Planetárna hmlovina

Z Wikipédie, voľnej encyklopédie
Prejsť na navigáciu Prejsť na vyhľadávanie
NGC 6543, hmlovina Mačacie oko - vnútorná oblasť, pseudofarebný obrázok (červená - H α (656,3 nm); modrá - neutrálny kyslík, 630 nm; zelená - ionizovaný dusík, 658,4 nm)

Planetárna hmla je astronomický objekt, ktorý je plášťom ionizovaného plynu okolo centrálnej hviezdy, bieleho trpaslíka . Vzniká vyvrhnutím vonkajších vrstiev červeného obra alebo nadobora s hmotnosťou 0,8 až 8 hmotností Slnka v záverečnej fáze jeho vývoja. Planetárne hmloviny sú astronomicky efemérne objekty, ktoré existujú len niekoľko desiatok tisíc rokov (s životnosťou predka hviezdy niekoľko miliárd rokov). Nemajú nič spoločné s planétami a sú pomenované pre povrchnú podobnosť pri pozorovaní cez ďalekohľad. V našej galaxii je známych asi 1500 planetárnych hmlovín.

Planetárne hmloviny sa vyznačujú zaobleným tvarom s jasným okrajom, no v posledných rokoch bola s pomocou Hubbleovho vesmírneho teleskopu objavená v mnohých planetárnych hmlovinách veľmi zložitá a zvláštna štruktúra. Len asi jedna pätina z nich je takmer guľovitá . Mechanizmy, ktoré vytvárajú takú rozmanitosť foriem, zostávajú nejasné. Predpokladá sa, že interakcia hviezdneho vetra a dvojhviezd , magnetického poľa a medzihviezdneho média môže hrať veľkú úlohu.

Proces formovania planetárnych hmlovín spolu s výbuchmi supernov zohráva dôležitú úlohu v chemickom vývoji galaxií, pričom do medzihviezdneho priestoru sa vyvrhuje materiál obohatený o ťažké prvky - produkty hviezdnej nukleosyntézy (v astronómii sa všetky prvky považujú za ťažké, s s výnimkou produktov primárnej nukleosyntézy Veľkého treskuvodík a hélium, ako je uhlík , dusík , kyslík a vápnik ).

História výskumu

Väčšina planetárnych hmlovín sú slabé objekty a sú vo všeobecnosti neviditeľné voľným okom. Prvou objavenou planetárnou hmlovinou bola hmlovina Činka v súhvezdí Lišiek : Charles Messier , ktorý hľadal kométy , pri zostavovaní svojho katalógu hmlovín (stacionárne objekty, ktoré pri pozorovaní oblohy vyzerajú ako kométy) v roku 1764 ju katalogizoval pod č. M27. V roku 1784 William Herschel , objaviteľ Uránu , pri zostavovaní svojho katalógu ich vyčlenil do samostatnej triedy hmlovín ("trieda IV") [1] a nazval ich planetárne, pretože sa podobali disku planéty [2 ] [3] .

Neobvyklá povaha planetárnych hmlovín bola objavená v polovici 19. storočia , so začiatkom používania spektroskopie pri pozorovaniach. William Huggins sa stal prvým astronómom, ktorý získal spektrá planetárnych hmlovín – objektov, ktoré vynikali svojou nezvyčajnosťou:

Niektoré z najzáhadnejších z týchto pozoruhodných objektov sú tie, ktoré pri teleskopickom pohľade vyzerajú ako kruhové alebo mierne oválne disky. ... Pozoruhodná je aj ich zeleno-modrá farba, pre jednotlivé hviezdy mimoriadne vzácna. Navyše tieto hmloviny nevykazujú žiadne známky centrálneho zhlukovania. Podľa týchto znakov sa planetárne hmloviny ostro rozlišujú ako objekty, ktoré majú vlastnosti úplne odlišné od vlastností Slnka a stálic . Z týchto dôvodov a tiež pre ich jasnosť som tieto hmloviny vybral ako najvhodnejšie pre spektroskopické štúdie [4] .

