Tento článok patrí medzi tie dobré

Emisná hmlovina

Z Wikipédie, voľnej encyklopédie
Prejsť na navigáciu Prejsť na vyhľadávanie

Emisná ( samosvietivá ) hmlovina je medzihviezdny oblak emitujúci v optickom dosahu v dôsledku ionizácie vlastného plynu. Spektrá takýchto hmlovín vykazujú silné emisné čiary , vrátane zakázaných , na pozadí slabého súvislého spektra. Emisné hmloviny môžu mať rôznu povahu: môžu to byť napríklad oblasti H II alebo planetárne hmloviny .

Mechanizmus emisie emisných hmlovín je vysvetlený fluorescenciou : fotón v ultrafialovom pásme je absorbovaný atómom a ionizuje ho, a potom, ako výsledok rekombinácie a reťazca spontánnych prechodov, sú emitované fotóny s nižšou energiou, vrátane v optickom rozsahu .

technické údaje

Popis

Emisné (samosvietiace) hmloviny, podobne ako iné hmloviny , sú medzihviezdne oblaky plynu a prachu, ktoré vyčnievajú oproti oblohe. Vyžarujú v optickej oblasti , preto patria medzi difúzne (svetelné) hmloviny [1] . Emisné hmloviny svietia ionizáciou vlastného plynu, na rozdiel od reflexných hmlovín, ktoré svietia iba odrazeným svetlom hviezd . Teploty, veľkosti a hmotnosti takýchto hmlovín sa môžu výrazne líšiť (pozri nižšie [⇨] ) [2] [3] [4] .

Emisné hmloviny sa niekedy nazývajú „plynné“ hmloviny, čím sa kontrastujú s „prašnými“ hmlovinami – tmavými a reflexnými. Toto rozdelenie neodráža zloženie, keďže pomer plynu k prachu je v rôznych hmlovinách približne rovnaký, ale je spôsobené tým, že žiara plynu je pozorovaná v „plynných“ hmlovinách a v „prašných“ pozorovacích prejavoch – odraz resp. absorpcia svetla - sú spôsobené prachom [5] .

Spektrá emisných hmlovín sú emisného charakteru: sú v nich pozorované silné emisné čiary vrátane zakázaných . Spojité spektrum je slabé a jeho forma závisí od typu emisnej hmloviny (pozri nižšie [⇨] ). To umožňuje rozlíšiť emisiu od reflexných hmlovín: ich spektrum je spojité, podobne ako hviezdy, ktorých svetlo odrážajú. V spektrách emisných hmlovín sú najvýraznejšie čiary vodíka , najmä H-alfa , čiary neutrálneho a ionizovaného hélia , silné sú zakázané čiary dvojnásobne ionizovaného kyslíka a ďalšie prvky [3] [4][6] .

Typy emisných hmlovín

Emisné hmloviny môžu byť rôzneho charakteru: môžu to byť napríklad oblasti H II alebo planetárne hmloviny [4] [5] . Zvyšky supernov sa často označujú aj ako emisné hmloviny [2] [3] .

Oblasti H II

Oblasti H II sú medzihviezdne oblaky, ktorých hmota je ionizovaná žiarením mladých jasných hviezd skorých spektrálnych typov - O a B s teplotami nad 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . V oblastiach H II prebieha aktívna tvorba hviezd , ich životnosť nie je dlhšia ako niekoľko miliónov rokov a sú sústredené najmä v galaktických špirálových ramenách . Typickou oblasťou H II je hmlovina Orión [11] .

Teploty takýchto objektov sú rádovo 10 4 K. Ich veľkosti sa spravidla pohybujú od menej ako jedného svetelného roku po niekoľko stoviek, koncentrácie častíc od jednotiek do miliónov cm −3 (pre porovnanie, koncentrácia častíc vo vzduchu pri povrchu Zeme je 2,5⋅10 19 cm − 3 ), hmotnosti - od 100 do 10 000 M [4] [9] [11] . Spojité spektrum v oblastiach H II je spektrum tepelného žiarenia s maximom v ultrafialovej oblasti [3] .

