Ця стаття входить до добрих статей

Емісійна туманність

Матеріал з Вікіпедії – вільної енциклопедії
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Емісійна ( самосвітна ) туманність - міжзоряна хмара , що випромінює в оптичному діапазоні через іонізації власного газу. У спектрах таких туманностей видно сильні емісійні лінії , зокрема заборонені , і натомість слабкого безперервного спектра. Емісійні туманності можуть мати різну природу: це можуть бути, наприклад, області H II або планетарні туманності .

Механізм випромінювання емісійних туманностей пояснюється флуоресценцією : фотон в ультрафіолетовому діапазоні поглинається атомом і іонізує його, а потім, в результаті рекомбінації та ланцюга спонтанних переходів, випромінюються фотони з меншою енергією, в тому числі і в оптичному діапазоні .

Характеристики

Опис

Емісійні (самосвітящіеся) туманності, як і інші туманності , є міжзоряними хмарами з газу і пилу, які виділяються на тлі неба. Вони випромінюють в оптичному діапазоні , тому відносяться до дифузних (світлих) туманностей [1] . Емісійні туманності світять рахунок іонізації власного газу, на відміну від відбивних , які світять лише відбитим світлом зірок . Температури, розміри та маси таких туманностей можуть помітно відрізнятися (див. нижче [⇨] ] [2] [3] [4] .

Емісійні туманності іноді називають "газовими" туманностями, протиставляючи їх "пиловим" туманностям - темним і відбивним. Такий поділ не відбиває склад, оскільки співвідношення газу та пилу приблизно однаково у різних туманностях, а викликано тим, що у «газових» туманностях спостерігається світіння газу, а «пилових» наглядові прояви — відбиток чи поглинання світла — викликані пилом [5] .

Спектри емісійних туманностей мають емісійний характер: вони спостерігаються сильні емісійні лінії , зокрема заборонені . Безперервний спектр слабкий, яке вигляд залежить від типу емісійної туманності (див. нижче[⇨] ). Це дозволяє відрізняти емісійні туманності від відбивних: спектр останніх безперервний, як і в зірок, світло яких вони відбивають. У спектрах емісійних туманностей найбільш помітні лінії водню , зокрема H-альфа , лінії нейтрального та іонізованого гелію , також сильні заборонені лінії двічі іонізованого кисню та інших елементів [3] [4][6] .

Типи емісійних туманностей

Емісійні туманності можуть мати різну природу: це можуть бути, наприклад, області H II або планетарні туманності [4] [5] . Залишки наднових також нерідко відносять до емісійних туманностей [2] [3] .

Області H II

Області H II — міжзоряні хмари, речовина яких іонізується випромінюванням молодих, яскравих зірок ранніх спектральних класівO та B з температурами понад 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . В областях H II відбувається активне зіркоутворення , термін їхнього життя становить не більше кількох мільйонів років і вони зосереджені в основному в галактичних спіральних рукавах . Типова область H II - Туманність Оріону [11] .

Температура таких об'єктів близько 10 4 К. Як правило, їх розміри - від менш ніж одного світлового року до декількох сотень, концентрації частинок - від одиниць до мільйонів см −3 (для порівняння, концентрація частинок у повітрі біля поверхні Землі становить 2,5⋅10 19 см −3 ), маси - Від 100 до 10000 M [4] [9] [11] . Безперервний спектр в областях H II - спектр теплового випромінювання з максимумом в ультрафіолетовому діапазоні [3] .

Планетарні туманності

Туманність Равлик - планетарна туманність

Планетарні туманності іноді розглядаються як різновид областей H II, оскільки речовина в них також іонізується випромінюванням зірки, але ці об'єкти мають і низку відмінностей. Планетарна туманність утворюється, коли червоний гігант - зірка невеликої або середньої маси на пізній стадії еволюції , скидає власну оболонку, при цьому від зірки залишається гаряче ядро, яке іонізує речовину скинутої оболонки. Планетарні туманності зосереджені до центру Галактики, термін їхнього життя не перевищує кількох десятків тисяч років. Типова планетарна туманність - Туманність Равлик [12] [13] [14] .

Температури самих планетарних туманностей і зірок, що їх підсвічують, вище, ніж у областей H II: у ядер планетарних туманностей можуть досягати 1,5⋅10 5 K . У цьому планетарні туманності мають менші розміри — трохи більше світлових років, і менші маси — загалом 0,3 M [3] [12] .

Туманності, іонізовані ударними хвилями

Існують туманності, які іонізуються не випромінюванням, а ударними хвилями . У міжзоряному середовищі ударні хвилі можуть створюватися в результаті вибухів зірок — нових або наднових , а також за сильного зоряного вітру [5] .

Окремим випадком таких туманностей є залишки наднових , які нерідко розглядаються як різновид емісійних туманностей. Вони існують близько 100 тисяч років на місці спалахів наднових, і в них, крім ударних хвиль, внесок в іонізацію речовини робить ультрафіолетове синхротронне випромінювання . Синхротронне випромінювання також створює і безперервний спектр цих об'єктів [3] [5] [15] . Типовий приклад залишку наднової - Крабовидна туманність [16] .

