Оваа статија е меѓу добрите статии

Емисиона маглина

Од Википедија, бесплатната енциклопедија
Одете во навигација Одете на пребарување

Емисиона ( самосветлива ) маглина е меѓуѕвезден облак што емитира во оптичкиот опсег порадијонизација на сопствениот гас. Спектрите на таквите маглини покажуваат силни емисиони линии , вклучувајќи ги и забранетите , наспроти позадината на слаб континуиран спектар. Емисионите маглини можат да бидат од различна природа: тие можат да бидат, на пример, региони H II или планетарни маглини .

Механизмот на емисија на емисиони маглини се објаснува со флуоресценција : фотон во ултравиолетовиот опсег се апсорбира од атом и го јонизира, а потоа, како резултат на рекомбинација и синџир на спонтани транзиции, се емитуваат фотони со помала енергија, вклучително и во оптичкиот опсег .

Спецификации

Опис

Емисионите (самосветлечки) маглини, како и другитемаглини , се меѓуѕвездени облаци од гас и прашина кои се истакнуваат на небото. Тие емитираат во оптичкиот опсег , затоа припаѓаат на дифузни (лесни) маглини [1] . Емисионите маглини сјаат порадијонизацијата на сопствениот гас, за разлика од рефлектирачките маглини, кои сјаат само од рефлектираната светлина на ѕвездите . Температурите, големините и масите на таквите маглини може значително да се разликуваат (види подолу [⇨] ) [2] [3] [4] .

Емисионите маглини понекогаш се нарекуваат „гасовити“ маглини, спротивставувајќи ги со „правливите“ маглини - темни и рефлектирачки. Оваа поделба не го одразува составот, бидејќи односот на гасот и прашината е приближно ист кај различни маглини, туку е предизвикан од фактот што сјајот на гасот е забележан во „гасовити“ маглини, а кај „правливите“ набљудувачки манифестации - рефлексија или апсорпција на светлина - се предизвикани од прашина [5] .

Спектрите на емисионите маглини се од емисиона природа: во нив се забележани силни емисиони линии , вклучувајќи ги и забранетите . Континуираниот спектар е слаб, а неговата форма зависи од типот на емисионата маглина (види подолу[⇨] ). Ова овозможува да се разликува емисијата од рефлектирачките маглини: спектарот на последните е континуиран, како ѕвездите, чија светлина ја рефлектираат. Во спектрите на емисионите маглини, најзабележителни линии се водородот , особено H-алфа , линиите на неутрален и јонизиран хелиум , забранетите линии на двојно јонизиран кислород и други елементи се исто така силни [3] [4][6] .

Видови емисиони маглини

Емисионите маглини можат да бидат од различна природа: тие можат да бидат, на пример, региони H II или планетарни маглини [4] [5] . Остатоците од супернова често се нарекуваат и емисиони маглини [2] [3] .

Области H II

Регионите H II се меѓуѕвездени облаци, чија материја е јонизирана од зрачењето на млади, светли ѕвезди од раните спектрални типови - O и B со температури над 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . Во регионите H II, се одвива активно формирање на ѕвезди , нивниот животен век не е поголем од неколку милиони години и тие се концентрирани главно во галактичките спирални краци . Типичен регион H II е маглината Орион [11] .

Температурите на таквите објекти се од редот на 10 4 К. Како по правило, нивните големини се движат од помалку од една светлосна година до неколку стотици, концентрациите на честички се движат од единици до милиони cm −3 (за споредба, концентрацијата на честичките во воздухот на површината на Земјата е 2,5⋅10 19 cm − 3 ), маси - од 100 до 10000 М [4] [9] [11] . Континуираниот спектар во регионите H II е спектар на топлинско зрачење со максимум во опсегот на ултравиолетовите [3] .

Планетарни маглини

Хеликс маглина - планетарна маглина

Планетарните маглини понекогаш се гледаат како тип на регион H II, бидејќи материјата во нив исто така се јонизира со зрачење од ѕвездата, но овие објекти имаат и голем број разлики. Планетарната маглина се формира кога црвениот џин - ѕвезда со мала или средна маса во доцна фаза на еволуција - ја отфрла сопствената обвивка, оставајќи жешко јадро од ѕвездата, кое го јонизира материјалот од оклопната обвивка. Планетарните маглини се концентрирани кон центарот на Галаксијата, нивниот животен век не надминува неколку десетици илјади години. Типична планетарна маглина е маглината Хеликс [12] [13] [14] .

Температурите на самите планетарни маглини и ѕвездите што ги осветлуваат се повисоки од оние на областите H II: во јадрата на планетарните маглини тие можат да достигнат 1,5⋅10 5 K. Во овој случај, планетарните маглини се помали - не повеќе од неколку светлосни години, а помали маси - во просек 0,3 M [3] [12] .