Planetárne hmloviny

Hmlovina Helix - planetárna hmlovina

Planetárne hmloviny sa niekedy považujú za typ oblasti H II, pretože hmota v nich je tiež ionizovaná žiarením z hviezdy, ale tieto objekty majú tiež množstvo rozdielov. Planetárna hmlovina vzniká, keď červený obr – hviezda malej alebo strednej hmotnosti v neskorom štádiu evolúcie – odhodí svoj vlastný obal, pričom z hviezdy zostane horúce jadro, ktoré ionizuje materiál odpadajúceho obalu. Planetárne hmloviny sú sústredené smerom k stredu Galaxie, ich životnosť nepresahuje niekoľko desiatok tisíc rokov. Typickou planetárnou hmlovinou je hmlovina Helix [12] [13] [14] .

Teploty planetárne hmloviny seba a hviezdy, je osvetľovacie sú vyššie ako tie, ktoré regiónov H II: v jadrách planetárne hmloviny môžu dosiahnuť 1.5⋅10 5 K. V tomto prípade sú planetárne hmloviny menšie – nie viac ako niekoľko svetelných rokov a menšie hmotnosti – v priemere 0,3 M [3] [12] .

Šokovo ionizované hmloviny

Existujú hmloviny, ktoré nie sú ionizované žiarením, ale rázovými vlnami . V medzihviezdnom prostredí môžu vznikať rázové vlny v dôsledku výbuchov hviezd - nov alebo supernov , ako aj pri silnom hviezdnom vetre [5] .

Špeciálnym prípadom takýchto hmlovín sú zvyšky supernov , ktoré sa často považujú za typ emisnej hmloviny. Na mieste výbuchov supernov existujú už asi 100-tisíc rokov a k ionizácii hmoty v nich okrem rázových vĺn prispieva aj ultrafialové synchrotrónové žiarenie . Synchrotrónové žiarenie vytvára aj spojité spektrum týchto objektov [3] [5] [15] . Typickým príkladom zvyšku supernovy je Krabia hmlovina [16] .

Radiačný mechanizmus

V emisných hmlovinách prebieha nepretržitá ionizácia a rekombinácia atómov plynu, ktorý tvorí hmlovinu. Atómy v hmlovine sú ionizované ultrafialovým žiarením , navyše k rekombinácii dochádza kaskádovým spôsobom: elektrón sa nevráti hneď na zem, ale prechádza niekoľkými excitovanými stavmi , pri prechode medzi ktorými sa emitujú fotóny s nižšou energiou. než ten pôvodný. Ultrafialové fotóny v hmlovine sú teda „spracované“ na optické – dochádza k fluorescencii [17] [18] .

Počet fotónov emitovaných v určitej línii na jednotku objemu za jednotku času je úmerný počtu zrážok iónov s protónmi. V podmienkach hmloviny je takmer všetka hmota ionizovaná a koncentrácia iónov približne rovná koncentrácii elektrónov , preto je povrchová jasnosť hmloviny úmerná zhrnuté pozdĺž zorného poľa. Veľkosť (alebo pre homogénnu hmlovinu s dĺžkou ) získaný týmto spôsobom sa nazýva emisná miera a koncentráciu látky možno odhadnúť z pozorovaného jasu povrchu[8] [19] .

Príčiny fluorescencie

Dôvody fluorescencie sú kvalitatívne opísané nasledovne. Zoberme si situáciu, v ktorej je hmlovina osvetlená hviezdou vyžarujúcou ako čierne teleso s teplotou ... V tomto prípade je spektrálne zloženie žiarenia hviezdy v ktoromkoľvek bode opísané Planckovým vzorcom pre teplotu , ale hustota energie žiarenia klesá s rastúcou vzdialenosťou od hviezdy a pri veľkých vzdialenostiach zodpovedá oveľa nižšej teplote ako ... V takejto situácii by sa podľa zákonov termodynamiky pri interakcii s hmotou malo žiarenie prerozdeľovať cez frekvencie – od vysokých frekvencií k nižším, čo sa deje v hmlovinách [20] .

