Планетарна маглина

Од Википедија, бесплатната енциклопедија
Одете во навигација Одете на пребарување
NGC 6543, маглина око - внатрешен регион, слика во псевдо боја (црвена - H α (656,3 nm); сина - неутрален кислород, 630 nm; зелена - јонизиран азот, 658,4 nm)

Планетарната магла е астрономски објект кој е обвивка одјонизиран гас околу централната ѕвезда, бело џуџе . Формирана со исфрлање на надворешните слоеви на црвен џин или суперџин со маса од 0,8 до 8 соларни маси во последната фаза од неговата еволуција. Планетарните маглини се астрономски ефемерни објекти кои постојат само неколку десетици илјади години (со животен век на ѕвездата-предок од неколку милијарди години). Тие немаат никаква врска со планетите и се именувани поради површна сличност кога се набљудуваат преку телескоп. Во нашата галаксија се познати околу 1500 планетарни маглини.

Планетарни маглини се карактеризира со заоблени форма со јасна предност, но во последниве години, со помош на Хабл вселенскиот телескоп, многу сложен и чудна структура, откриени во многу планетарни маглини. Само околу една петтина од нив се речиси сферични . Механизмите што создаваат таква разновидност на форми остануваат нејасни. Се верува дека интеракцијата на ѕвездениот ветер и двојните ѕвезди , магнетното поле и меѓуѕвездениот медиум може да игра голема улога во ова.

Процесот на формирање на планетарни маглини, заедно со експлозиите на супернова , игра важна улога во хемиската еволуција на галаксиите, исфрлајќи се во меѓуѕвездениот простор материјал збогатен со тешки елементи - производите на ѕвездената нуклеосинтеза (во астрономијата, сите елементи се сметаат за тешки, со со исклучок на производите од примарната нуклеосинтеза на Биг Бенг - водород и хелиум како што се јаглерод , азот , кислород и калциум ).

Историја на истражување

Повеќето планетарни маглини се слаби објекти и генерално се невидливи со голо око. Првата планетарна маглина што беше откриена беше маглината Гира во соѕвездието Chanterelles : Чарлс Месиер , кој бараше комети , кога го составуваше својот каталог на маглини (стационарни објекти што личат на комети при набљудување на небото) во 1764 година, го каталогизираше под бројот М27. Во 1784 година, Вилијам Хершел , откривачот на Уран , при составувањето на својот каталог, ги издвоил во посебна класа на маглини („класа IV“) [1] и ги нарекол планетарни поради нивната сличност со дискот на планетата [2. ] [3] .

Необичната природа на планетарните маглини била откриена во средината на 19 век , со почетокот на употребата на спектроскопија во набљудувањата. Вилијам Хагинс стана првиот астроном кој ги доби спектрите на планетарните маглини - објекти кои се издвојуваа по нивната необичност:

Некои од најмистериозните од овие извонредни објекти се оние кои, кога се гледаат телескопски, изгледаат како кружни или малку овални дискови. ... Извонредна е и нивната зеленикаво-сина боја, исклучително ретка за сингл ѕвезди. Покрај тоа, овие маглини не покажуваат знаци на централно згрутчување. Според овие карактеристики, планетарните маглини остро се разликуваат како објекти кои имаат својства што се сосема различни од својствата на Сонцето и фиксните ѕвезди . Поради овие причини, а исто така и поради нивната осветленост, ги избрав овие маглини како најпогодни за спектроскопски студии [4] .

Кога Хагинс ги проучувал спектрите на маглините NGC 6543 ( Мачкино око ), М27 ( Гира ), М57 ( Прстен ) и голем број други, се покажало дека нивниот спектар е екстремно различен од спектрите на ѕвездите: сите спектри на ѕвезди добиени во тоа време беа апсорпциони спектри (континуиран спектар со голем број темни линии), додека спектрите на планетарните маглини се покажаа како емисиони спектри со мал број емисиони линии , што укажуваше на нивната природа, која е фундаментално различна од природата на ѕвездите:

Нема сомнеж дека маглините 37 H IV ( NGC 3242 ), Струве 6 ( NGC 6572 ), 73 H IV ( NGC 6826 ), 1 H IV ( NGC 7009 ), 57 M, 18 H. IV ( NGC ) и 762 27 M се не може повеќе да се сметаат како јата од ѕвезди од ист тип, на кои припаѓаат неподвижните ѕвезди и нашето Сонце. <…> Овие објекти имаат посебна и различна структура <…> ние, по секоја веројатност, треба да ги сметаме овие објекти како огромни маси на блескав гас или пареа [4] .

Друг проблем беше хемискиот состав на планетарните маглини: Хагинс, во споредба со референтните спектри, можеше да ги идентификува линиите на азот и водород , но најсветлата од линиите со бранова должина од 500,7 nm не беше забележана во спектрите на тогашниот познати хемиски елементи. Предложено е дека оваа линија одговара на непознат елемент. Однапред му беше дадено името небулиум - по аналогија со идејата што доведе до откривање на хелиум во спектралната анализа на Сонцето во 1868 година .