Шок-јонизирани маглини

Постојат маглини кои се јонизираат не со зрачење, туку од ударни бранови . Во меѓуѕвездената средина, ударните бранови може да се создадат како резултат на експлозии на ѕвезди - нови или супернови , како и за време на силен ѕвезден ветер [5] .

Посебен случај на такви маглини се остатоците од супернова , кои често се сметаат за тип на емисиона маглина. Тие постојат околу 100 илјади години на местото на експлозии на супернова, а во нив, покрај ударните бранови, ултравиолетовото синхротронско зрачење придонесува за јонизација на материјата. Синхротронското зрачење исто така создава континуиран спектар на овие објекти [3] [5] [15] . Типичен пример за остаток од супернова е маглината Рак [16] .

Механизам за зрачење

Во емисионите маглини се јавува континуиранајонизација и рекомбинација на атомите на гасот што ја сочинува маглината. Атомите во маглината се јонизираат со ултравиолетово зрачење , а рекомбинацијата се случува на каскаден начин: електронот не се враќа веднаш на нивото на земјата, туку поминува низ неколку возбудени состојби , за време на транзицијата помеѓу која се емитуваат фотони со помала енергија. од онаа на почетната. Така, ултравиолетовите фотони во маглината се „обработуваат“ во оптички - се јавува флуоресценција [17] [18] .

Бројот на фотони емитирани во одредена линија по единица волумен по единица време е пропорционален на бројот на судири на јони со протони. Во услови на маглина, речиси целата материја е јонизирана, а концентрацијата на јоните приближно еднаква на концентрацијата на електрони , според тоа, површинската осветленост на маглината е пропорционална со сумирани по линијата на видот. Магнитудата (или за хомогена маглина со должина ) добиен на овој начин се нарекува мерка на емисија , а концентрацијата на супстанцијата може да се процени од набљудуваната површинска осветленост[8] [19] .

Причини за флуоресценција

Причините за флуоресценција се квалитативно опишани на следниов начин. Размислете за ситуација во која маглината е осветлена од ѕвезда што емитира како црно тело со температура ... Во овој случај, спектралниот состав на зрачењето на ѕвездата во која било точка е опишан со Планковата формула за температура , но густината на енергијата на зрачењето се намалува со зголемувањето на растојанието до ѕвездата и на големи растојанија одговара на многу пониска температура од ... Во таква ситуација, според законите на термодинамиката , при интеракција со материјата, зрачењето треба да се прераспредели на фреквенциите - од високи фреквенции до пониски, што се случува во маглините [20] .

Овој феномен е построго објаснет со теоремата Роселанд . Ги разгледува атомите со три можни енергетски нивоа 1, 2, 3 по редослед на зголемување на енергијата и два спротивни циклични процеси: процес I со транзиции 1 → 3 → 2 → 1 и процес II со транзиции 1 → 2 → 3 → 1. Процесот I апсорбира фотон со висока енергија и емитира два фотони со ниска енергија, додека процесот II апсорбира два фотони со ниска енергија и емитира еден со висока енергија. Бројот на такви процеси по единица време е означен, соодветно, и ... Теоремата вели дека ако коефициентот на разредување на зрачењето на ѕвездите мала, односно ѕвездата е видлива под мал цврст агол (овие параметри се поврзани како ), тогаш , односно, процесот II се случува многу поретко од процесот I. Така, во емисионите маглини, каде што коефициентот на разредување е доволно мал и може да биде 10 -14 , трансформацијата на фотоните со висока енергија во фотони со ниска енергија се случува по наредби на магнитуда почесто отколку обратно [21] .

Интеракција на зрачењето со атомите

Можете да ја разгледате интеракцијата на зрачењето со атоми на водород, од кои главно се состои маглината. Густината на материјата и зрачењето во маглината е многу мала, а типичен водороден атом е во јонизирана состојба неколку стотици години, додека во одреден момент не се судри со електрон и се рекомбинира, а по неколку месеци повторно се јонизира со ултравиолетовиот фотон. Периодот од неколку месеци е многу подолг од времето во кое атомот поминува во невозбудена (основа) состојба со спонтана емисија ; затоа, скоро сите неутрални атоми се во невозбудена состојба. Ова значи дека маглината е непроѕирна за фотоните од серијата Лајман , што одговара на премините од основната состојба, но проѕирна за фотоните од подредената серија на водород[8] [22] .

