Ta članek je med dobrimi članki

Emisiona meglica

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje

Emisiona ( samosvetleča ) meglica je medzvezdni oblak, ki oddaja v optičnem območju zaradi ionizacije lastnega plina. Spektri takšnih meglic kažejo močne emisijske črte , vključno z prepovedanimi , v ozadju šibkega neprekinjenega spektra. Emisione meglice so lahko drugačne narave: lahko so na primer območja H II ali planetarne meglice .

Mehanizem oddajanja emisijskih meglic je razložen s fluorescenco : foton v ultravijoličnem območju absorbira atom in ga ionizira, nato pa se kot posledica rekombinacije in verige spontanih prehodov oddajajo fotoni z nižjo energijo, vključno z v optičnem območju .

Specifikacije

Opis

Emisione (samosvetleče) meglice so, tako kot druge meglice , medzvezdni oblaki plina in prahu, ki izstopajo na nebu. Oddajajo v optičnem območju , zato spadajo med razpršene (svetlobne) meglice [1] . Emisione meglice sijejo zaradi ionizacije lastnega plina, v nasprotju z odbojnimi meglicami, ki sijejo le z odbito svetlobo zvezd . Temperature, velikosti in mase takšnih meglic se lahko izrazito razlikujejo (glej spodaj [⇨] ) [2] [3] [4] .

Emisione meglice včasih imenujemo "plinaste" meglice, v nasprotju z njimi "prašne" meglice - temne in odsevne. Ta delitev ne odraža sestave, saj je razmerje med plinom in prahom v različnih meglicah približno enako, vendar je posledica dejstva, da se v "plinastih" meglicah opazi sijaj plina, v "prašnih" opazovalnih manifestacijah - odsev oz. absorpcijo svetlobe - povzroča prah [5] .

Spektri emisijskih meglic so emisijske narave: v njih opazimo močne emisijske črte , vključno s prepovedanimi . Neprekinjen spekter je šibek, njegova oblika pa je odvisna od vrste emisijske meglice (glej spodaj [⇨] ). To omogoča razlikovanje emisij od odbojnih meglic: spekter slednjih je neprekinjen, tako kot zvezde, katerih svetlobo odbijajo. V spektrih emisijskih meglic so najbolj opazne črte vodika , zlasti H-alfa , črte nevtralnega in ioniziranega helija , močne so tudi prepovedane linije dvakrat ioniziranega kisika in drugi elementi [3] [4][6] .

Vrste emisijskih meglic

Emisijske meglice so lahko drugačne narave: lahko so na primer območja H II ali planetarne meglice [4] [5] . Ostanki supernove se pogosto imenujejo tudi emisijske meglice [2] [3] .

Območja H II

Območja H II so medzvezdni oblaki, katerih snov je ionizirana s sevanjem mladih svetlih zvezd zgodnjih spektralnih tipov - O in B s temperaturami nad 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . V regijah H II poteka aktivno nastajanje zvezd , njihova življenjska doba ni daljša od več milijonov let in so skoncentrirane predvsem v galaktičnih spiralnih krakih . Tipično območje H II je Orionova meglica [11] .

Temperature takšnih predmetov so približno 10 4 K. Praviloma se njihove velikosti gibljejo od manj kot enega svetlobnega leta do več sto, koncentracije delcev se gibljejo od enot do milijonov cm −3 (za primerjavo, koncentracija delcev v zraku na zemeljskem površju je 2,5⋅10 19 cm − 3 ), mase - od 100 do 10000 M [4] [9] [11] . Neprekinjen spekter v območjih H II je spekter toplotnega sevanja z maksimumom v ultravijoličnem območju [3] .

Planetarne meglice

Meglica Helix - planetarna meglica

Na planetarne meglice včasih gledamo kot na vrsto območja H II, saj je snov v njih tudi ionizirana s sevanjem zvezde, vendar imajo ti objekti tudi številne razlike. Planetarna meglica nastane, ko rdeči velikan – zvezda majhne ali srednje mase na pozni evolucijski stopnji – odvrže lastno lupino, pri čemer od zvezde ostane vroče jedro, ki ionizira material razpadajoče lupine. Planetarne meglice so skoncentrirane proti središču Galaksije, njihova življenjska doba ne presega več deset tisoč let. Tipična planetarna meglica je meglica Helix [12] [13] [14] .

Temperature samih planetarnih meglic in zvezd, ki jih osvetljujejo, so višje od temperature območij H II: v jedrih planetarnih meglic lahko dosežejo 1,5⋅10 5 K. V tem primeru so planetarne meglice manjše – ne več kot nekaj svetlobnih let, in manjše mase – v povprečju 0,3 M [3] [12] .

Šok-ionizirane meglice

Obstajajo meglice, ki jih ne ionizira sevanje, ampak udarni valovi . V medzvezdnem mediju lahko udarni valovi nastanejo kot posledica eksplozij zvezd - novih ali supernov , pa tudi ob močnem zvezdnem vetru [5] .

