Mgławica planetarna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
NGC 6543, Mgławica Kocie Oko - obszar wewnętrzny, obraz pseudokolorowy (czerwony - H α (656,3 nm); niebieski - neutralny tlen, 630 nm; zielony - zjonizowany azot, 658,4 nm)

Mgła planetarna to obiekt astronomiczny będący powłoką zjonizowanego gazu wokół gwiazdy centralnej, białego karła . Utworzony przez wyrzucenie zewnętrznych warstw czerwonego olbrzyma lub nadolbrzyma o masie od 0,8 do 8 mas Słońca na końcowym etapie jego ewolucji. Mgławice planetarne to astronomicznie efemeryczne obiekty, które istniały zaledwie kilkadziesiąt tysięcy lat (o długości życia przodka gwiazdy sięga kilku miliardów lat). Nie są one spokrewnione z planetami i są nazywane powierzchownymi podobieństwami podczas obserwacji przez teleskop. W naszej galaktyce jest około 1500 znanych mgławic planetarnych.

Mgławice planetarne charakteryzują się zaokrąglonym kształtem z wyraźną krawędzią, ale w ostatnich latach, za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, w wielu mgławicach planetarnych odkryto bardzo złożoną i osobliwą strukturę. Tylko około jedna piąta z nich jest prawie kulista . Mechanizmy tworzące tak różnorodne formy pozostają niejasne. Uważa się, że dużą rolę może w tym odgrywać oddziaływanie wiatru gwiazdowego i gwiazd podwójnych , pola magnetycznego i ośrodka międzygwiazdowego .

Proces powstawania mgławic planetarnych, wraz z wybuchami supernowych , odgrywa ważną rolę w chemicznej ewolucji galaktyk, wyrzucając w przestrzeń międzygwiazdową materię wzbogaconą w ciężkie pierwiastki - produkty gwiezdnej nukleosyntezy (w astronomii wszystkie pierwiastki są uważane za ciężkie, z z wyjątkiem produktów pierwotnej nukleosyntezy Wielkiego Wybuchu - wodoru i helu, takich jak węgiel , azot , tlen i wapń ).

Historia badań

Większość mgławic planetarnych to słabe obiekty iz reguły niewidoczne gołym okiem. Pierwszy mgławica planetarna na odkrycie było koziołka Nebula w Kurki konstelacji : Charles Messier , który szukał komet , kiedy jego kompilacji katalog mgławic (stacjonarne obiekty, które wyglądają jak komety podczas obserwacji nieba) w 1764 roku, skatalogowane go pod numerem M27. W 1784 roku odkrywca Urana , William Herschel , tworząc swój katalog, wyodrębnił je na osobną klasę mgławic („klasa IV”) [1] i nazwał je planetarnymi ze względu na ich podobieństwo do dysku planety [2]. ] [3] .

Niezwykły charakter mgławic planetarnych odkryto w połowie XIX wieku , wraz z początkiem stosowania spektroskopii w obserwacjach. William Huggins został pierwszym astronomem, który uzyskał widma mgławic planetarnych - obiektów wyróżniających się swoją niezwykłością:

Niektóre z najbardziej tajemniczych z tych niezwykłych obiektów to te, które oglądane teleskopowo wyglądają jak okrągłe lub lekko owalne dyski. ... Godny uwagi jest również ich zielonkawo-niebieski kolor, niezwykle rzadki dla pojedynczych gwiazd. Ponadto mgławice te nie wykazują śladów centralnego skupienia. Zgodnie z tymi znakami mgławice planetarne są ostro rozróżniane jako obiekty, które mają właściwości całkowicie odmienne od właściwości Słońca i gwiazd stałych . Z tych powodów, a także ze względu na ich jasność, wybrałem te mgławice jako najbardziej odpowiednie do badań spektroskopowych [4] .

