Планетарна туманність

Матеріал з Вікіпедії – вільної енциклопедії
Перейти до навігації Перейти до пошуку
NGC 6543, туманність Котяче Око — внутрішня область, зображення в псевдоцвіті (червоний — (656,3 нм); синій — нейтральний кисень, 630 нм; зелений — іонізований азот, 658,4 нм)

Планетарна туманністьастрономічний об'єкт , що є оболонкою іонізованого газу навколо центральної зірки, білого карлика . Утворюється при скиданні зовнішніх шарів червоного гіганта або надгіганта з масою від 0,8 до 8 сонячних на завершальній стадії його еволюції. Планетарні туманності — ефемерні за астрономічними мірками об'єкти, що існують лише кілька десятків тисяч років (при тривалості життя зірки-предка кілька мільярдів років). Не мають відношення до планет і отримали назву за поверхневу подібність під час спостереження у телескоп. У нашій галактиці відомо близько 1500 планетарних туманностей.

Для планетарних туманностей характерна округла форма з чітким краєм, але останніми роками з допомогою космічного телескопа « Хаббл » в багатьох планетарних туманностей вдалося виявити дуже складну і своєрідну структуру. При сферичну форму мають лише близько однієї п'ятої їх. Механізми, створюють таке різноманіття форм, залишаються остаточно не з'ясованими. Вважається, що велику роль у цьому можуть відігравати взаємодія зоряного вітру та подвійних зірок , магнітного поля та міжзоряного середовища .

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых , играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрываводорода и гелия , такі як вуглець , азот , кисень і кальцій ).

Історія досліджень

Туманність Гантель в умовних кольорах

Більшість планетарних туманностей - тьмяні об'єкти і, як правило, вони не видно неозброєним оком. Першої відкритої планетарної туманністю була туманність Гантель у сузір'ї Лисички : Шарль Мессье , котрий займався пошуком комет , під час складання свого каталогу туманностей (нерухомих об'єктів, схожих під час спостереження неба на комети) в 1764 року заніс їх у каталог під номером M27. В 1784 Вільям Гершель , першовідкривач Урана , при складанні свого каталогу виділив їх в окремий клас туманностей («клас IV») [1] і назвав їх планетарними через схожість з диском планети [2] [3] .

Незвичайність природи планетарних туманностей виявилася середині ХІХ століття , з початком використання у спостереженнях спектроскопії . Вільям Хаггінс став першим астрономом, який отримав спектри планетарних туманностей - об'єктів, що виділялися своєю незвичністю:

Одними із найзагадковіших із цих чудових об'єктів є ті, які при телескопічному спостереженні мають вигляд круглих або злегка овальних дисків. ...Чудовий і їх зеленувато-блакитний колір, надзвичайно рідкісний для одиночних зірок. Крім того, у цих туманностях немає ознак центрального згущення. За цими ознаками планетарні туманності різко виділяються як об'єкти, яким притаманні властивості, що абсолютно відрізняються від властивостей Сонця та нерухомих зірок . З цих міркувань, а також завдяки їхній яскравості, я обрав ці туманності як найбільш підходящі для спектроскопічного дослідження [4] .

При вивченні Хаггінсом спектрів туманностей NGC 6543 ( Котяче Око ), M27 ( Гантель ), M57 ( Кільце ) та інших, виявилося, що їх спектр надзвичайно відрізняється від спектрів зірок: всі отримані на той час спектри зірок були спектрами поглинання (безперервний спектр з великою кількістю темних ліній), у той час як спектри планетарних туманностей виявилися емісійними спектрами з невеликою кількістю емісійних ліній , що вказувало на їхню природу, яка відмінна від природи зірок:

Безсумнівно, що туманності 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 ) та 27 можуть вважатися скупченнями зірок тієї самої типу, яких ставляться нерухомі зірки і Сонце. <…> ці об'єкти мають особливу і відмінну від них структуру <…> ми, ймовірно, повинні вважати ці об'єкти величезними масами газу або пари, що світиться [4] .