Keď Huggins študoval spektrá hmlovín NGC 6543 ( Cat's Eye ), M27 ( Činka ), M57 ( Prsteň ) a mnohých ďalších, ukázalo sa, že ich spektrum je extrémne odlišné od spektier hviezd: všetky spektrá hviezd v tom čase boli získané absorpčné spektrá (spojité spektrum s veľkým počtom tmavých čiar), zatiaľ čo spektrá planetárnych hmlovín sa ukázali ako emisné spektrá s malým počtom emisných čiar , čo naznačovalo ich povahu, ktorá sa zásadne líši od povaha hviezd:

Niet pochýb o tom, že hmloviny 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 ) a 27 M nie je možné považovať skôr za zhluky hviezd rovnakého typu, ku ktorým patria stálice a naše Slnko. <…> Tieto objekty majú špeciálnu a odlišnú štruktúru <…> s najväčšou pravdepodobnosťou by sme tieto objekty mali považovať za obrovské masy žeravého plynu alebo pár [4] .

Ďalším problémom bolo chemické zloženie planetárnych hmlovín: Huggins bol v porovnaní s referenčnými spektrami schopný identifikovať čiary dusíka a vodíka , ale najjasnejšia z čiar s vlnovou dĺžkou 500,7 nm nebola pozorovaná v spektrách vtedajšej doby. známe chemické prvky. Bolo navrhnuté, že táto čiara zodpovedá neznámemu prvku. Vopred dostal meno hmlovina - analogicky s myšlienkou, ktorá viedla k objavu hélia pri spektrálnej analýze Slnka v roku 1868 .

Predpoklady o objave nového prvku hmloviny sa nepotvrdili. Na začiatku 20. storočia Henry Russell vyslovil hypotézu, že čiara 500,7 nm nezodpovedá novému prvku, ale starému prvku za neznámych podmienok.

V 20. rokoch 20. storočia sa ukázalo, že vo veľmi riedkych plynoch môžu atómy a ióny prechádzať do excitovaných metastabilných stavov, ktoré pri vyšších hustotách nemôžu kvôli zrážkam častíc dlhodobo existovať. V roku 1927 Bowen identifikoval 500,7 nm hmlovú líniu ako vznikajúcu počas prechodu z metastabilného stavu do základného stavu dvojnásobne ionizovaného atómu kyslíka (OIII) [5] . Spektrálne čiary tohto typu, pozorované len pri extrémne nízkych hustotách, sa nazývajú zakázané čiary . Spektroskopické pozorovania teda umožnili odhadnúť hornú hranicu hustoty hmlovinového plynu. Zároveň spektrá planetárnych hmlovín získané pomocou štrbinových spektrometrov vykazovali „zalomenie“ a rozštiepenie čiar v dôsledku Dopplerových posunov emitujúcich oblastí hmloviny pohybujúcich sa rôznymi rýchlosťami, čo umožnilo odhadnúť rýchlosti expanzie planetárnych hmlovín. rýchlosťou 20-40 km/s.

Napriek pomerne podrobnému pochopeniu štruktúry, zloženia a emisného mechanizmu planetárnych hmlovín, otázka ich pôvodu zostala otvorená až do polovice 50- tych rokov 20. storočia , kým si I.S. Shklovsky nevšimol, že ak extrapolujeme parametre planetárnych hmlovín v čase, keď začali expandovať , potom sa výsledný súbor parametrov zhoduje s vlastnosťami atmosfér červených obrov a vlastnosťami ich jadier - s vlastnosťami horúcich bielych trpaslíkov [6] [7] . V súčasnosti túto teóriu o pôvode planetárnych hmlovín potvrdili početné pozorovania a výpočty.

Koncom 20. storočia vylepšenia technológie umožnili podrobnejšie študovať planetárne hmloviny. Vesmírne teleskopy umožnili študovať ich spektrá za hranicami viditeľného rozsahu, čo sa predtým nedalo robiť, pričom sa vykonávali pozorovania z povrchu Zeme . Infračervené a ultrafialové pozorovania priniesli nový, oveľa presnejší odhad teploty , hustoty a chemického zloženia planetárnych hmlovín. Použitie technológie CCD umožnilo analyzovať výrazne menej čisté spektrálne čiary. Použitie Hubbleovho vesmírneho teleskopu odhalilo mimoriadne zložitú štruktúru planetárnych hmlovín, o ktorých sa predtým myslelo, že sú jednoduché a homogénne.

Všeobecne sa uznáva, že planetárne hmloviny sú spektrálneho typu P , hoci toto označenie sa v praxi používa len zriedka.