Tento jav je vysvetlený prísnejšie Rosselandovou vetou . Zvažuje atómy s tromi možnými energetickými hladinami 1, 2, 3 v poradí narastajúcej energie a dva opačné cyklické procesy: proces I s prechodmi 1 → 3 → 2 → 1 a proces II s prechodmi 1 → 2 → 3 → 1. V Proces I absorbuje vysokoenergetický fotón a emituje dva nízkoenergetické fotóny, zatiaľ čo proces II absorbuje dva nízkoenergetické fotóny a vyžaruje jeden vysokoenergetický. Uvádza sa počet takýchto procesov za jednotku času, resp. a ... Veta hovorí, že ak je koeficient zriedenia hviezdneho žiarenia malá, to znamená, že hviezda je viditeľná pod malým priestorovým uhlom (tieto parametre súvisia ako ), potom , teda proces II sa vyskytuje oveľa menej často ako proces I. V emisných hmlovinách, kde je zrieďovací koeficient dostatočne malý a môže byť 10 −14 , teda dochádza k premene vysokoenergetických fotónov na nízkoenergetické fotóny rádovo magnitúda častejšie ako naopak [21] .

Interakcia žiarenia s atómami

Môžete zvážiť interakciu žiarenia s atómami vodíka, z ktorých sa hmlovina skladá hlavne. Hustota hmoty a žiarenia v hmlovine je veľmi nízka a typický atóm vodíka je niekoľko stoviek rokov v ionizovanom stave, až kým sa v určitom bode nezrazí s elektrónom a rekombinuje sa a po niekoľkých mesiacoch je opäť ionizovaný ultrafialový fotón. Doba niekoľkých mesiacov je oveľa dlhšia ako doba, počas ktorej atóm spontánnou emisiou prejde do nevybudeného (základného) stavu , preto sú takmer všetky neutrálne atómy v neexcitovanom stave. To znamená, že hmlovina je nepriehľadná pre fotóny Lymanovho radu , čo zodpovedá prechodom zo základného stavu, ale priehľadná pre fotóny podriadeného radu vodíka[8] [22] .

Keď je voľný elektrón zachytený protónom , je emitovaný fotón, ktorého frekvencia závisí od toho, na akej energetickej úrovni sa elektrón nachádza. Ak toto nie je hlavná úroveň, potom emitovaný fotón opustí hmlovinu, pretože patrí do podriadeného radu, a ak elektrón zasiahne hlavnú úroveň, potom sa vyžiari fotón v sérii Lyman, ktorý je absorbovaný v hmlovine, ionizuje ďalší atóm a proces sa opakuje. V niektorom z podriadených radov sa teda skôr či neskôr vyžiari fotón, ktorý opustí hmlovinu. To isté sa deje so spontánnymi prechodmi medzi úrovňami: keď elektrón prejde na akúkoľvek úroveň okrem prízemnej úrovne, vyžiari sa fotón, ktorý opustí hmlovinu, inak sa vyžiari fotón v sérii Lyman, ktorý je potom absorbovaný. V určitom bode elektrón prejde na druhú energetickú hladinu a v sérii Balmer bude emitovaný fotón; potom bude možný len prechod z druhej úrovne na prvú s emisiou fotónu v línii Lyman-alfa . Takýto fotón bude neustále absorbovaný a znovu vyžarovaný, no nakoniec hmlovinu opustí. To znamená, že každý ultrafialový fotón, ktorý ionizuje atóm vodíka, sa zmení na určitý počet fotónov, medzi ktorými bude fotón v Balmerovom rade a fotón v Lyman-alfa línii [23] .