Іншою проблемою був хімічний склад планетарних туманностей: Хаггінс порівнянням з еталонними спектрами зумів ідентифікувати лінії азоту та водню , проте найяскравіша лінія з довжиною хвилі 500,7 нм не спостерігалася у спектрах відомих тоді хімічних елементів. Висунули припущення, що ця лінія відповідає невідомому елементу. Йому заздалегідь дали назву небулій - за аналогією з ідеєю, що призвела до відкриття гелію при спектральному аналізі Сонця 1868 року .

Припущення про відкриття нового елемента небулію не підтвердилися. На початку XX століття Генрі Расселл висунув гіпотезу про те, що лінія на 500,7 нм відповідає не новим елементом, а старим елементом у невідомих умовах.

У 20-х роках XX століття було показано, що в дуже розріджених газах атоми та іони можуть переходити в збуджені метастабільні стани, які за більш високих щільностей через зіткнення частинок не можуть досить довго існувати. В 1927 Боуен ідентифікував лінію небулія 500,7 нм як виникає при переході з метастабільного стану в основне двічі іонізованого атома кисню (OIII) [5] . Спектральні лінії такого типу, що спостерігаються лише за надзвичайно низьких щільностей, називають забороненими лініями . Таким чином, спектроскопічні спостереження дали можливість оцінити верхню межу густини газу туманностей. Разом про те, спектри планетарних туманностей, отриманих на щілинних спектрометрах, показали «зламаність» і розщеплення ліній внаслідок доплерівських зрушень випромінюючих областей туманності, які з різними швидкостями, що дозволило оцінити швидкості розширення планетарних туманностей в 20—40 км/с.

Незважаючи на досить докладне розуміння будови, складу та механізму випромінювання планетарних туманностей, питання про їх походження залишалося відкритим до середини 50-х років XX століття , поки І. С. Шкловський не звернув увагу, що якщо проекстраполірувати параметри планетарних туманностей на момент початку їх розширення , то набір параметрів, що вийшов, збігається з властивостями атмосфер червоних гігантів , а властивості їх ядер - з властивостями гарячих білих карликів [6] [7] . В даний час ця теорія походження планетарних туманностей підтверджена численними спостереженнями та розрахунками.

До кінця XX століття вдосконалення технологій дозволило детальніше вивчити планетарні туманності. Космічні телескопи дозволили досліджувати їх спектри поза видимого діапазону, що було зробити раніше, проводячи спостереження із Землі . Спостереження в інфрачервоному та ультрафіолетовому діапазонах хвиль дали нову, набагато більш точну оцінку температури , щільності та хімічного складу планетарних туманностей. Застосування технології ПЗЗ-матриць дозволило проводити аналіз значно менш точних спектральних ліній. Використання космічного телескопа Хаббл розкрило надзвичайно складну структуру планетарних туманностей, які раніше вважалися простими і однорідними.

Вважають, що планетарні туманності мають спектральний клас P , хоча таке позначення рідко застосовується практично.

Походження

Будова симетричної планетарної туманності. Швидкий зоряний вітер (блакитні стрілки) гарячого білого карлика - ядра зірки (в центрі), стикаючись зі скинутою оболонкою - повільним зоряним вітром червоного гіганта (червоні стрілки), створює щільну оболонку (блакитного кольору), що світиться під впливом ультра

Планетарні туманності є заключним етапом еволюції для багатьох зірок. Наше Сонце є зіркою середньої величини, і лише невелика кількість зірок перевершують його за масою. Зірки з масою в кілька разів більше сонячної на заключному етапі існування перетворюються на наднові . Зірки середньої та малої маси наприкінці еволюційного шляху створюють планетарні туманності.

Типова зірка з масою в кілька разів менша за сонячну світить протягом більшої частини свого життя завдяки реакціям термоядерного синтезу гелію з водню в її ядрі (часто замість терміна «термоядерний синтез» вживається термін «горіння», в даному випадку — горіння водню). Енергія, що вивільняється у цих реакціях, утримує зірку від колапсу під силою власного тяжіння, роблячи її тим самим стабільною.