Kiedy Huggins badał widma mgławic NGC 6543 ( Kocie Oko ), M27 ( Hantle ), M57 ( Pierścień ) i wielu innych, okazało się, że ich widmo jest skrajnie różne od widm gwiazd: wszystkie widma gwiazd otrzymane do tego czasu były widma absorpcyjne (widmo ciągłe z dużą liczbą ciemnych linii), natomiast widma mgławic planetarnych okazały się widmami emisyjnymi z niewielką liczbą linii emisyjnych , co wskazywało na ich zasadniczo różny od natura gwiazd:

Nie ma wątpliwości, że mgławice 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 ) i 27 M nie można bardziej uznać za gromady gwiazd tego samego typu, do których należą gwiazdy stałe i nasze Słońce. <…> Obiekty te mają specjalną i odmienną strukturę <…> z dużym prawdopodobieństwem powinniśmy traktować te obiekty jako ogromne masy świecącego gazu lub pary [4] .

Kolejnym problemem był skład chemiczny mgławic planetarnych: Huggins, w porównaniu z widmami referencyjnymi, był w stanie zidentyfikować linie azotu i wodoru , ale najjaśniejszej z linii o długości fali 500,7 nm nie zaobserwowano w widmach ówczesnych znane pierwiastki chemiczne. Sugerowano, że ta linia odpowiada nieznanemu elementowi. Z góry nadano mu nazwę nebulium – przez analogię do idei, która doprowadziła do odkrycia helu w analizie spektralnej Słońca w 1868 roku .

Przypuszczenia o odkryciu nowego pierwiastka mgławicy nie potwierdziły się. Na początku XX wieku Henry Russell postawił hipotezę, że linia 500,7 nm odpowiada nie nowemu pierwiastkowi, ale staremu pierwiastkowi w nieznanych warunkach.

W latach 20. wykazano, że w bardzo rozrzedzonych gazach atomy i jony mogą przechodzić w wzbudzone stany metastabilne , które przy wyższych gęstościach nie mogą długo istnieć z powodu zderzeń cząstek. W 1927 Bowen zidentyfikował linię mgławicy o długości 500,7 nm powstającą podczas przejścia ze stanu metastabilnego do stanu podstawowego podwójnie zjonizowanego atomu tlenu (OIII) [5] . Linie widmowe tego typu, obserwowane tylko przy skrajnie małych gęstościach, nazywane są liniami zakazanymi . Tym samym obserwacje spektroskopowe umożliwiły oszacowanie górnej granicy gęstości gazu mgławicy. Jednocześnie widma mgławic planetarnych uzyskane za pomocą spektrometrów szczelinowych wykazywały „załamanie” i rozszczepienie linii na skutek przesunięć dopplerowskich obszarów emitujących mgławicy poruszającej się z różnymi prędkościami, co umożliwiło oszacowanie tempa ekspansji mgławic planetarnych przy 20-40 km/s.

Pomimo dość szczegółowego zrozumienia budowy, składu i mechanizmu emisji mgławic planetarnych, kwestia ich pochodzenia pozostawała otwarta do połowy lat 50. XX wieku , dopóki I.S.Szklowski nie zauważył, że jeśli ekstrapolujemy parametry mgławic planetarnych przez czas rozpoczęcia ich ekspansji, to otrzymany zestaw parametrów pokrywa się z właściwościami atmosfer czerwonych olbrzymów , a właściwościami ich jąder - z właściwościami gorących białych karłów [6] [7] . Obecnie ta teoria pochodzenia mgławic planetarnych została potwierdzona licznymi obserwacjami i obliczeniami.

Pod koniec XX wieku udoskonalenia technologiczne umożliwiły bardziej szczegółowe badanie mgławic planetarnych. Teleskopy kosmiczne umożliwiły badanie ich widm poza zakresem widzialnym, czego wcześniej nie można było zrobić, prowadząc obserwacje z powierzchni Ziemi . Obserwacje w podczerwieni i ultrafiolecie pozwoliły na nowe, znacznie dokładniejsze oszacowanie temperatury , gęstości i składu chemicznego mgławic planetarnych. Zastosowanie technologii CCD umożliwiło analizę znacznie mniej wyraźnych linii widmowych. Korzystanie z Hubble Space Telescope ujawniło niezwykle złożoną strukturę mgławic planetarnych, wcześniej uważano za prosty i jednorodny.

Powszechnie przyjmuje się, że mgławice planetarne są typu spektralnego P , chociaż w praktyce określenie to jest rzadko używane.

