Planetární mlhovina

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Přejít na navigaci Přejít na hledání
NGC 6543, mlhovina Cat's Eye - vnitřní oblast, pseudobarevný snímek (červená - H α (656,3 nm); modrá - neutrální kyslík, 630 nm; zelená - ionizovaný dusík, 658,4 nm)

Planetární mlha je astronomický objekt, který je obalem ionizovaného plynu kolem centrální hvězdy, bílého trpaslíka . Vzniká vyvržením vnějších vrstev červeného obra nebo veleobra o hmotnosti 0,8 až 8 hmotností Slunce v konečné fázi jeho vývoje. Planetární mlhoviny jsou astronomicky pomíjivé objekty, které existují jen několik desítek tisíc let (s životností předchůdce hvězdy několik miliard let). Nemají nic společného s planetami a jsou pojmenovány pro povrchní podobnost při pozorování dalekohledem. V naší galaxii je známo asi 1500 planetárních mlhovin.

Planetární mlhoviny se vyznačují zaobleným tvarem s jasným okrajem, ale v posledních letech byla s pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu v mnoha planetárních mlhovinách objevena velmi složitá a zvláštní struktura. Jen asi jedna pětina z nich je téměř kulovitá . Mechanismy, které vytvářejí takovou rozmanitost forem, zůstávají nejasné. Předpokládá se, že velkou roli v tom může hrát interakce hvězdného větru a dvojhvězd , magnetického pole a mezihvězdného prostředí .

Proces vzniku planetárních mlhovin spolu s výbuchy supernov hraje důležitou roli v chemickém vývoji galaxií, kdy se do mezihvězdného prostoru vymršťuje materiál obohacený o těžké prvky - produkty hvězdné nukleosyntézy (v astronomii jsou všechny prvky považovány za těžké, s s výjimkou produktů primární nukleosyntézy velkého třeskuvodík a helium, jako je uhlík , dusík , kyslík a vápník ).

Historie výzkumu

Většina planetárních mlhovin jsou slabé objekty a jsou obecně neviditelné pouhým okem. První planetární mlhovina, která byla objevena, byla mlhovina Činka v souhvězdí Lišek : Charles Messier , který hledal komety , při sestavování svého katalogu mlhovin (stacionárních objektů, které při pozorování oblohy vypadají jako komety) v roce 1764 katalogizoval pod č. M27. V roce 1784 je William Herschel , objevitel Uranu , při sestavování svého katalogu vyčlenil do samostatné třídy mlhovin ("třída IV") [1] a nazval je planetárními kvůli jejich podobnosti s diskem planety [2 ] [3] .

Neobvyklá povaha planetárních mlhovin byla objevena v polovině 19. století , se začátkem používání spektroskopie při pozorováních. William Huggins se stal prvním astronomem, který získal spektra planetárních mlhovin – objektů, které vynikly svou neobvyklostí:

Některé z nejzáhadnějších z těchto pozoruhodných objektů jsou ty, které při teleskopickém pohledu vypadají jako kruhové nebo mírně oválné disky. ... Pozoruhodná je také jejich zelenomodrá barva, u jednotlivých hvězd extrémně vzácná. Navíc tyto mlhoviny nevykazují žádné známky centrálního shlukování. Podle těchto znaků se planetární mlhoviny ostře rozlišují jako objekty, které mají vlastnosti zcela odlišné od vlastností Slunce a stálic . Z těchto důvodů a také pro jejich jasnost jsem tyto mlhoviny vybral jako nejvhodnější pro spektroskopické studie [4] .