Через кілька мільярдів років запас водню вичерпується, і енергії стає недостатньо для стримування зовнішніх шарів зірки. Ядро починає стискатися та нагріватися. В даний час температура ядра Сонця становить приблизно 15 млн К , але після того, як запас водню буде вичерпаний, стиснення ядра змусить температуру піднятися до позначки в 100 млн К. При цьому зовнішні шари охолоджуються і значно збільшуються в розмірах через дуже високу температуру ядра. Зірка перетворюється на червоний гігант . Ядро на цьому етапі продовжує стискатися та нагріватися; при досягненні температури в 100 млн К починається процес синтезу вуглецю та кисню з гелію .

Відновлення термоядерних реакцій перешкоджає подальшому стиску ядра. Вигоряючий гелій незабаром створює інертне ядро, що складається з вуглецю і кисню , оточене оболонкою з гелію, що горить. Термоядерні реакції за участю гелію дуже чутливі до температури. Швидкість протікання реакції пропорційна T 40 тобто збільшення температури всього на 2% призведе до подвоєння швидкості протікання реакції. Це робить зірку дуже нестабільною: малий приріст температури викликає швидке збільшення швидкості перебігу реакцій, підвищуючи виділення енергії, що, своєю чергою, змушує збільшуватися температуру. Верхні шари гелію, що горить, починають швидко розширюватися, температура знижується, реакція сповільнюється. Все це може бути причиною сильних пульсацій, іноді досить сильних, щоб викинути значну частину атмосфери зірки в космічний простір.

Викинутий газ формує оболонку, що розширюється, навколо оголеного ядра зірки. У міру того, як все більша частина атмосфери відокремлюється від зірки, виявляються все більш і більш глибокі шари з вищими температурами. При досягненні оголеною поверхнею ( фотосферою зірки) температури в 30 000 К енергія ультрафіолетових фотонів, що випускаються, стає достатньою для іонізації атомів у викинутій речовині, що змушує його світитися. Таким чином, хмара стає планетарною туманністю.

Тривалість життя

Комп'ютерне моделювання формування планетарної туманності із зірки з диском неправильної форми, що ілюструє, як мала початкова асиметрія може призвести до утворення об'єкта зі складною структурою.

Речовина планетарної туманності розлітається від центральної зірки зі швидкістю кілька десятків кілометрів на секунду. У той же час, у міру закінчення речовини центральна зірка остигає, випромінюючи залишки енергії; термоядерні реакції припиняються, тому що зірка тепер не має достатньої маси для підтримки температури, необхідної для синтезу вуглецю та кисню. Зрештою, зірка охолоне настільки, що перестане випромінювати достатньо ультрафіолету для іонізації газової оболонки, що віддалилася. Зірка стає білим карликом , а газова хмара рекомбінує , стаючи невидимою. Для типової планетарної туманності період від освіти до рекомбінації становить 10 000 років.

Галактичні переробники

Планетарні туманності грають значну роль еволюції галактик. Ранній Всесвіт складався в основному з водню та гелію , з яких формувалися зірки II типу . Але згодом у результаті термоядерного синтезу у зірках утворилися важчі елементи. Таким чином, речовина планетарних туманностей має високий вміст вуглецю , азоту і кисню , а в міру розширення та проникнення в міжзоряне простір воно збагачує його цими важкими елементами, загалом званими астрономами металами .

Наступні покоління зірок, що формуються з міжзоряної речовини, будуть містити більшу початкову кількість важких елементів. Хоча їхня частка у складі зірок залишається незначною, але від їх наявності відчутно змінюється життєвий цикл зірок I типу (див. Зоряне населення ).