Vyššie uvedené tiež znamená, že celková intenzita Balmerových čiar úzko súvisí so silou žiarenia hviezdy ionizujúcej hmlovinu v ultrafialovej oblasti. Potom pozorovaním iba v optickom rozsahu možno porovnať intenzitu žiarenia hviezdy v nej s intenzitou Balmerových čiar a získať informácie o žiarení hviezdy v rôznych častiach spektra. Táto metóda, nazývaná Zanstrova metóda , vám umožňuje odhadnúť teplotu hviezdy. Podobné úvahy možno rozšíriť aj na iné atómy, napríklad hélium . Zároveň pre vodík, hélium a ionizované hélium sú ionizačné potenciály 13,6, 24,6 a 54,4 eV, teda svietivosť hmloviny v líniách týchto atómov zodpovedá svietivosti hviezdy v rôznych častiach planéty. ultrafialový rozsah. Odhady teploty tej istej hviezdy z čiar rôznych atómov sa môžu líšiť: je to spôsobené rozdielom medzi spektrom hviezdy a spektrom čierneho telesa [24] .

Počas ionizácie žiarením sú relatívne intenzity Balmerových čiar prakticky nezávislé od teploty - tento pomer medzi nimi sa nazýva Balmerov dekrement . Balmerov úbytok pozorovaný v mnohých hmlovinách sa líši od teoreticky predpovedaného v dôsledku skutočnosti, že medzihviezdna absorpcia je selektívna, to znamená, že rôznymi spôsobmi zoslabuje žiarenie rôznych vlnových dĺžok. Porovnaním teoretického a pozorovaného Balmerovho úbytku je možné určiť veľkosť medzihviezdneho zániku v Galaxii [25] .

Nízka frekvencia zrážok častíc umožňuje zakázané prechody pre atómy, ako je kyslík alebo dusík , a tým aj žiarenie v zakázaných líniách : hoci životnosť atómu v metastabilnom stave je pomerne dlhá, stále je oveľa kratšia ako priemer. čas medzi zrážkami a spontánne prechody z metastabilných stavov sú tiež možné. Pomocou intenzít zakázaných čiar možno určiť rôzne parametre hmloviny: napríklad intenzita čiar konkrétneho atómu alebo iónu závisí od obsahu tohto prvku v hmlovine [26][8] .

Šokové vzrušenie

Pri ionizácii atómov vznikajú voľné elektróny s určitou kinetickou energiou. K nárazovej excitácii atómov teda dochádza aj pri zrážke s takýmito elektrónmi, po ktorej dochádza k spontánnej emisii . Tento mechanizmus má hlavný podiel na emisii atómov s malým ionizačným potenciálom , ako je kyslík . Pre atómy s vysokým ionizačným potenciálom, najmä pre vodík, nárazová excitácia významne neprispieva k ionizácii, pretože priemerná energia voľného elektrónu v hmlovine je oveľa menšia ako excitačná energia atómu vodíka [27]. .

Niektoré zakázané čiary zodpovedajú prechodom zo stavov, ktoré sú excitované nárazmi elektrónov. To umožňuje merať koncentráciu elektrónov a elektrónovú teplotu : čím vyššia je koncentrácia, tým viac osídlených zodpovedajúcich úrovní, ale ak je koncentrácia príliš vysoká, kolízie sa budú vyskytovať príliš často, atómy nebudú mať dostatok času na prechod z metastabilný stav a zakázané čiary budú slabšie. Elektrónová teplota je mierou priemernej kinetickej energie elektrónov: určuje, aký podiel elektrónov je schopný vybudiť konkrétny stav, preto ju možno určiť porovnaním intenzít zakázaných čiar jedného iónu v rôznych excitovaných stavoch [26] .

Stupeň ionizácie

Emisná hmlovina môže byť obmedzená vlastnou látkou ( angl. Gas-bounded hmlovina) alebo žiarením ( angl. Radiation-bounded hmlovina). V prvom prípade sa ultrafialové žiarenie dostane do všetkých častí oblaku a viditeľné hranice hmloviny sú určené veľkosťou a tvarom samotného oblaku. V druhom prípade ultrafialové žiarenie nie je dostatočne silné na to, aby ionizovalo atómy vodíka vo všetkých častiach oblaku a viditeľné hranice hmloviny sú určené silou ultrafialového žiarenia [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