Ten artykuł jest jednym z dobrych artykułów

Mgławica emisyjna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania

Mgławica emisyjna ( samoświecąca ) jest obłokiem międzygwiazdowym emitującym w zakresie optycznym dzięki jonizacji własnego gazu. Widma takich mgławic pokazują silne linie emisyjne , w tym zabronione , na tle słabego widma ciągłego. Mgławice emisyjne mogą mieć różny charakter: mogą to być np. obszary H II lub mgławice planetarne .

Mechanizm emisji mgławic emisyjnych tłumaczy się fluorescencją : foton w zakresie ultrafioletu jest pochłaniany przez atom i jonizuje go, a następnie w wyniku rekombinacji i łańcucha spontanicznych przejść emitowane są fotony o niższej energii, m.in. w zakresie optycznym .

Specyfikacje

Opis

Mgławice emisyjne (samoświecące), podobnie jak inne mgławice , są międzygwiezdnymi obłokami gazu i pyłu, które wyróżniają się na tle nieba. Emitują w zakresie optycznym , dlatego należą do mgławic dyfuzyjnych (świetlnych) [1] . Mgławice emisyjne świecą w wyniku jonizacji własnego gazu, w przeciwieństwie do mgławic refleksyjnych , które świecą jedynie odbitym światłem gwiazd . Temperatury, rozmiary i masy takich mgławic mogą się znacznie różnić (patrz niżej) [⇨] ) [2] [3] [4] .

Mgławice emisyjne nazywane są czasami mgławicami „gazowymi”, dla kontrastu z mgławicami „pylistymi” – ciemnymi i refleksyjnymi. Podział ten nie odzwierciedla składu, ponieważ stosunek gazu i pyłu jest w przybliżeniu taki sam w różnych mgławicach, ale jest spowodowany tym, że w mgławicach „gazowych” obserwuje się poświatę gazu, a w „pylistych” objawach obserwacyjnych - odbicie lub pochłanianie światła - powodowane przez kurz [5] .

Widma mgławic emisyjnych mają charakter emisyjny: obserwuje się w nich silne linie emisyjne , w tym zabronione . Widmo ciągłe jest słabe, a jego forma zależy od rodzaju mgławicy emisyjnej (patrz niżej [⇨] ). Umożliwia to odróżnienie emisji od mgławic refleksyjnych: widmo tych ostatnich jest ciągłe, jak w przypadku gwiazd, których światło odbijają. W widmach mgławic emisyjnych najbardziej zauważalne linie to wodór , w szczególności H-alfa , linie neutralnego i zjonizowanego helu , linie zabronione podwójnie zjonizowanego tlenu i innych pierwiastków są również silne [3] [4][6] .

Rodzaje mgławic emisyjnych

Mgławice emisyjne mogą mieć różny charakter: mogą to być np. obszary H II lub mgławice planetarne [4] [5] . Pozostałości po supernowych są również często określane jako mgławice emisyjne [2] [3] .

Obszary H II

Obszary H II to obłoki międzygwiazdowe, których materia jest jonizowana przez promieniowanie młodych, jasnych gwiazd wczesnych typów widmowych - O i B o temperaturach powyżej 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . W rejonach H II zachodzi aktywne formowanie się gwiazd , ich żywotność nie przekracza kilku milionów lat i koncentrują się głównie w galaktycznych ramionach spiralnych . Typowym regionem H II jest Mgławica Oriona [11] .

Temperatury takich obiektów są rzędu 10 4 K. Z reguły ich rozmiary wahają się od mniej niż jednego roku świetlnego do kilkuset, stężenia cząstek wahają się od jednostek do milionów cm- 3 (dla porównania stężenie cząstek w powietrzu przy powierzchni Ziemi wynosi 2,5⋅10 19 cm − 3 ), masy - od 100 do 10000 M [4] [9] [11] . Widmo ciągłe w obszarach H II to widmo promieniowania cieplnego z maksimum w zakresie ultrafioletu [3] .