Pôvod

Štruktúra symetrickej planetárnej hmloviny. Rýchly hviezdny vietor (modré šípky) horúceho bieleho trpaslíka - jadro hviezdy (v strede), narážajúci na odhodenú škrupinu - pomalý hviezdny vietor červeného obra (červené šípky), vytvára hustú škrupinu (modrá ), žiariace pod vplyvom ultrafialového žiarenia jadra

Planetárne hmloviny predstavujú konečnú evolučnú fázu mnohých hviezd. Naše Slnko je hviezda strednej veľkosti, len s malým počtom hviezd ju prevyšuje svojou hmotnosťou. Hviezdy s hmotnosťou niekoľkonásobne väčšou ako Slnko sa v záverečnej fáze svojej existencie menia na supernovy . Hviezdy strednej a nízkej hmotnosti na konci evolučnej cesty vytvárajú planetárne hmloviny.

Typická hviezda s niekoľkonásobne menšou hmotnosťou ako Slnko žiari väčšinu svojho života vďaka reakciám termonukleárnej fúzie hélia z vodíka v jej jadre (často sa používa termín „spaľovanie“ namiesto termínu „termonukleárna fúzia“, v tomto prípade spaľovanie vodíka). Energia uvoľnená pri týchto reakciách bráni tomu, aby sa hviezda zrútila pod vplyvom sily vlastnej gravitácie, čím sa stáva stabilnou.

Po niekoľkých miliardách rokov sa zásoba vodíka minie a energia sa stáva nedostatočnou na zachytenie vonkajších vrstiev hviezdy. Jadro sa začne zmenšovať a zahrievať. V súčasnosti je teplota jadra Slnka približne 15 miliónov K , no po vyčerpaní zásob vodíka stlačenie jadra spôsobí zvýšenie teploty až na úroveň 100 miliónov K. Vonkajšia vrstvy sa ochladzujú a výrazne sa zväčšujú v dôsledku veľmi vysokej teploty jadier. Hviezda sa mení na červeného obra . V tomto štádiu sa jadro naďalej zmenšuje a zahrieva; keď teplota dosiahne 100 miliónov K , začína sa proces syntézy uhlíka a kyslíka z hélia .

Obnovenie termonukleárnych reakcií zabraňuje ďalšiemu stláčaniu jadra. Horiace hélium čoskoro vytvorí inertné jadro z uhlíka a kyslíka obklopené plášťom horiaceho hélia. Fúzne reakcie zahŕňajúce hélium sú veľmi citlivé na teplotu. Reakčná rýchlosť je úmerná T 40, ktorý je, bude zvýšenie teploty iba o 2% vedie k zdvojnásobeniu reakčnej rýchlosti. To spôsobuje, že hviezda je veľmi nestabilná: malé zvýšenie teploty spôsobuje rýchle zvýšenie rýchlosti reakcie, čím sa zvyšuje uvoľňovanie energie, čo zase spôsobuje zvýšenie teploty. Horné vrstvy horiaceho hélia sa začnú rýchlo rozširovať, teplota klesá a reakcia sa spomaľuje. To všetko môže byť príčinou silných pulzácií, niekedy dostatočne silných na to, aby odhodili značnú časť atmosféry hviezdy do vesmíru.

Vyvrhnutý plyn tvorí rozpínajúci sa obal okolo odkrytého jadra hviezdy. Ako sa čoraz väčšia časť atmosféry oddeľuje od hviezdy, vynárajú sa hlbšie a hlbšie vrstvy s vyššími teplotami. Keď holý povrch ( fotosféra hviezdy) dosiahne teplotu 30 000 K, energia vyžarovaných ultrafialových fotónov sa stane dostatočnou na ionizáciu atómov vo vyvrhnutej hmote, čo ju rozžiari. Oblak sa tak stáva planetárnou hmlovinou.

Dĺžka života

Počítačová simulácia vzniku planetárnej hmloviny z hviezdy s nepravidelným diskom, ktorá ilustruje, ako môže malá počiatočná asymetria viesť k vytvoreniu objektu so zložitou štruktúrou.