Механізм випромінювання

В емісійних туманностях відбувається безперервна іонізація та рекомбінація атомів газу, з якого складається туманність. Атоми в туманності іонізуються ультрафіолетовим випромінюванням , причому, а рекомбінація відбувається каскадним чином: електрон не відразу повертається на основний рівень, а проходить кілька збуджених станів , при переході між якими випромінюються фотони з меншою енергією, ніж у вихідного. Таким чином, ультрафіолетові фотони в туманності переробляються в оптичні - відбувається флуоресценція [17] [18] .

Кількість фотонів в певній лінії в одиниці об'єму за одиницю часу пропорційно кількості зіткнень іонів з протонами. В умовах туманності практично вся речовина іонізована, а концентрація іонів приблизно дорівнює концентрації електронів , отже, поверхнева яскравість туманності пропорційна , підсумовано вздовж променя зору. Величина (або для однорідної туманності протяжністю ), одержувана таким чином, називається мірою емісії , а концентрація речовини може бути оцінена з поверхневої яскравості, що спостерігається[8] [19] .

Причини флуоресценції

Якісно причини флуоресценції описуються в такий спосіб. Можна розглянути ситуацію, в якій туманність підсвічується зіркою, яка випромінює як абсолютно чорне тіло з температурою . У такому разі спектральний склад випромінювання зірки у будь-якій точці описується формулою Планка для температури. , Але щільність енергії випромінювання падає зі збільшенням відстані до зірки і на більших відстанях відповідає набагато меншій температурі, ніж . У такій ситуації, згідно із законами термодинаміки , при взаємодії з речовиною випромінювання має перерозподілятися за частотами — від більших частот до менших, що відбувається в туманностях [20] .

Суворіше це явище пояснюється теоремою Росселанда . У ній розглядаються атоми з трьома можливими енергетичними рівнями 1, 2, 3 у порядку зростання енергії та два протилежні циклічні процеси: процес I з переходами 1 → 3 → 2 → 1, та процес II з переходами 1 → 2 → 3 → 1. В В процесі I атомом поглинається фотон з високою енергією і випромінюються два фотони з низькою енергією, а в процесі II поглинаються два фотони з низькою енергією і випромінюється один з високою енергією. Кількість таких процесів в одиницю часу позначається відповідно і . Теорема стверджує, що якщо коефіцієнт дилюції випромінювання зірки малий, тобто зірка видно під невеликим тілесним кутом (ці параметри співвідносяться як ), то , тобто, процес II відбувається значно рідше, ніж процес I. Таким чином, в емісійних туманностях, де коефіцієнт дилюції досить малий і може становити 10 -14 , на порядки частіше відбувається перетворення фотонів з високою енергією на фотони з низькою енергією, ніж навпаки [21] .

Взаємодія випромінювання з атомами

Можна розглянути взаємодію випромінювання з атомами водню , у тому числі і складається туманність. Щільність речовини та випромінювання в туманності дуже низька, і типовий атом водню знаходиться в іонізованому стані кілька сотень років, поки в якийсь момент не зіткнеться з електроном і не рекомбінує, і через кілька місяців він знову іонізується ультрафіолетовим фотоном. Термін кілька місяців набагато більше часу, протягом якого атом перетворюється на невозбужденное (основний) стан шляхом спонтанного випромінювання , тому майже всі нейтральні атоми перебувають у незбудженому стані. Це означає, що туманність непрозора для фотонів серії Лаймана , що відповідає переходам із основного стану, але прозора для фотонів субординатних серій водню[8] [22] .

Коли вільний електрон захоплюється протоном , то фотон, частота якого залежить від того, на якому енергетичному рівні опинився електрон. Якщо це не основний рівень, то випромінюваний фотон залишає туманність, оскільки він відноситься до субординатної серії, а якщо електрон потрапив на основний рівень, то випромінюється фотон у серії лайманів, який поглинається в туманності, іонізуючи інший атом, і процес повторюється. Таким чином, рано чи пізно випускається фотон в одній із субординатних серій, що залишає туманність. Аналогічно відбувається і зі спонтанними переходами між рівнями: при переході електрона на будь-який рівень, крім основного, випромінюється фотон, який виходить із туманності, інакше випромінюється фотон у лайманівській серії, який потім поглинається. Якоїсь миті електрон перейде на другий енергетичний рівень і випромінюється фотон у бальмерівській серії ; після цього буде можливий тільки перехід з другого рівня на перший з випромінюванням фотона лінії лайман-альфа . Такий фотон постійно поглинатиметься і перевипромінюватиметься, але зрештою залишить туманність. Це означає, що кожен ультрафіолетовий фотон, який іонізує атом водню, перетворюється на якусь кількість фотонів, серед яких буде фотон у бальмерівській серії та фотон у лінії лайман-альфа [23] .

