít na navigaci Přejít na hledání

Emisní ( samosvítící ) mlhovina je mezihvězdný mrak emitující v optickém dosahu v důsledku ionizace vlastního plynu. Spektra takových mlhovin ukazují silné emisní čáry , včetně zakázaných , na pozadí slabého spojitého spektra. Emisní mlhoviny mohou být různé povahy: mohou to být například oblasti H II nebo planetární mlhoviny .

Mechanismus emise emisních mlhovin je vysvětlen fluorescencí : foton v ultrafialové oblasti je absorbován atomem a ionizuje jej a poté, v důsledku rekombinace a řetězce spontánních přechodů, jsou emitovány fotony s nižší energií, včetně v optickém rozsahu .

Specifikace

Popis

Emisní (samosvítící) mlhoviny, stejně jako jiné mlhoviny , jsou mezihvězdná mračna plynu a prachu, která vystupují proti obloze. Vyzařují v optické oblasti , proto patří mezi difuzní (světelné) mlhoviny [1] . Emisní mlhoviny září díky ionizaci vlastního plynu, na rozdíl od reflexních mlhovin, které září pouze odraženým světlem hvězd . Teploty, velikosti a hmotnosti takových mlhovin se mohou výrazně lišit (viz níže [⇨] ) [2] [3] [4] .

Emisním mlhovinám se někdy říká „plynné“ mlhoviny, což je kontrastuje s „prašnými“ mlhovinami – tmavými a reflexními. Toto dělení neodráží složení, jelikož poměr plynu k prachu je v různých mlhovinách přibližně stejný, ale je způsobeno tím, že plynová záře je pozorována v „plynných“ mlhovinách a v „prašných“ pozorovacích projevech – odraz resp. absorpce světla - jsou způsobeny prachem [5] .

Spektra emisních mlhovin jsou emisního charakteru: jsou v nich pozorovány silné emisní čáry včetně zakázaných . Spojité spektrum je slabé a jeho forma závisí na typu emisní mlhoviny (viz níže [⇨] ). To umožňuje odlišit emisi od reflexních mlhovin: jejich spektrum je spojité, stejně jako hvězdy, jejichž světlo odrážejí. Ve spektrech emisních mlhovin jsou nejnápadnější čáry vodíku , konkrétně H-alfa , čáry neutrálního a ionizovaného helia , silné jsou i zakázané čáry dvakrát ionizovaného kyslíku a další prvky [3] [4][6] .

Typy emisních mlhovin

Emisní mlhoviny mohou být různého charakteru: mohou to být například oblasti H II nebo planetární mlhoviny [4] [5] . Zbytky supernov jsou také často označovány jako emisní mlhoviny [2] [3] .

Oblasti H II

Oblasti H II jsou mezihvězdná oblaka, jejichž hmota je ionizována zářením mladých jasných hvězd raných spektrálních typů - O a B s teplotami nad 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . V oblastech H II probíhá aktivní tvorba hvězd , jejich životnost není delší než několik milionů let a jsou soustředěny především v galaktických spirálních ramenech . Typickou oblastí H II je mlhovina v Orionu [11] .

Teploty takových objektů jsou řádově 10 4 K. Jejich velikosti se zpravidla pohybují od méně než jednoho světelného roku do několika stovek, koncentrace částic se pohybují od jednotek do milionů cm −3 (pro srovnání koncentrace částic ve vzduchu na povrchu Země je 2,5⋅10 19 cm − 3 ), hmotnosti - od 100 do 10000 M [4] [9] [11] . Spojité spektrum v oblastech H II je spektrum tepelného záření s maximem v ultrafialové oblasti [3] .

Planetární mlhoviny

Mlhovina Helix - planetární mlhovina

Planetární mlhoviny jsou někdy považovány za typ oblasti H II, protože hmota v nich je také ionizována zářením hvězdy, ale tyto objekty mají také řadu rozdílů. Planetární mlhovina vzniká, když rudý obr – hvězda o malé nebo střední hmotnosti v pozdní fázi evoluce – odhodí svůj vlastní obal a zanechá z hvězdy horké jádro, které ionizuje materiál odlupující se slupky. Planetární mlhoviny jsou soustředěny směrem ke středu Galaxie, jejich životnost nepřesahuje několik desítek tisíc let. Typickou planetární mlhovinou je mlhovina Helix [12] [13] [14] .

Teploty samotných planetárních mlhovin a hvězd, které je osvětlují, jsou vyšší než teploty v oblastech H II: v jádrech planetárních mlhovin mohou dosáhnout 1,5⋅10 5 K. V tomto případě jsou planetární mlhoviny menší - ne více než několik světelných let a menší hmotnosti - v průměru 0,3 M [3] [12] .