Když Huggins studoval spektra mlhovin NGC 6543 ( Cat's Eye ), M27 ( Činka ), M57 ( Prsten ) a řady dalších, ukázalo se, že jejich spektrum je extrémně odlišné od spekter hvězd: všechna spektra hvězd do té doby byla získána absorpční spektra (spojité spektrum s velkým počtem tmavých čar), zatímco spektra planetárních mlhovin se ukázala jako emisní spektra s malým počtem emisních čar , což naznačovalo jejich povahu, která se zásadně liší od povaha hvězd:

Není pochyb o tom, že mlhoviny 37 H IV ( NGC 3242 ), Struve 6 ( NGC 6572 ), 73 H IV ( NGC 6826 ), 1 H IV ( NGC 7009 ), 57 M, 18 H. IV ( NGC 7662 ) a 27 M nelze považovat spíše za shluky hvězd stejného typu, ke kterým patří stálice a naše Slunce. <…> Tyto objekty mají zvláštní a odlišnou strukturu <…> bychom je se vší pravděpodobností měli považovat za obrovské masy žhnoucího plynu nebo páry [4] .

Dalším problémem bylo chemické složení planetárních mlhovin: Huggins byl ve srovnání s referenčními spektry schopen identifikovat čáry dusíku a vodíku , ale nejjasnější z čar o vlnové délce 500,7 nm nebyla pozorována ve spektrech tehdejšího známé chemické prvky. Bylo navrženo, že tato čára odpovídá neznámému prvku. Dostal jméno mlhovina předem - analogicky s myšlenkou, která vedla k objevu helia při spektrální analýze Slunce v roce 1868 .

Předpoklady o objevu nového prvku mlhoviny se nepotvrdily. Na začátku 20. století vyslovil Henry Russell hypotézu, že čára 500,7 nm neodpovídá novému prvku, ale starému prvku za neznámých podmínek.

Ve 20. letech 20. století se ukázalo, že ve velmi zředěných plynech mohou atomy a ionty přecházet do excitovaných metastabilních stavů, které při vyšších hustotách nemohou kvůli srážkám částic dlouhodobě existovat. V roce 1927 Bowen identifikoval 500,7 nm linii mlhoviny jako vznikající během přechodu z metastabilního stavu do základního stavu dvojnásobně ionizovaného atomu kyslíku (OIII) [5] . Spektrální čáry tohoto typu, pozorované pouze při extrémně nízkých hustotách, se nazývají zakázané čáry . Spektroskopická pozorování tedy umožnila odhadnout horní hranici hustoty mlhovinového plynu. Zároveň spektra planetárních mlhovin získaná pomocí štěrbinových spektrometrů vykazovala „zalomení“ a rozštěpení čar v důsledku Dopplerových posunů emitujících oblastí mlhoviny pohybujících se různými rychlostmi, což umožnilo odhadnout rychlosti rozpínání planetárních mlhovin. rychlostí 20-40 km/s.

Navzdory poměrně podrobnému pochopení struktury, složení a emisního mechanismu planetárních mlhovin zůstávala otázka jejich původu otevřená až do poloviny 50. let 20. století , dokud si I.S. Shklovsky nevšiml, že pokud extrapolujeme parametry planetárních mlhovin v době, kdy začaly expandovat , pak se výsledný soubor parametrů shoduje s vlastnostmi atmosfér červených obrů a vlastnostmi jejich jader - s vlastnostmi horkých bílých trpaslíků [6] [7] . V současnosti byla tato teorie o původu planetárních mlhovin potvrzena četnými pozorováními a výpočty.

Koncem 20. století umožnila zdokonalení technologie podrobnější studium planetárních mlhovin. Vesmírné dalekohledy umožnily studovat jejich spektra mimo viditelný rozsah, což dříve nebylo možné, provádějící pozorování ze zemského povrchu. Infračervená a ultrafialová pozorování přinesla nový, mnohem přesnější odhad teploty , hustoty a chemického složení planetárních mlhovin. Použití CCD technologie umožnilo analyzovat výrazně méně čisté spektrální čáry. Použití Hubbleova vesmírného dalekohledu odhalilo extrémně složitou strukturu planetárních mlhovin, o kterých se dříve myslelo, že jsou jednoduché a homogenní.