Początek

Struktura symetrycznej mgławicy planetarnej. Szybki wiatr gwiazdowy (niebieskie strzałki) gorącego białego karła - jądro gwiazdy (w środku), zderzając się z odrzuconą powłoką - powolny wiatr gwiazdowy czerwonego olbrzyma (czerwone strzałki), tworzy gęstą powłokę (niebieską ), który świeci pod wpływem promieniowania ultrafioletowego rdzenia

Mgławice planetarne reprezentują końcowy etap ewolucji wielu gwiazd. Nasze Słońce jest gwiazdą średniej wielkości, której masa przekracza tylko niewielką liczbę gwiazd. Gwiazdy o masie kilkakrotnie większej od Słońca zamieniają się w końcowej fazie swojego istnienia w supernowe . Gwiazdy o średniej i małej masie na końcu ścieżki ewolucyjnej tworzą mgławice planetarne.

Typowa gwiazda o masie kilkukrotnie mniejszej niż Słońce świeci przez większość swojego życia dzięki reakcjom termojądrowej fuzji helu z wodorem w jej jądrze (często zamiast terminu „fuzja termojądrowa” używa się terminu „spalanie”). w tym przypadku - spalanie wodoru). Energia uwalniana w tych reakcjach zapobiega zapadaniu się gwiazdy pod wpływem własnej grawitacji, dzięki czemu jest stabilna.

Po kilku miliardach lat zapasy wodoru wyczerpują się, a energia staje się niewystarczająca, aby pomieścić zewnętrzne warstwy gwiazdy. Jądro zaczyna się kurczyć i nagrzewać. Obecnie temperatura jądra Słońca wynosi około 15 mln K , ale po wyczerpaniu się dopływu wodoru kompresja jądra spowoduje wzrost temperatury do poziomu 100 mln K. Jednocześnie warstwy zewnętrzne są chłodzone i znacznie powiększają się dzięki bardzo wysokiej temperaturze jądra. Gwiazda zamienia się w czerwonego olbrzyma . Na tym etapie jądro nadal się kurczy i nagrzewa; po osiągnięciu temperatury 100 mln K rozpoczyna się proces syntezy węgla i tlenu z helu .

Wznowienie reakcji termojądrowych zapobiega dalszej kompresji jądra. Płonący hel wkrótce tworzy obojętny rdzeń z węgla i tlenu , otoczony powłoką z płonącego helu. Reakcje termojądrowe z udziałem helu są bardzo wrażliwe na temperaturę. Szybkość reakcji jest proporcjonalna do T, to znaczy 40, wzrost temperatury jedynie o 2% spowoduje podwojenie szybkości reakcji. To sprawia, że ​​gwiazda jest bardzo niestabilna: niewielki wzrost temperatury powoduje gwałtowny wzrost szybkości reakcji, zwiększając uwalnianie energii, co z kolei powoduje wzrost temperatury. Górne warstwy palącego się helu zaczynają gwałtownie się rozszerzać, temperatura spada, a reakcja ulega spowolnieniu. Wszystko to może być przyczyną potężnych pulsacji, czasem na tyle silnych, że wyrzucają znaczną część atmosfery gwiazdy w przestrzeń kosmiczną.

Wyrzucony gaz tworzy rozszerzającą się otoczkę wokół odsłoniętego jądra gwiazdy. W miarę jak coraz więcej atmosfery oddziela się od gwiazdy, pojawiają się coraz głębsze warstwy o wyższych temperaturach. Kiedy naga powierzchnia ( fotosfera gwiazdy) osiąga temperaturę 30 000 K, energia emitowanych fotonów ultrafioletowych staje się wystarczająca do jonizacji atomów wyrzuconej materii, co powoduje jej świecenie. W ten sposób obłok staje się mgławicą planetarną.

Długość życia

Symulacja komputerowa powstawania mgławicy planetarnej z gwiazdy o nieregularnym dysku, ilustrująca, jak niewielka początkowa asymetria może skutkować powstaniem obiektu o złożonej strukturze.

Materia mgławicy planetarnej rozprasza się od gwiazdy centralnej z prędkością kilkudziesięciu kilometrów na sekundę. W tym samym czasie, gdy materia wypływa, gwiazda centralna stygnie, promieniując resztkami energii; Reakcje termojądrowe ustają, ponieważ gwiazda nie ma teraz wystarczającej masy, aby utrzymać temperaturę wymaganą do syntezy węgla i tlenu. W końcu gwiazda ostygnie na tyle, że przestanie emitować promieniowanie ultrafioletowe wystarczające do jonizacji odległej powłoki gazu. Gwiazda staje się białym karłem , a obłok gazu rekombinuje , stając się niewidzialnym. Dla typowej mgławicy planetarnej czas od powstania do rekombinacji wynosi 10 000 lat.