Mgławice planetarne

Mgławica Helix - mgławica planetarna

Mgławice planetarne są czasami postrzegane jako typ regionu H II, ponieważ materia w nich również jest jonizowana przez promieniowanie gwiazdy, ale obiekty te również mają szereg różnic. Mgławica planetarna powstaje, gdy czerwony olbrzym - gwiazda o małej lub średniej masie w późnym stadium ewolucji zrzuca własną powłokę, pozostawiając gorące jądro gwiazdy, które jonizuje materiał zrzucającej się powłoki. Mgławice planetarne koncentrują się w centrum Galaktyki, a ich żywotność nie przekracza kilkudziesięciu tysięcy lat. Typową mgławicą planetarną jest Mgławica Ślimak [12] [13] [14] .

Temperatury samych mgławic planetarnych i oświetlających je gwiazd są wyższe niż w rejonach H II: w jądrach mgławic planetarnych mogą osiągnąć 1,5⋅10 5 K. W tym przypadku mgławice planetarne są mniejsze – nie więcej niż kilka lat świetlnych, a mniejsze masy – średnio 0,3 M [3] [12] .

Mgławice zjonizowane szokowo

Istnieją mgławice, które są jonizowane nie przez promieniowanie, ale przez fale uderzeniowe . W ośrodku międzygwiazdowym fale uderzeniowe mogą powstawać w wyniku wybuchów gwiazd - nowych lub supernowych , a także podczas silnego wiatru gwiazdowego [5] .

Szczególnym przypadkiem takich mgławic są pozostałości po supernowych , które często uważane są za rodzaj mgławic emisyjnych. Istnieją od około 100 tysięcy lat w miejscu wybuchów supernowych, aw nich oprócz fal uderzeniowych ultrafioletowe promieniowanie synchrotronowe przyczynia się do jonizacji materii. Promieniowanie synchrotronowe tworzy również ciągłe widmo tych obiektów [3] [5] [15] . Typowym przykładem pozostałości po supernowej jest Mgławica Krab [16] .

Mechanizm promieniowania

W mgławicach emisyjnych zachodzi ciągła jonizacja i rekombinacja atomów gazu tworzącego mgławicę. Atomy w mgławicy ulegają ponadto jonizacji pod wpływem promieniowania ultrafioletowego , a rekombinacja zachodzi w sposób kaskadowy: elektron nie wraca natychmiast do poziomu gruntu, lecz przechodzi przez kilka stanów wzbudzonych , między którymi emitowane są fotony o niższej energii niż początkowa. W ten sposób fotony ultrafioletowe w mgławicy są „przetwarzane” na optyczne – zachodzi fluorescencja [17] [18] .

Liczba fotonów emitowanych w pewnej linii na jednostkę objętości w jednostce czasu jest proporcjonalna do liczby zderzeń jonów z protonami. W warunkach mgławicowych prawie cała materia jest zjonizowana, a koncentracja jonów w przybliżeniu równe stężeniu elektronów , dlatego jasność powierzchniowa mgławicy jest proporcjonalna do zsumowane wzdłuż linii wzroku. Ilość (lub dla jednorodnej mgławicy o długości ) otrzymana w ten sposób nazywana jest miarą emisji , a stężenie substancji można oszacować na podstawie obserwowanej jasności powierzchniowej[8] [19] .

Przyczyny fluorescencji

Przyczyny fluorescencji są jakościowo opisane w następujący sposób. Rozważmy sytuację, w której mgławicę oświetla gwiazda emitująca jak czarne ciało o temperaturze ... W tym przypadku skład spektralny promieniowania gwiazdy w dowolnym punkcie jest opisany wzorem Plancka na temperaturę , ale gęstość energii promieniowania maleje wraz ze wzrostem odległości od gwiazdy i przy dużych odległościach odpowiada znacznie niższej temperaturze niż ... W takiej sytuacji, zgodnie z prawami termodynamiki , przy oddziaływaniu z materią promieniowanie powinno być redystrybuowane po częstotliwościach – od wysokich do niższych, co dzieje się w mgławicach [20] .