Šokově ionizované mlhoviny

Existují mlhoviny, které nejsou ionizovány zářením, ale rázovými vlnami . V mezihvězdném prostředí mohou vznikat rázové vlny v důsledku výbuchů hvězd - nov nebo supernov , stejně jako při silném hvězdném větru [5] .

Zvláštním případem takových mlhovin jsou zbytky supernov , které jsou často považovány za typ emisní mlhoviny. Na místě výbuchů supernov existují asi 100 tisíc let a k ionizaci hmoty v nich kromě rázových vln přispívá ultrafialové synchrotronové záření . Synchrotronové záření také vytváří spojité spektrum těchto objektů [3] [5] [15] . Typickým příkladem pozůstatku supernovy je Krabí mlhovina [16] .

Radiační mechanismus

V emisních mlhovinách dochází k nepřetržité ionizaci a rekombinaci atomů plynu, který mlhovinu tvoří. Atomy v mlhovině jsou ionizovány ultrafialovým zářením , navíc k rekombinaci dochází kaskádovým způsobem: elektron se nevrací okamžitě na zemskou hladinu, ale prochází několika excitovanými stavy , při přechodu mezi nimiž jsou emitovány fotony s nižší energií. než ten původní. Ultrafialové fotony v mlhovině jsou tedy „zpracovány“ na optické – dochází k fluorescenci [17] [18] .

Počet fotonů emitovaných v určité linii na jednotku objemu za jednotku času je úměrný počtu srážek iontů s protony. V podmínkách mlhoviny je téměř veškerá hmota ionizována a koncentrace iontů přibližně rovna koncentraci elektronů , proto je povrchová jasnost mlhoviny úměrná sečteno podél zorného pole. Velikost (nebo pro homogenní mlhovinu o délce ) takto získaný se nazývá emisní míra a koncentraci látky lze odhadnout z pozorovaného jasu povrchu[8] [19] .

Příčiny fluorescence

Důvody fluorescence jsou kvalitativně popsány následovně. Uvažujme situaci, kdy je mlhovina osvětlena hvězdou vyzařující jako černé těleso s teplotou ... V tomto případě je spektrální složení záření hvězdy v libovolném bodě popsáno Planckovým vzorcem pro teplotu , ale hustota energie záření klesá s rostoucí vzdáleností od hvězdy a na velké vzdálenosti odpovídá mnohem nižší teplotě než ... V takové situaci by podle zákonů termodynamiky při interakci s hmotou mělo být záření přerozdělováno přes frekvence – od vysokých frekvencí k nižším, což se děje v mlhovinách [20] .

Tento jev je vysvětlen přísněji Rosselandovým teorémem . Uvažuje atomy se třemi možnými energetickými hladinami 1, 2, 3 v pořadí rostoucí energie a dvěma opačnými cyklickými procesy: proces I s přechody 1 → 3 → 2 → 1 a proces II s přechody 1 → 2 → 3 → 1. Proces I absorbuje vysokoenergetický foton a emituje dva nízkoenergetické fotony, zatímco proces II absorbuje dva nízkoenergetické fotony a emituje jeden vysokoenergetický. Je uveden počet takových procesů za jednotku času, resp. a ... Věta říká, že pokud hvězdný radiační koeficient ředění malá, to znamená, že hvězda je viditelná pod malým prostorovým úhlem (tyto parametry souvisí jako ), pak , tj. proces II se vyskytuje mnohem méně často než proces I. V emisních mlhovinách, kde je zřeďovací koeficient dostatečně malý a může být 10 −14 , tedy dochází k přeměně vysokoenergetických fotonů na nízkoenergetické fotony řádově magnituda častěji než naopak [21] .

Interakce záření s atomy

Můžete uvažovat o interakci záření s atomy vodíku , ze kterých je mlhovina převážně složena. Hustota hmoty a záření v mlhovině je velmi nízká a typický atom vodíku je v ionizovaném stavu několik set let, dokud se v určitém okamžiku nesrazí s elektronem a rekombinuje se a po několika měsících je znovu ionizován ultrafialový foton. Doba několika měsíců je mnohem delší než doba, za kterou atom přejde do nevybuzeného (základního) stavu spontánní emisí , proto jsou téměř všechny neutrální atomy v nevybuzeném stavu. To znamená, že mlhovina je neprůhledná pro fotony Lymanovy řady , odpovídající přechodům ze základního stavu, ale průhledná pro fotony podřízené řady vodíku[8] [22] .