Poseben primer takšnih meglic so ostanki supernove , ki jih pogosto obravnavamo kot vrsto emisijske meglice. Na mestu eksplozij supernov obstajajo že približno 100 tisoč let, v njih pa poleg udarnih valov k ionizaciji snovi prispeva ultravijolično sinhrotronsko sevanje . Sinhrotronsko sevanje ustvarja tudi neprekinjen spekter teh objektov [3] [5] [15] . Tipičen primer ostanka supernove je Rakova meglica [16] .

Mehanizem sevanja

V emisijskih meglicah poteka neprekinjena ionizacija in rekombinacija atomov plina, ki sestavlja meglico. Atome v meglici ionizira ultravijolično sevanje , poleg tega pa rekombinacija poteka kaskadno: elektron se ne vrne takoj na talno raven, ampak gre skozi več vzbujenih stanj , med prehodom med katerimi se oddajajo fotoni z nižjo energijo. kot pri začetnem. Tako so ultravijolični fotoni v meglici "obdelani" v optično - pride do fluorescence [17] [18] .

Število fotonov, oddanih v določeni liniji na enoto prostornine na enoto časa, je sorazmerno s številom trkov ionov s protoni. V pogojih meglic je skoraj vsa snov ionizirana in koncentracija ionov približno enak koncentraciji elektronov , zato je površinska svetlost meglice sorazmerna z sešteti vzdolž vidne črte. Velikost (oz za homogeno meglico z dolžino ) na ta način se imenuje emisijska mera , koncentracijo snovi pa lahko ocenimo iz opazovane površinske svetlosti[8] [19] .

Vzroki fluorescence

Razlogi za fluorescenco so kvalitativno opisani, kot sledi. Razmislite o situaciji, ko meglico osvetli zvezda, ki oddaja kot črno telo s temperaturo ... V tem primeru je spektralna sestava sevanja zvezde na kateri koli točki opisana s Planckovo formulo za temperaturo , vendar se gostota energije sevanja zmanjšuje z naraščajočo razdaljo do zvezde in na velikih razdaljah ustreza veliko nižji temperaturi kot ... V takšni situaciji je treba po zakonih termodinamike pri interakciji s snovjo sevanje prerazporediti po frekvencah – z visokih na nižje, kar se dogaja v meglicah [20] .

Ta pojav je strožje razložen z Rosselandovim izrekom . Upošteva atome s tremi možnimi energijskimi ravnmi 1, 2, 3 v vrstnem redu naraščajoče energije in dva nasprotna ciklična procesa: proces I s prehodi 1 → 3 → 2 → 1 in proces II s prehodi 1 → 2 → 3 → 1. V Proces I absorbira visokoenergetski foton in odda dva fotona z nizko energijo, medtem ko proces II absorbira dva fotona z nizko energijo in odda enega visokoenergijskega. Navedeno je število takšnih procesov na enoto časa oz. in ... Izrek pravi, da če je koeficient redčenja zvezdnega sevanja majhna, to pomeni, da je zvezda vidna pod majhnim trdnim kotom (ti parametri so povezani kot ), potem , se pravi, da se proces II pojavlja veliko manj pogosto kot proces I. Tako v emisijskih meglicah, kjer je koeficient redčenja dovolj majhen in je lahko 10 -14 , se transformacija visokoenergetskih fotonov v fotone z nizko energijo zgodi po vrstnem redu velikost pogosteje kot obratno [21] .

Interakcija sevanja z atomi

Razmislite lahko o interakciji sevanja z vodikovimi atomi , iz katerih je v glavnem sestavljena meglica. Gostota snovi in ​​sevanja v meglici je zelo nizka, tipičen atom vodika pa je v ioniziranem stanju več sto let, dokler na neki točki ne trči v elektron in se rekombinira, po nekaj mesecih pa se ponovno ionizira z ultravijolični foton. Večmesečno obdobje je veliko daljše od časa, v katerem atom s spontano emisijo preide v nevzbujeno (osnovno) stanje , zato so skoraj vsi nevtralni atomi v nevzbujenem stanju. To pomeni, da je meglica neprozorna za fotone serije Lyman , ki ustreza prehodom iz osnovnega stanja, vendar prozorna za fotone podrejenega niza vodika[8] [22] .