Zjawisko to wyjaśnia dokładniej twierdzenie Rosselanda . Uwzględnia atomy z trzema możliwymi poziomami energii 1, 2, 3 w kolejności rosnącej energii i dwoma przeciwstawnymi procesami cyklicznymi: proces I z przejściami 1 → 3 → 2 → 1 i proces II z przejściami 1 → 2 → 3 → 1. W proces I pochłania foton o wysokiej energii i emituje dwa fotony o niskiej energii, podczas gdy proces II pochłania dwa fotony o niskiej energii i emituje jeden o wysokiej energii. Liczba takich procesów na jednostkę czasu jest odpowiednio wskazana, oraz ... Twierdzenie to mówi, że jeśli współczynnik rozcieńczenia promieniowania gwiazdowego mała, czyli gwiazda jest widoczna pod małym kątem bryłowym (te parametry są powiązane jako ), następnie , czyli proces II zachodzi znacznie rzadziej niż proces I. Tak więc w mgławicach emisyjnych, w których współczynnik rozcieńczenia jest wystarczająco mały i może wynosić 10-14 , przemiana fotonów wysokoenergetycznych w fotony niskoenergetyczne następuje o rzędy rzędu znacznie częściej niż na odwrót [21] .

Oddziaływanie promieniowania z atomami

Możesz rozważyć oddziaływanie promieniowania z atomami wodoru, z których składa się głównie mgławica. Gęstość materii i promieniowania w mgławicy jest bardzo niska, a typowy atom wodoru jest w stanie zjonizowanym przez kilkaset lat, aż w pewnym momencie zderza się z elektronem i rekombinuje, a po kilku miesiącach jest ponownie zjonizowany przez foton ultrafioletowy. Okres kilku miesięcy jest znacznie dłuższy niż czas, w którym atom przechodzi w stan niewzbudzony (podstawowy) na drodze emisji spontanicznej , dlatego prawie wszystkie atomy obojętne znajdują się w stanie niewzbudzonym. Oznacza to, że mgławica jest nieprzezroczysta dla fotonów serii Lymana odpowiadających przejściom ze stanu podstawowego, ale przezroczysta dla fotonów podrzędnych serii wodoru[8] [22] .

Kiedy wolny elektron zostaje przechwycony przez proton , emitowany jest foton, którego częstotliwość zależy od poziomu energii elektronu. Jeśli nie jest to poziom główny, to emitowany foton opuszcza mgławicę, ponieważ należy do serii podrzędnej, a jeśli elektron uderza w poziom główny, emitowany jest foton w serii Lymana, który jest pochłaniany przez mgławicę, jonizuje inny atom, a proces się powtarza. Tak więc prędzej czy później foton emitowany jest w jednej z podrzędnych serii, która opuszcza mgławicę. To samo dzieje się ze spontanicznymi przejściami między poziomami: kiedy elektron przechodzi na dowolny poziom poza poziomem gruntu, emitowany jest foton, który opuszcza mgławicę, w przeciwnym razie foton jest emitowany w szeregu Lymana, który jest następnie absorbowany. W pewnym momencie elektron przejdzie na drugi poziom energii i foton zostanie wyemitowany w serii Balmera ; potem możliwe będzie tylko przejście z drugiego poziomu na pierwszy z emisją fotonu w linii Lyman-alfa . Taki foton będzie stale absorbowany i reemitowany, ale ostatecznie opuści mgławicę. Oznacza to, że każdy foton ultrafioletowy jonizujący atom wodoru zamienia się w określoną liczbę fotonów, wśród których będzie foton z serii Balmera i foton z linii Lyman-alfa [23] .