Když je volný elektron zachycen protonem , je emitován foton, jehož frekvence závisí na tom, na jaké energetické úrovni se elektron nachází. Pokud to není hlavní úroveň, pak emitovaný foton opouští mlhovinu, protože patří do podřízené řady, a pokud elektron zasáhne hlavní úroveň, pak je emitován foton v Lymanově řadě, který je absorbován v mlhovině, ionizuje další atom a proces se opakuje. V jedné z podřízených sérií je tedy dříve nebo později emitován foton, který opouští mlhovinu. Totéž se děje se spontánními přechody mezi úrovněmi: když elektron přejde na jakoukoli úroveň kromě úrovně země, je emitován foton, který opouští mlhovinu, jinak je emitován foton v Lymanově sérii, který je pak absorbován. V určitém okamžiku elektron přejde na druhou energetickou hladinu a foton bude emitován v Balmerově sérii ; poté bude možný pouze přechod z druhé úrovně na první s emisí fotonu v linii Lyman-alfa . Takový foton bude neustále absorbován a znovu vyzařován, ale nakonec mlhovinu opustí. To znamená, že každý ultrafialový foton, který ionizuje atom vodíku, se promění v určitý počet fotonů, mezi nimiž bude foton v Balmerově řadě a foton v linii Lyman-alfa [23] .

Výše uvedené také znamená, že celková intenzita Balmerových čar úzce souvisí se silou záření hvězdy ionizující mlhovinu v ultrafialové oblasti. Pozorováním pouze v optické oblasti pak lze porovnat intenzitu záření hvězdy v ní s intenzitou Balmerových čar a získat informace o záření hvězdy v různých částech spektra. Tato metoda, nazývaná Zanstra metoda , umožňuje odhadnout teplotu hvězdy. Podobné úvahy lze rozšířit na další atomy, například helium . Zároveň pro vodík, helium a ionizované helium jsou ionizační potenciály 13,6, 24,6 a 54,4 eV , takže svítivost mlhoviny v liniích těchto atomů odpovídá svítivosti hvězdy v různých částech planety. ultrafialový rozsah. Odhady teploty stejné hvězdy z čar různých atomů se mohou lišit: je to způsobeno rozdílem mezi spektrem hvězdy a spektrem černého tělesa [24] .

Při ionizaci zářením jsou relativní intenzity Balmerových čar prakticky nezávislé na teplotě - tento poměr mezi nimi se nazývá Balmerův dekrement . Balmerův úbytek pozorovaný v mnoha mlhovinách se liší od teoreticky předpovězeného v důsledku skutečnosti, že mezihvězdná absorpce je selektivní, to znamená, že zeslabuje záření o různých vlnových délkách různými způsoby. Porovnáním teoretického a pozorovaného Balmerova úbytku lze určit velikost mezihvězdného zániku v Galaxii [25] .

Nízká frekvence srážek částic umožňuje zakázané přechody pro atomy, jako je kyslík nebo dusík , a v důsledku toho záření v zakázaných liniích : ačkoli je životnost atomu v metastabilním stavu poměrně dlouhá, je stále mnohem kratší než průměr. čas mezi srážkami a spontánní přechody z metastabilních stavů jsou také možné. Pomocí intenzit zakázaných čar lze určit různé parametry mlhoviny: například intenzita čar konkrétního atomu nebo iontu závisí na obsahu tohoto prvku v mlhovině [26][8] .

Šokové vzrušení

Při ionizaci atomů se objevují volné elektrony s určitou kinetickou energií. K nárazové excitaci atomů tedy dochází také při srážce s takovými elektrony, po které dochází ke spontánní emisi . Tento mechanismus má hlavní podíl na emisi atomů s malým ionizačním potenciálem , jako je kyslík . U atomů s vysokým ionizačním potenciálem, zejména u vodíku, impaktní excitace významně nepřispívá k ionizaci, protože průměrná energie volného elektronu v mlhovině je mnohem menší než excitační energie atomu vodíku [27] .

Některé zakázané čáry odpovídají přechodům ze stavů, které jsou excitovány dopady elektronů. To umožňuje měřit koncentraci elektronů a elektronovou teplotu : čím vyšší je koncentrace, tím více zalidněných odpovídajících úrovní, ale pokud je koncentrace příliš vysoká, bude docházet ke srážkám příliš často, atomy nebudou mít dostatek času na přechod z metastabilní stav a zakázané linie budou slabší. Elektronová teplota je mírou průměrné kinetické energie elektronů: určuje, jaký podíl elektronů je schopen vybudit určitý stav, lze ji tedy určit porovnáním intenzit zakázaných čar jednoho iontu v různých excitovaných stavech [26] .

Stupeň ionizace

Emisní mlhovina může být omezena vlastní látkou ( angl. Gas-bounded nebula) nebo zářením ( angl. Radiation-bounded mlhovina). V prvním případě se ultrafialové záření dostane do všech částí oblaku a viditelné hranice mlhoviny jsou určeny velikostí a tvarem samotného oblaku. Ve druhém případě není ultrafialové záření dostatečně silné na to, aby ionizovalo atomy vodíku ve všech částech oblaku a viditelné hranice mlhoviny jsou určeny silou ultrafialového záření [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