Všeobecně se uznává, že planetární mlhoviny jsou spektrálního typu P , i když se toto označení v praxi používá jen zřídka.

Původ

Struktura symetrické planetární mlhoviny. Rychlý hvězdný vítr (modré šipky) horkého bílého trpaslíka - jádro hvězdy (uprostřed), narážející na odhozenou skořápku - pomalý hvězdný vítr červeného obra (červené šipky), vytváří hustou skořápku (modrá ), zářící pod vlivem ultrafialového záření jádra

Planetární mlhoviny představují konečnou evoluční fázi mnoha hvězd. Naše Slunce je středně velká hvězda, jen s malým počtem hvězd ji převyšuje svou hmotností. Hvězdy s hmotností několikanásobně větší než Slunce se v konečné fázi své existence proměňují v supernovy . Hvězdy střední a nízké hmotnosti na konci evoluční cesty vytvářejí planetární mlhoviny.

Typická hvězda s hmotností několikanásobně menší než Slunce svítí po většinu svého života díky reakcím termojaderné fúze hélia z vodíku ve svém jádru (často se místo termínu „termonukleární fúze“ používá výraz „spalování“, v tomto případě spalování vodíku). Energie uvolněná při těchto reakcích brání hvězdě, aby se zhroutila působením síly její vlastní gravitace, čímž se stává stabilní.

Po několika miliardách let dojde zásoba vodíku a energie přestane stačit k tomu, aby pojala vnější vrstvy hvězdy. Jádro se začíná smršťovat a zahřívat. V současnosti je teplota jádra Slunce přibližně 15 milionů K , ale po vyčerpání zásob vodíku způsobí stlačení jádra zvýšení teploty až na úroveň 100 milionů K. Zároveň se vnější vrstvy se ochlazují a výrazně se zvětšují v důsledku velmi vysokých teplot zrn. Hvězda se promění v červeného obra . V této fázi se jádro dále smršťuje a zahřívá; když teplota dosáhne 100 milionů K , začíná proces syntézy uhlíku a kyslíku z helia .

Obnovení termonukleárních reakcí brání dalšímu stlačení jádra. Hořící helium brzy vytvoří inertní jádro z uhlíku a kyslíku obklopené obalem hořícího helia. Fúzní reakce zahrnující helium jsou velmi citlivé na teplotu. Reakční rychlost je úměrná T 40, který je, bude zvýšení teploty pouze o 2% vede ke zdvojnásobení reakční rychlosti. Díky tomu je hvězda velmi nestabilní: malé zvýšení teploty způsobí rychlé zvýšení rychlosti reakce, zvýšení uvolňování energie, což zase způsobí zvýšení teploty. Horní vrstvy hořícího helia se začnou rychle roztahovat, teplota klesá a reakce se zpomaluje. To vše může být příčinou silných pulsací, někdy dostatečně silných na to, aby vymrštily významnou část atmosféry hvězdy do vesmíru.

Vyvržený plyn tvoří rozpínající se obal kolem obnaženého jádra hvězdy. Jak se stále větší část atmosféry odděluje od hvězdy, vynořují se hlubší a hlubší vrstvy s vyšší teplotou. Když obnažený povrch ( fotosféra hvězdy) dosáhne teploty 30 000 K, energie emitovaných ultrafialových fotonů se stane dostatečnou k ionizaci atomů ve vyvržené hmotě, která ji rozzáří. Oblak se tak stává planetární mlhovinou.

Životnost

Počítačová simulace vzniku planetární mlhoviny z hvězdy s nepravidelným diskem ilustrující, jak může malá počáteční asymetrie vyústit ve vznik objektu se složitou strukturou.