Hmota planetárnej hmloviny sa od centrálnej hviezdy rozptyľuje rýchlosťou niekoľkých desiatok kilometrov za sekundu. Súčasne, keď hmota vyteká, centrálna hviezda sa ochladzuje a vyžaruje zvyšky energie; termonukleárne reakcie ustávajú, pretože hviezda teraz nemá dostatok hmoty na udržanie teploty potrebnej na syntézu uhlíka a kyslíka. Nakoniec sa hviezda ochladí natoľko, že prestane vyžarovať dostatok ultrafialového žiarenia na ionizáciu vzdialeného plášťa plynu. Hviezda sa stáva bielym trpaslíkom a oblak plynu sa rekombinuje a stáva sa neviditeľným. Pre typickú planetárnu hmlovinu je čas od vzniku po rekombináciu 10 000 rokov.

Galaktické recyklátory

Planetárne hmloviny zohrávajú významnú úlohu vo vývoji galaxií. Raný vesmír pozostával hlavne z vodíka a hélia , z ktorých vznikli hviezdy typu II . Postupom času sa však v dôsledku termonukleárnej fúzie vo hviezdach vytvorili ťažšie prvky. Hmota planetárnych hmlovín má teda vysoký obsah uhlíka , dusíka a kyslíka a ako sa rozpína ​​a preniká do medzihviezdneho priestoru, obohacuje ju o tieto ťažké prvky, ktoré astronómovia vo všeobecnosti nazývajú kovy .

Nasledujúce generácie hviezd, vytvorené z medzihviezdnej hmoty, budú obsahovať väčšie počiatočné množstvo ťažkých prvkov. Hoci ich podiel v zložení hviezd zostáva nevýznamný, ich prítomnosť výrazne mení životný cyklus hviezd typu I (pozri Hviezdna populácia ).

technické údaje

fyzicka charakteristika

Typická planetárna hmlovina má priemernú dĺžku jeden svetelný rok a pozostáva z vysoko riedeného plynu s hustotou asi 1000 častíc na cm³, čo je zanedbateľné množstvo napríklad v porovnaní s hustotou zemskej atmosféry, ale asi 10- 100-krát väčšia ako hustota medziplanetárneho priestoru o vzdialenosť obežnej dráhy Zeme od Slnka. Mladé planetárne hmloviny majú najvyššiu hustotu, niekedy dosahujúcu 10 6 častíc na cm³. Ako hmloviny starnú, ich expanzia vedie k zníženiu hustoty.

Žiarenie z centrálnej hviezdy ohrieva plyny na teploty rádovo 10 000 K. Paradoxne, teplota plynu často stúpa s rastúcou vzdialenosťou od centrálnej hviezdy. Je to preto, že čím viac energie má fotón , tým je menšia pravdepodobnosť, že bude absorbovaný. Preto sú nízkoenergetické fotóny absorbované vo vnútorných oblastiach hmloviny, zatiaľ čo zostávajúce vysokoenergetické fotóny sú absorbované vo vonkajších oblastiach, čo spôsobuje zvýšenie ich teploty.

Hmloviny možno kategorizovať ako chudobné na hmotu a chudobné na žiarenie . Podľa tejto terminológie v prvom prípade hmlovina nemá dostatok hmoty na to, aby absorbovala všetky ultrafialové fotóny vyžarované hviezdou. Viditeľná hmlovina je preto úplne ionizovaná. V druhom prípade centrálna hviezda vyžaruje nedostatočné ultrafialové fotóny na ionizáciu všetkého okolitého plynu a ionizačný front prechádza do neutrálneho medzihviezdneho priestoru.

Keďže väčšina plynu planetárnej hmloviny je ionizovaná (t. j. plazma ), magnetické polia majú významný vplyv na jej štruktúru, čo spôsobuje javy, ako je vláknitá a plazmová nestabilita.

Množstvo a distribúcia

Dnes je v našej galaxii s 200 miliardami hviezd známych 1500 planetárnych hmlovín. Ich krátka dĺžka života v porovnaní s hviezdnym životom je dôvodom ich malého počtu. V podstate všetky ležia v rovine Mliečnej dráhy a väčšina z nich je sústredená blízko stredu galaxie a v hviezdokopách sa prakticky nepozorujú.

Použitie CCD namiesto fotografického filmu v astronomickom výskume výrazne rozšírilo zoznam známych planetárnych hmlovín.

Štruktúra

Väčšina planetárnych hmlovín je symetrická a takmer guľová , čo im nebráni v tom, aby mali mnoho veľmi zložitých tvarov. Približne 10 % planetárnych hmlovín je prakticky bipolárnych a len malý počet je asymetrických. 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