Galaktyczni Recyklerzy

Mgławice planetarne odgrywają znaczącą rolę w ewolucji galaktyk. Wczesny wszechświat składał się głównie z wodoru i helu , z których powstały gwiazdy typu II . Ale z biegiem czasu, w wyniku fuzji termojądrowej w gwiazdach, powstały cięższe pierwiastki. Tak więc materia mgławic planetarnych ma wysoką zawartość węgla , azotu i tlenu , a rozszerzając się i wnikając w przestrzeń międzygwiazdową wzbogaca ją w te ciężkie pierwiastki, ogólnie nazywane przez astronomów metalami .

Kolejne generacje gwiazd, powstające z materii międzygwiazdowej, będą zawierać większą początkową ilość ciężkich pierwiastków. Chociaż ich udział w składzie gwiazd pozostaje nieznaczny, ich obecność znacząco zmienia cykl życia gwiazd typu I (patrz Populacja gwiazd ).

Specyfikacje

Charakterystyka fizyczna

Typowa mgławica planetarna ma średnią długość jednego roku świetlnego i składa się z silnie rozrzedzonego gazu o gęstości około 1000 cząstek na cm³, co jest znikome w porównaniu np. z gęstością ziemskiej atmosfery, ale około 10- 100 razy większa niż gęstość przestrzeni międzyplanetarnej w odległości orbity Ziemi od Słońca. Młoda planetarny nebulae mają największą gęstość, czasami osiągając 10 6 cząsteczek na cm³. Wraz ze starzeniem się mgławic ich ekspansja prowadzi do zmniejszenia gęstości.

Promieniowanie gwiazdy centralnej ogrzewa gazy do temperatur rzędu 10 000 K. Paradoksalnie temperatura gazu często rośnie wraz ze wzrostem odległości od gwiazdy centralnej. Dzieje się tak, ponieważ im więcej energii ma foton , tym mniej prawdopodobne jest, że zostanie pochłonięty. Dlatego fotony o niskiej energii są pochłaniane w wewnętrznych obszarach mgławicy, podczas gdy pozostałe wysokoenergetyczne fotony są pochłaniane w obszarach zewnętrznych, powodując wzrost ich temperatury.

Mgławice można sklasyfikować jako ubogie w materię i ubogie w promieniowanie . Zgodnie z tą terminologią w pierwszym przypadku mgławica nie ma wystarczającej ilości materii, aby pochłonąć wszystkie fotony ultrafioletowe emitowane przez gwiazdę. Dlatego widoczna mgławica jest całkowicie zjonizowana. W drugim przypadku gwiazda centralna emituje niewystarczającą ilość fotonów ultrafioletowych, aby zjonizować cały otaczający gaz, a front jonizacji przechodzi do neutralnej przestrzeni międzygwiazdowej.

Ponieważ większość gazu mgławicy planetarnej jest zjonizowana (tj. plazma ), pola magnetyczne mają znaczący wpływ na jej strukturę, powodując takie zjawiska, jak niestabilność włóknistości i plazmy.

Ilość i dystrybucja

Obecnie w naszej galaktyce 200 miliardów gwiazd znajduje się 1500 znanych mgławic planetarnych. Ich krótka oczekiwana długość życia w porównaniu z życiem gwiazdowym jest przyczyną ich małej liczby. Zasadniczo wszystkie leżą w płaszczyźnie Drogi Mlecznej , a większość z nich koncentruje się w pobliżu centrum galaktyki i praktycznie nie są obserwowane w gromadach gwiazd.

Zastosowanie w badaniach astronomicznych CCD zamiast kliszy fotograficznej znacznie rozszerzyło listę znanych mgławic planetarnych.

Struktura

Większość mgławic planetarnych jest symetryczna i niemal kulista , co nie przeszkadza im w przybieraniu wielu bardzo skomplikowanych kształtów. Około 10% mgławic planetarnych jest praktycznie dwubiegunowych, a tylko niewielka ich liczba jest asymetryczna. 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