Hmota planetární mlhoviny se od centrální hvězdy rozptyluje rychlostí několika desítek kilometrů za sekundu. Současně, jak hmota vytéká, centrální hvězda se ochlazuje a vydává zbytky energie; termonukleární reakce ustávají, protože hvězda nyní nemá dostatek hmoty k udržení teploty potřebné pro syntézu uhlíku a kyslíku. Nakonec se hvězda ochladí natolik, aby přestala vyzařovat dostatek ultrafialového záření k ionizaci vzdáleného obalu plynu. Hvězda se stává bílým trpaslíkem a oblak plynu se rekombinuje a stává se neviditelným. U typické planetární mlhoviny je doba od vzniku po rekombinaci 10 000 let.

Galaktické recyklátory

Planetární mlhoviny hrají významnou roli ve vývoji galaxií. Raný vesmír se skládal hlavně z vodíku a hélia , ze kterých byly vytvořeny hvězdy typu II . Ale postupem času v důsledku termojaderné fúze ve hvězdách vznikaly těžší prvky. Hmota planetárních mlhovin má tedy vysoký obsah uhlíku , dusíku a kyslíku a jak se rozpíná a proniká do mezihvězdného prostoru, obohacuje ji o tyto těžké prvky, které astronomové obecně nazývají kovy .

Následující generace hvězd, vytvořené z mezihvězdné hmoty, budou obsahovat větší počáteční množství těžkých prvků. Přestože jejich podíl ve složení hvězd zůstává nevýznamný, jejich přítomnost výrazně mění životní cyklus hvězd typu I (viz Hvězdná populace ).

Specifikace

fyzikální vlastnosti

Typická planetární mlhovina má průměrnou délku jeden světelný rok a skládá se z vysoce vzácného plynu s hustotou asi 1000 částic na cm³, což je zanedbatelné ve srovnání například s hustotou zemské atmosféry, ale asi 10- 100krát větší než hustota meziplanetárního prostoru o vzdálenost oběžné dráhy Země od Slunce. Mladé planetární mlhoviny mají nejvyšší hustotu, někdy dosahující 10 6 částic na cm³. Jak mlhoviny stárnou, jejich expanze vede ke snížení hustoty.

Záření z centrální hvězdy ohřívá plyny na teploty řádově 10 000 K. Paradoxně teplota plynu často stoupá s rostoucí vzdáleností od centrální hvězdy. Je to proto, že čím více energie má foton , tím menší je pravděpodobnost, že bude absorbován. Proto jsou nízkoenergetické fotony absorbovány ve vnitřních oblastech mlhoviny, zatímco zbývající vysokoenergetické fotony jsou absorbovány ve vnějších oblastech, což způsobuje zvýšení jejich teploty.

Mlhoviny lze kategorizovat jako chudé na hmotu a chudé na záření . Podle této terminologie v prvním případě nemá mlhovina dostatek hmoty, aby absorbovala všechny ultrafialové fotony emitované hvězdou. Viditelná mlhovina je proto zcela ionizována. Ve druhém případě centrální hvězda emituje nedostatečné ultrafialové fotony k ionizaci veškerého okolního plynu a ionizační fronta přechází do neutrálního mezihvězdného prostoru.

Protože většina plynu planetární mlhoviny je ionizována (tj. plazma ), magnetická pole mají významný vliv na její strukturu, což způsobuje jevy, jako je vláknitá a plazmatická nestabilita.

Množství a distribuce

Dnes je v naší galaxii s 200 miliardami hvězd známo 1500 planetárních mlhovin. Jejich krátká délka života ve srovnání s hvězdným životem je důvodem jejich malého počtu. V podstatě všechny leží v rovině Mléčné dráhy a většina z nich je soustředěna poblíž středu galaxie a v hvězdokupách je prakticky nepozorujeme.

Použití CCD namísto fotografického filmu v astronomickém výzkumu výrazně rozšířilo seznam známých planetárních mlhovin.

Struktura

Většina planetárních mlhovin je symetrická a téměř kulovitá , což jim nebrání mít mnoho velmi složitých tvarů. Přibližně 10 % planetárních mlhovin je prakticky bipolárních a jen malý počet je asymetrických. 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