Претпоставките за откривање на нов елемент на небулиум не беа потврдени. На почетокот на 20 век, Хенри Расел претпоставил дека линијата од 500,7 nm одговара не на нов елемент, туку на стар елемент под непознати услови.

Во 1920-тите, се покажа дека во многу ретки гасови, атомите и јоните можат да преминат во возбудени метастабилни состојби, кои при поголема густина не можат да постојат долго време поради судири на честички. Во 1927 година, Боуен ја идентификуваше линијата на небулиум од 500,7 nm како што се појавува за време на транзицијата од метастабилна состојба во основна состојба на двојно јонизиран атом на кислород (OIII) [5] . Спектралните линии од овој тип, забележани само при екстремно мали густини, се нарекуваат забранети линии . Така, спектроскопските набљудувања овозможија да се процени горната граница на густината на маглинскиот гас. Во исто време, спектрите на планетарните маглини добиени со пресечените спектрометри покажаа „свиткување“ и расцепување на линиите поради доплер поместувањата на емитираните региони на маглината кои се движат со различни брзини, што овозможи да се проценат стапките на проширување на планетарните маглини на 20-40 km/s.

И покрај прилично детално разбирање на структурата, составот и механизам емисијата на планетарни маглини, прашањето за нивното потекло остана отворена до средината -1950s , додека I.S.Shklovsky забележав дека ако ние екстраполираме параметри на планетарни маглини, од страна на време тие почнаа да се се прошири, тогаш добиениот сет на параметри се совпаѓа со својствата на атмосферите на црвените џинови и својствата на нивните јадра - со својствата на топлите бели џуџиња [6] [7] . Во моментов, оваа теорија за потеклото на планетарните маглини е потврдена со бројни набљудувања и пресметки.

До крајот на 20 век, подобрувањата во технологијата овозможија подетално проучување на планетарните маглини. Вселенските телескопи овозможија да се проучат нивните спектри надвор од видливиот опсег, што претходно не можеше да се направи, спроведувајќи набљудувања од површината на Земјата . Инфрацрвените и ултравиолетовите набљудувања дадоа нова, многу попрецизна проценка на температурата , густината и хемискиот состав на планетарните маглини. Употребата на CCD технологија овозможи да се анализираат значително помалку јасни спектрални линии. Употребата на Хабл вселенскиот телескоп откри исклучително сложена структура на планетарни маглини, претходно се мислеше да биде едноставна и хомогена.

Општо е прифатено дека планетарните маглини се од спектрален тип P , иако оваа ознака ретко се користи во пракса.

Потекло

Структура на симетрична планетарна маглина. Брзиот ѕвезден ветер (сини стрели) на жешкото бело џуџе - јадрото на ѕвездата (во центарот), судирајќи се со отфрлената школка - бавниот ѕвезден ветер на црвениот џин (црвени стрели), создава густа обвивка (сина ), сјае под влијание на ултравиолетовото зрачење на јадрото

Планетарните маглини ја претставуваат последната еволутивна фаза за многу ѕвезди. Нашето Сонце е ѕвезда со средна големина, со само мал број ѕвезди што ја надминуваат по маса. Ѕвездите со маса неколку пати поголема од Сонцето се претвораат во супернови во последната фаза од своето постоење. Ѕвездите со средна и мала маса на крајот од еволутивната патека создаваат планетарни маглини.

Типична ѕвезда со маса неколку пати помала од Сонцето сјае во поголемиот дел од својот живот поради реакциите на термонуклеарната фузија на хелиум од водород во нејзиното јадро (терминот „согорување“ често се користи наместо терминот „термонуклеарна фузија“, во овој случај, согорување на водород). Енергијата ослободена во овие реакции ја спречува ѕвездата да се распадне под силата на сопствената гравитација, со што ја прави стабилна.

По неколку милијарди години, снабдувањето со водород истекува, а енергијата станува недоволна за да ги задржи надворешните слоеви на ѕвездата. Јадрото почнува да се намалува и загрева. Во моментов, температурата во јадрото на Сонцето е приближно 15 милиони К , но откако ќе се исцрпи снабдувањето со водород, компресијата на јадрото ќе предизвика температурата да се искачи на ниво од 100 милиони К. Во исто време, надворешната слоевите се ладат и значително се зголемуваат во големина поради многу високите температурни јадра. Ѕвездата се претвора во црвен џин . Во оваа фаза, јадрото продолжува да се намалува и загрева; кога температурата ќе достигне 100 милиони К , започнува процесот на синтеза на јаглерод и кислород од хелиум .

Обновувањето на термонуклеарните реакции спречува понатамошно компресија на јадрото. Запалениот хелиум наскоро формира инертно јадро од јаглерод и кислород, опкружено со обвивка од запален хелиум. Реакциите на фузија кои вклучуваат хелиум се многу температурно чувствителни. Брзината на хемиската реакција е пропорционална со Т 40, односно зголемување на температурата од само 2% ќе доведе до двојно зголемување на брзината на хемиската реакција. Ова ја прави ѕвездата многу нестабилна: мало зголемување на температурата предизвикува брзо зголемување на брзината на реакција, зголемувајќи го ослободувањето на енергија, што, пак, предизвикува зголемување на температурата. Горните слоеви на запален хелиум почнуваат брзо да се шират, температурата паѓа, а реакцијата се забавува. Сето ова може да биде причина за моќни пулсации, понекогаш доволно силни за да исфрлат значителен дел од атмосферата на ѕвездата во вселената.