Кога слободен електрон е заробен од протон , се емитува фотон, чија фреквенција зависи од тоа на кое енергетско ниво се наоѓа електронот. Ако ова не е главното ниво, тогаш емитираниот фотон ја напушта маглината, бидејќи припаѓа на подредената серија, а ако електронот го погоди главното ниво, тогаш се емитува фотон во серијата Лајман, кој се апсорбира во маглината, јонизира друг атом и процесот се повторува. Така, порано или подоцна, фотон се емитува во една од подредените серии, кој ја напушта маглината. Истото се случува и со спонтани транзиции помеѓу нивоата: кога електронот оди на кое било ниво освен нивото на земјата, се емитува фотон, кој ја напушта маглината, инаку фотон се емитува во серијата Лајман, кој потоа се апсорбира. Во одреден момент, електронот ќе оди на второто енергетско ниво и ќе се емитува фотон во серијата Балмер ; после тоа ќе биде можен само премин од второто ниво на првото со емисија на фотон во линијата Лајман-алфа . Таквиот фотон постојано ќе се апсорбира и повторно ќе се емитува, но на крајот ќе ја напушти маглината. Ова значи дека секој ултравиолетовиот фотон што јонизира атом на водород се претвора во одреден број фотони, меѓу кои ќе има фотон во серијата Балмер и фотон во линијата Лајман-алфа [23] .

Горенаведеното исто така значи дека вкупниот интензитет на линиите на Балмер е тесно поврзан со моќта на зрачење на ѕвездата што ја јонизира маглината во ултравиолетовиот опсег. Потоа, набљудувајќи само во оптичкиот опсег , може да се спореди интензитетот на зрачењето на ѕвездата во неа со интензитетот на линиите на Балмер и да се добијат информации за зрачењето на ѕвездата во различни делови од спектарот. Овој метод, наречен метод Занстра , ви овозможува да ја процените температурата на ѕвездата. Слично размислување може да се прошири и на други атоми, на пример, хелиум . Во исто време, за водород, хелиум и јонизиран хелиум, потенцијалите на јонизација се 13,6, 24,6 и 54,4 eV, соодветно, така што сјајноста на маглината во линиите на овие атоми одговара на сјајноста на ѕвездата во различни делови на ултравиолетовиот опсег. Проценките за температурата на иста ѕвезда од линиите на различни атоми може да бидат различни: ова се должи на разликата помеѓу спектарот на ѕвездата и спектарот на црно тело [24] .

За време на јонизацијата со зрачење, релативните интензитети на линиите на Балмер се практично независни од температурата - овој однос меѓу нив се нарекува намалување на Балмер . Намалувањето на Балмер забележано во многу маглини се разликува од теоретски предвиденото поради фактот што меѓуѕвездената апсорпција е селективна, односно го намалува зрачењето на различни бранови должини на различни начини. Споредувајќи го теоретското и набљудуваното намалување на Балмер, може да се одреди големината на меѓуѕвезденото изумирање во Галаксијата [25] .

Ниската фреквенција на судири на честички овозможува забранети транзиции за атомите како што се кислородот или азот и, следствено, зрачењето во забранетите линии : иако животниот век на атомот во метастабилна состојба е прилично долг, сепак е многу пократок од просечниот Можни се и време помеѓу судири и спонтани транзиции од метастабилни состојби. Интензитетот на забранетите линии може да се користи за одредување на различни параметри на маглината: на пример, интензитетот на линиите на одреден атом или јон зависи од содржината на овој елемент во маглината [26][8] .

Шок возбуда

Кога атомите се јонизираат, се појавуваат слободни електрони со одредена кинетичка енергија. Според тоа, возбудувањето на атомите со удар се случува и при судир со такви електрони, по што се јавува спонтана емисија . Овој механизам го дава главниот придонес во емисијата на атоми со мал потенцијал за јонизација , како што е кислородот . За атомите со висок потенцијал за јонизација, особено за водородот, побудувањето на ударот не дава значителен придонес во јонизацијата, бидејќи просечната енергија на слободниот електрон во маглината е многу помала од енергијата на возбудување на атом на водород [27] .

Некои забранети линии одговараат на транзиции од состојби кои се возбудени од влијанија на електрони. Ова овозможува да се измери концентрацијата на електроните и температурата на електроните : колку е поголема концентрацијата, толку повеќе се населени соодветните нивоа, но ако концентрацијата е превисока, судирите ќе се случуваат премногу често, атомите нема да имаат доволно време да преминат од метастабилна состојба, а забранетите линии ќе бидат послаби. Електронската температура е мерка за просечната кинетичка енергија на електроните: одредува која фракција од електрони е способна да возбуди одредена состојба, затоа може да се одреди со споредување на интензитетите на забранетите линии на еден јон во различни возбудени состојби [26] .

Степен на јонизација

Емисивната маглина може да биде ограничена од нивната сопствена супстанција ( Engl. Gas-bounded маглина) или зрачење ( Engl. Radiation-bounded nebula). Во првиот случај, ултравиолетовото зрачење допира до сите делови на облакот, а видливите граници на маглината се одредуваат според големината и обликот на самиот облак. Во вториот случај, ултравиолетовото зрачење не е доволно моќно да ги јонизира атомите на водород во сите делови на облакот, а видливите граници на маглината се одредуваат со моќта на ултравиолетовото зрачење [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