Ko prosti elektron ujame proton , se odda foton, katerega frekvenca je odvisna od tega, na kateri energijski ravni je elektron. Če to ni glavna raven, potem oddani foton zapusti meglico, saj spada v podrejeno serijo, in če elektron zadene glavno raven, se v Lymanovi seriji odda foton, ki se absorbira v meglici, ionizirajo drug atom in postopek se ponovi. Tako se prej ali slej v eni od podrejenih serij odda foton, ki zapusti meglico. Enako se dogaja s spontanimi prehodi med nivoji: ko gre elektron na katero koli raven razen prizemlja, se odda foton, ki zapusti meglico, sicer pa se v Lymanovi seriji odda foton, ki se nato absorbira. V nekem trenutku bo elektron šel na drugo energijsko raven in foton bo oddan v Balmerjevi seriji ; po tem bo možen le prehod iz drugega nivoja v prvo z oddajanjem fotona v liniji Lyman-alfa . Tak foton se bo nenehno absorbiral in ponovno oddajal, vendar bo sčasoma zapustil meglico. To pomeni, da se vsak ultravijolični foton, ki ionizira atom vodika, spremeni v določeno število fotonov, med katerimi bo foton v Balmerjevi seriji in foton v Lyman-alfa liniji [23] .

Zgoraj navedeno tudi pomeni, da je skupna intenzivnost Balmerjevih linij tesno povezana z močjo sevanja zvezde, ki ionizira meglico v ultravijoličnem območju. Nato lahko z opazovanjem le v optičnem območju primerjamo intenzivnost sevanja zvezde v njej z intenzivnostjo Balmerjevih črt in dobimo informacije o sevanju zvezde v različnih delih spektra. Ta metoda, imenovana metoda Zanstra , vam omogoča oceno temperature zvezde. Podobno sklepanje je mogoče razširiti na druge atome, na primer helij . Hkrati so za vodik, helij in ionizirani helij ionizacijski potenciali 13,6, 24,6 oziroma 54,4 eV , tako da svetilnost meglice v linijah teh atomov ustreza svetilnosti zvezde v različnih delih ultravijolično območje. Ocene temperature iste zvezde iz linij različnih atomov so lahko različne: to je posledica razlike med spektrom zvezde in spektrom črnega telesa [24] .

Med ionizacijo s sevanjem so relativne intenzivnosti Balmerjevih linij praktično neodvisne od temperature - to razmerje med njimi se imenuje Balmerjev dekrement . Balmerjev dekrement, ki ga opazimo v številnih meglicah, se od teoretično predvidenega razlikuje zaradi dejstva, da je medzvezdna absorpcija selektivna, torej na različne načine oslabi sevanje pri različnih valovnih dolžinah. Če primerjamo teoretični in opaženi Balmerjev dekrement, lahko določimo velikost medzvezdnega izumrtja v Galaksiji [25] .

Nizka frekvenca trkov delcev omogoča prepovedane prehode za atome, kot sta kisik ali dušik , in posledično sevanje v prepovedanih linijah : čeprav je življenjska doba atoma v metastabilnem stanju precej dolga, je še vedno veliko krajša od povprečja. možni so tudi čas med trki in spontani prehodi iz metastabilnih stanj. Intenzivnosti prepovedanih črt lahko uporabimo za določanje različnih parametrov meglice: na primer, intenzivnost črt določenega atoma ali iona je odvisna od vsebnosti tega elementa v meglici [26][8] .

Šok vznemirjenje

Ko so atomi ionizirani, se pojavijo prosti elektroni z določeno kinetično energijo. Zato se ob trku s takšnimi elektroni zgodi tudi udarno vzbujanje atomov, po katerem pride do spontane emisije . Ta mehanizem največ prispeva k emisiji atomov z majhnim ionizacijskim potencialom , kot je kisik . Za atome z visokim ionizacijskim potencialom, zlasti za vodik, udarno vzbujanje ne prispeva bistveno k ionizaciji, saj je povprečna energija prostega elektrona v meglici veliko manjša od energije vzbujanja atoma vodika [27] .

Nekatere prepovedane črte ustrezajo prehodom iz stanj, ki jih vzbujajo udarci elektronov. To omogoča merjenje koncentracije elektronov in temperature elektronov : višja kot je koncentracija, bolj poseljene so ustrezne ravni, če pa je koncentracija previsoka, se bodo trki pojavljali prepogosto, atomi ne bodo imeli dovolj časa za prehod iz metastabilno stanje, prepovedane črte pa bodo šibkejše. Elektronska temperatura je merilo povprečne kinetične energije elektronov: določa, kateri delež elektronov je sposoben vzbuditi določeno stanje, zato jo je mogoče določiti s primerjavo intenzivnosti prepovedanih linij enega iona v različnih vzbujenih stanjih [26] .

Stopnja ionizacije

Emisivno meglico je lahko omejena z lastno snovjo ( angl. Gas-bounded meglica) ali sevanjem ( angl. Radiation-bounded meglica). V prvem primeru ultravijolično sevanje doseže vse dele oblaka, vidne meje meglice pa določata velikost in oblika samega oblaka. V drugem primeru ultravijolično sevanje ni dovolj močno, da bi ioniziralo atome vodika v vseh delih oblaka, vidne meje meglice pa določa moč ultravijoličnega sevanja [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