Исфрлениот гас формира проширувачка обвивка околу откриеното јадро на ѕвездата. Како што се повеќе и повеќе од атмосферата се одвојува од ѕвездата, се појавуваат сè подлабоки слоеви со повисоки температури. Кога голата површина ( фотосферата на ѕвездата) ќе достигне температура од 30.000 К, енергијата на емитираните ултравиолетови фотони станува доволна за јонизирање на атомите во исфрлената материја, што ја прави таа да свети. Така, облакот станува планетарна маглина.

Животниот век

Компјутерска симулација на формирање на планетарна маглина од ѕвезда со неправилен диск, што илустрира како мала почетна асиметрија може да резултира со формирање на објект со сложена структура.

Материјата на планетарната маглина се расејува од централната ѕвезда со брзина од неколку десетици километри во секунда. Во исто време, додека материјата тече надвор, централната ѕвезда се лади, испуштајќи ги остатоците од енергијата; термонуклеарните реакции престануваат, бидејќи ѕвездата сега нема доволно маса за да ја одржи температурата потребна за синтеза на јаглерод и кислород. На крајот, ѕвездата ќе се олади доволно за да престане да емитува доволно ултравиолетово зрачење за да ја јонизира далечната обвивка од гас. Ѕвездата станува бело џуџе , а гасниот облак се рекомбинира и станува невидлив. За типична планетарна маглина, времето од формирање до рекомбинација е 10.000 години.

Галактички рециклирачи

Планетарните маглини играат значајна улога во еволуцијата на галаксиите. Раниот универзум се состоел главно од водород и хелиум , од кои биле формирани ѕвезди од типот II . Но, со текот на времето, како резултат на термонуклеарната фузија во ѕвездите, се формирале потешки елементи. Така, материјата на планетарните маглини има висока содржина на јаглерод , азот и кислород , и како што се шири и продира во меѓуѕвездениот простор, ја збогатува со овие тешки елементи, астрономите генерално ги нарекуваат метали .

Следните генерации ѕвезди, формирани од меѓуѕвездената материја, ќе содржат поголема почетна количина на тешки елементи. Иако нивниот удел во составот на ѕвездите останува незначителен, нивното присуство значително го менува животниот циклус на ѕвездите од типот I (види Ѕвездена популација ).

Спецификации

физички карактеристики

Типична планетарна маглина има просечна должина од една светлосна година и се состои од многу редок гас со густина од околу 1000 честички на cm³, што е занемарливо во споредба, на пример, со густината на атмосферата на Земјата, но околу 10- 100 пати повеќе од густината на меѓупланетарниот простор според растојанието на орбитата на Земјата од Сонцето. Младите планетарни маглини имаат најголема густина, понекогаш достигнувајќи 106 честички на cm³. Како што стареат маглините, нивното проширување доведува до намалување на густината.

Зрачењето од централната ѕвезда ги загрева гасовите до температури од редот на 10.000 К. Парадоксално, температурата на гасот често се зголемува со зголемувањето на растојанието од централната ѕвезда. Тоа е затоа што колку повеќе енергија има фотонот , толку е помала веројатноста да се апсорбира. Затоа, фотоните со ниска енергија се апсорбираат во внатрешните области на маглината, додека останатите високоенергетски фотони се апсорбираат во надворешните региони, предизвикувајќи нивната температура да се зголеми.

Маглини може да се категоризираат како прашање - сиромашните и зрачење на сиромашните. Според оваа терминологија, во првиот случај, маглината нема доволно материја за да ги апсорбира сите ултравиолетови фотони што ги емитува ѕвездата. Затоа, видливата маглина е целосно јонизирана. Во вториот случај, централната ѕвезда емитира недоволно ултравиолетови фотони за да го јонизира целиот околен гас, а фронтот на јонизација поминува во неутрален меѓуѕвезден простор.

Бидејќи најголемиот дел од гасот на планетарната маглина е јонизиран (т.е. плазма ), магнетните полиња имаат значително влијание врз неговата структура, предизвикувајќи феномени како што се влакнести и плазма нестабилност.

Количина и дистрибуција

Денес, постојат 1.500 познати планетарни маглини во нашата галаксија од 200 милијарди ѕвезди. Нивниот краток животен век во споредба со ѕвездениот живот е причина за нивниот мал број. Во основа, сите тие лежат во рамнината на Млечниот Пат , а повеќето од нив се концентрирани во близина на центарот на галаксијата и практично не се забележани во ѕвездени јата.

Употребата на CCD наместо фотографски филм во астрономските истражувања значително ја прошири листата на познати планетарни маглини.

Структура

Повеќето планетарни маглини се симетрични и речиси сферични , што не ги спречува да имаат многу сложени форми. Приближно 10% од планетарните маглини се практично биполарни, а само мал број се асиметрични. 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