Сказане вище також означає, що сумарна інтенсивність ліній бальмерів тісно пов'язана з потужністю випромінювання зірки, іонізуючої туманність, в ультрафіолетовому діапазоні. Тоді, спостерігаючи лише в оптичному діапазоні , можна порівнювати інтенсивність випромінювання зірки в ньому з інтенсивністю бальмерівських ліній та отримувати інформацію про випромінювання зірки у різних частинах спектра. Такий метод, званий методом Занстра , дозволяє оцінювати температуру зірки. Аналогічні міркування можна поширити і інші атоми, наприклад, гелій . При цьому у водню, гелію та іонізованого гелію потенціали іонізації становлять 13,6, 24,6 та 54,4 еВ відповідно, таким чином, світність туманності в лініях цих атомів відповідає світності зірки у різних частинах ультрафіолетового діапазону. Оцінки температури однієї зірки по лініях різних атомів можуть бути різними: це пов'язано з відмінністю спектра зірки від спектру абсолютно чорного тіла [24] .

При іонізації випромінюванням відносні інтенсивності бальмерівських ліній практично не залежать від температури - це відношення між ними називається бальмерівським декрементом . Бальмерівський декремент, що спостерігається в багатьох туманностях, відрізняється від теоретично передбаченого через те, що міжзоряне поглинання селективно, тобто, по-різному послаблює випромінювання в різних довжинах хвиль. Порівнюючи теоретичний і бальмерівський декремент, що спостерігається, можна визначати величину міжзоряного поглинання в Галактиці [25] .

Низька частота зіткнень часток робить можливими заборонені переходи для таких атомів, як кисень або азот , і, отже, випромінювання в заборонених лініях : хоча час життя атома в метастабільному стані досить велике, воно все ж таки значно менше середнього часу між зіткненнями і спонтанні переходи з метастабільних станів також можливі. За інтенсивностями заборонених ліній можна визначати різні параметри туманності: наприклад, інтенсивність ліній певного атома чи іона залежить від вмісту цього елемента у туманності [26][8] .

Ударне збудження

При іонізації атомів з'являються вільні електрони з деякою кінетичною енергією. Тому має місце ударне збудження атомів при зіткненні з такими електронами, після якого відбувається спонтанне випромінювання . Цей механізм робить основний внесок у випромінювання атомів з невеликим потенціалом іонізації , таких як кисень . Для атомів з високим потенціалом іонізації, зокрема, для водню ударне збудження не робить значного вкладу в іонізацію, оскільки середня енергія вільного електрона в туманності істотно менша, ніж енергія збудження атома водню [27] .

Деякі заборонені лінії відповідають переходам із станів, що порушуються електронними ударами. Це дозволяє вимірювати концентрацію електронів і електронну температуру : чим більша концентрація, тим більше населені будуть відповідні рівні, але при занадто великій концентрації зіткнення відбуватимуться занадто часто, атомам не вистачатиме часу для переходу з метастабільного стану і заборонені лінії будуть слабшими. Електронна температура - міра середньої кінетичної енергії електронів: від неї залежить, яка частка електронів здатна порушити той чи інший стан, тому її можна визначити, порівнюючи інтенсивності заборонених ліній одного іона, у різних збуджених станах [26] .

Ступінь іонізації

Емісійна туманність може бути обмежена власною речовиною ( англ. gas-bounded nebula ) або випромінюванням ( англ. radiation-bounded nebula ). У першому випадку ультрафіолетове випромінювання досягає всіх частин хмари, і видимі межі туманності визначаються розмірами та формою самої хмари. У другому випадку ультрафіолетове випромінювання виявляється недостатньо потужним, щоб іонізувати атоми водню у всіх частинах хмари і видимі межі туманності визначаються потужністю ультрафіолетового випромінювання [3] . Оскільки нейтральний водень добре поглинає світло, межа між областями, де більшість атомів іонізовані та де більшість атомів водню нейтральні, виявляється досить різкою. Якщо в туманності знаходиться одна зірка, то область, де більша частина атомів водню має бути іонізована, має сферичну форму і називається сферою Стремгрена[8] [28] .

Якщо туманності є область, де атоми іонізовані двічі, то аналогічна межа може спостерігатися між нею і областю, де атоми в основному іонізовані одноразово. Це призводить до того, що області туманності, що випромінюють у певних лініях, мають різний розмір: наприклад, область, що випромінює в лініях іонізованого гелію, значно менша за область, що випромінює в лініях нейтрального гелію [28] .

Історія вивчення

У 1610 року було відкрито туманність Оріона , але довгий час після цього вченим був відомо навіть про відмінності туманностей від галактик . У 1864 році Вільям Хаггінс вперше досліджував спектри різних туманностей і на основі виду їх спектру зробив висновок, що деякі з них складаються з нагрітого газу: таким чином було виділено «газові» туманності [29] [30] [31] . У 1868 році він припустив, що деякі яскраві лінії в спектрах туманностей випромінюються атомами невідомого раніше хімічного елемента небулію , але ця гіпотеза була помилковою: у 1927 році Айра Боуен показав, що лінії, які приписувалися небулію, насправді є забороненими лініями азоту та кисню [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] .

Примітки

  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 . Велика російська енциклопедія . 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 . Велика російська енциклопедія . 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 . Велика російська енциклопедія . 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.І. 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.

Література