Powyższe oznacza również, że całkowita intensywność linii Balmera jest ściśle związana z mocą promieniowania gwiazdy jonizującej mgławicę w zakresie ultrafioletowym. Wtedy obserwując tylko w zakresie optycznym można porównać natężenie promieniowania gwiazdy w nim z natężeniem linii Balmera i uzyskać informacje o promieniowaniu gwiazdy w różnych częściach widma. Ta metoda, zwana metodą Zanstry , pozwala oszacować temperaturę gwiazdy. Podobne rozumowanie można rozszerzyć na inne atomy, na przykład hel . Jednocześnie w przypadku wodoru, helu i zjonizowanego helu potencjały jonizacji wynoszą odpowiednio 13,6, 24,6 i 54,4 eV , a zatem jasność mgławicy w liniach tych atomów odpowiada jasności gwiazdy w różnych częściach zakres ultrafioletowy. Szacunki temperatury tej samej gwiazdy z linii różnych atomów mogą być różne: wynika to z różnicy między widmem gwiazdy a widmem ciała absolutnie czarnego [24] .

Podczas jonizacji przez promieniowanie, względne intensywności linii Balmera są praktycznie niezależne od temperatury - ten stosunek między nimi nazywa się ubytkiem Balmera . Ubytek Balmera obserwowany w wielu mgławicach różni się od przewidywanego teoretycznie tym, że absorpcja międzygwiazdowa jest selektywna, czyli w różny sposób tłumi promieniowanie o różnych długościach fal. Porównując teoretyczny i obserwowany dekrement Balmera, można określić wielkość ekstynkcji międzygwiazdowej w Galaktyce [25] .

Niska częstotliwość zderzeń cząstek umożliwia zakazane przejścia dla atomów takich jak tlen czy azot , a co za tym idzie promieniowanie w zabronionych liniach : chociaż czas życia atomu w stanie metastabilnym jest dość długi, to i tak jest znacznie krótszy od średniej Możliwe są również czasy między zderzeniami i spontaniczne przejścia ze stanów metastabilnych. Natężenia linii zakazanych można wykorzystać do określenia różnych parametrów mgławicy: np. intensywność linii danego atomu lub jonu zależy od zawartości tego pierwiastka w mgławicy [26][8] .

Szok podniecenia

Kiedy atomy są zjonizowane, pojawiają się wolne elektrony o określonej energii kinetycznej. Dlatego wzbudzenie uderzeniowe atomów następuje również po zderzeniu z takimi elektronami, po czym następuje spontaniczna emisja . Mechanizm ten wnosi główny wkład w emisję atomów o niskim potencjale jonizacyjnym , takich jak tlen . W przypadku atomów o wysokim potencjale jonizacyjnym, w szczególności wodoru, wzbudzenie uderzeniowe nie wnosi znaczącego wkładu w jonizację, ponieważ średnia energia swobodnego elektronu w mgławicy jest znacznie mniejsza niż energia wzbudzenia atomu wodoru [27] .

Niektóre zabronione linie odpowiadają przejściom ze stanów wzbudzanych przez uderzenia elektronów. Umożliwia to pomiar stężenia elektronów i temperatury elektronów : im wyższe stężenie, tym bardziej zaludnione odpowiednie poziomy, ale jeśli stężenie jest zbyt wysokie, zderzenia będą występować zbyt często, atomy nie będą miały wystarczająco dużo czasu na przejście z stan metastabilny, a zabronione linie będą słabsze. Temperatura elektronu jest miarą średniej energii kinetycznej elektronów: określa, jaka część elektronów jest zdolna do wzbudzenia określonego stanu, a więc można ją wyznaczyć porównując intensywności zabronionych linii jednego jonu w różnych stanach wzbudzonych [26]. ] .

Stopień jonizacji

Mgławica emisyjna może być ograniczona przez własną substancję ( ang. mgławica związana z gazem) lub promieniowanie ( ang. mgławica związana z promieniowaniem). W pierwszym przypadku promieniowanie ultrafioletowe dociera do wszystkich części obłoku, a widoczne granice mgławicy wyznacza wielkość i kształt samego obłoku. W drugim przypadku promieniowanie ultrafioletowe nie jest wystarczająco silne, aby zjonizować atomy wodoru we wszystkich częściach obłoku, a widoczne granice mgławicy wyznacza moc promieniowania ultrafioletowego [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