Характеристики

Фізичні характеристики

Типова планетарна туманність має середню довжину в один світловий рік і складається з сильно розрідженого газу щільністю близько 1000 частинок на см 3 , що дуже мало в порівнянні, наприклад, зі щільністю атмосфери Землі, але приблизно в 10-100 разів більше, ніж щільність міжпланетного простору на відстані орбіти Землі від Сонця. Молоді планетарні туманності мають найбільшу щільність, яка іноді досягає 10 6 частинок на см³. У міру старіння туманностей їхнє розширення призводить до зменшення щільності.

Випромінювання центральної зірки нагріває гази до температур близько 10 000 К . Парадоксально, що температура газу часто підвищується зі збільшенням відстані від центральної зірки. Це відбувається з тієї причини, що чим більшу енергію має фотон , тим менш ймовірно, що він буде поглинений. Тому у внутрішніх областях туманності поглинаються малоенергетичні фотони, а ті, що мають високу енергію, поглинаються в зовнішніх областях, викликаючи зростання їх температури.

Туманності можна розділити на бідні матерією та бідні випромінюванням . Відповідно до цієї термінології, у першому випадку туманність не має достатньої кількості матерії для поглинання всіх ультрафіолетових фотонів, що випромінюються зіркою. Тому видима туманність повністю іонізована. У другому випадку центральна зірка випускає недостатньо ультрафіолетових фотонів, щоб іонізувати весь навколишній газ, і іонізаційний фронт переходить в нейтральний міжзоряний простір.

Так як більша частина газу планетарної туманності іонізована (тобто є плазмою ), значний ефект на її структуру впливає магнітних полів , викликаючи такі феномени, як волокнистість і нестабільність плазми.

Кількість та розподіл

На сьогоднішній день у нашій галактиці , що складається з 200 мільярдів зірок, відомо 1500 планетарних туманностей. Їх коротка в порівнянні з зоряною тривалістю життя є причиною їх малого числа. В основному, всі вони лежать у площині Чумацького Шляху , причому переважно зосередившись поблизу центру галактики, і майже не спостерігаються в зоряних скупченнях.

Використання ПЗЗ-матриць замість фотоплівки в астрономічних дослідженнях дозволило значно розширити список відомих планетарних туманностей.

Структура

Більшість планетарних туманностей симетричні і мають майже сферичний вигляд, що не заважає їм мати безліч складних форм. Приблизно 10 % планетарних туманностей майже біполярні, і лише їх кількість асиметричні. Відома навіть прямокутна планетарна туманність . Причини такого розмаїття форм остаточно не з'ясовані, але вважається, що велику роль можуть грати гравітаційні взаємодії зірок у подвійних системах. За іншою версією, існуючі планети порушують рівномірне розтікання матерії при утворенні туманності. У січні 2005 року американські астрономи оголосили про перше виявлення магнітних полів навколо центральних зірок двох планетарних туманностей, а потім висунули припущення, що вони частково або повністю відповідальні за створення форми цих туманностей. Істотна роль магнітних полів у планетарних туманностях була передбачена Григором Гурзадяном ще у 1960-ті роки [8] . Є також припущення, що біполярна форма може бути обумовлена ​​взаємодією ударних хвиль від поширення фронту детонації в шарі гелію на поверхні білого карлика, що формується (наприклад, в туманностях Котяче Око , Пісочний Годинник , Мураха ).

Поточні питання у вивченні планетарних туманностей

Однією з проблем у вивченні планетарних туманностей є точне визначення відстані до них. Для деяких прилеглих планетарних туманностей можна обчислити віддаленість від нас, використовуючи виміряний паралакс розширення: знімки з високою роздільною здатністю, отримані кілька років тому, демонструють розширення туманності перпендикулярно до променя зору , а спектроскопічний аналіз доплерівського зміщення дозволить обчислити швидкість розширення вздовж променя. Порівняння кутового розширення з отриманою швидкістю розширення уможливить обчислення відстані до туманності.

Існування такої різноманітності форм туманностей є темою жарких дискусій. 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.

Примітки

  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. Аксьонова. — 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.

Література

Посилання