Planetarna meglica

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
NGC 6543, meglica Mačje oko - notranje območje, psevdobarvna slika (rdeča - H α (656,3 nm); modra - nevtralni kisik, 630 nm; zelena - ionizirani dušik, 658,4 nm)

Planetarna megla je astronomski objekt, ki je lupina ioniziranega plina okoli osrednje zvezde, belega pritlikavka . Nastane z izmetom zunanjih plasti rdečega velikana ali supergiganta z maso od 0,8 do 8 sončnih mas v zadnji fazi njegovega razvoja. Planetarne meglice so astronomsko efemerni objekti, ki obstajajo le nekaj deset tisoč let (z življenjsko dobo zvezde prednice več milijard let). Nimajo nobene zveze s planeti in so poimenovani zaradi površinske podobnosti, ko jih opazujemo s teleskopom. V naši galaksiji je znanih okoli 1500 planetarnih meglic.

Za planetarne meglice je značilna zaobljena oblika z jasnim robom, v zadnjih letih pa so s pomočjo vesoljskega teleskopa Hubble v številnih planetarnih meglicah odkrili zelo zapleteno in svojevrstno strukturo. Le približno ena petina jih je skoraj sferičnih . Mehanizmi, ki ustvarjajo tako različne oblike, ostajajo nejasni. Menijo, da lahko pri tem igra veliko vlogo interakcija zvezdnega vetra in dvojnih zvezd , magnetnega polja in medzvezdnega medija .

Proces nastajanja planetarnih meglic skupaj z eksplozijami supernove igra pomembno vlogo pri kemični evoluciji galaksij, ki v medzvezdni prostor izločajo material, obogaten s težkimi elementi - produkti zvezdne nukleosinteze (v astronomiji se vsi elementi štejejo za težke, z razen produktov primarne nukleosinteze Velikega poka - vodika in helija , kot so ogljik , dušik , kisik in kalcij ).

Zgodovina raziskav

Večina planetarnih meglic je bledih predmetov in so na splošno nevidne s prostim očesom. Prva planetarna meglica, ki so jo odkrili, je bila meglica Dumbbell v ozvezdju Lisičke : Charles Messier , ki je iskal komete , je pri sestavljanju svojega kataloga meglic (nepremičnih objektov, ki ob opazovanju neba izgledajo kot kometi) leta 1764 katalogiziral pod številko M27. Leta 1784 jih je William Herschel , odkritelj Urana , pri sestavljanju svojega kataloga izločil v ločen razred meglic ("razred IV") [1] in jih imenoval planetarne zaradi podobnosti z diskom planeta [2]. ] [3] .

Nenavadno naravo planetarnih meglic so odkrili sredi 19. stoletja , z začetkom uporabe spektroskopije pri opazovanjih. William Huggins je postal prvi astronom, ki je pridobil spektre planetarnih meglic - objektov, ki so izstopali po svoji nenavadnosti:

Nekateri najbolj skrivnostni izmed teh izjemnih predmetov so tisti, ki so, če jih gledamo teleskopsko, videti kot krožni ali rahlo ovalni diski. ... Izjemna je tudi njihova zelenkasto modra barva, izjemno redka za posamezne zvezde. Poleg tega te meglice ne kažejo znakov centralnega združevanja. Po teh značilnostih se planetarne meglice močno razlikujejo kot objekti, ki imajo lastnosti, ki so popolnoma drugačne od lastnosti Sonca in nepremičnih zvezd . Zaradi teh razlogov in tudi zaradi njihove svetlosti sem te meglice izbral kot najprimernejše za spektroskopske študije [4] .

Ko je Huggins preučeval spektre meglic NGC 6543 ( Mačje oko ), M27 ( Dumbbell ), M57 ( Prstan ) in številnih drugih, se je izkazalo, da se njihov spekter zelo razlikuje od spektrov zvezd: vsi spektri zvezd do takrat so bili pridobljeni absorpcijski spektri (neprekinjen spekter z velikim številom temnih črt), medtem ko so se spektri planetarnih meglic izkazali za emisijske spektre z majhnim številom emisijskih črt , kar je kazalo na njihovo naravo, ki se bistveno razlikuje od narava zvezd:

Nobenega dvoma ni, da so meglice 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 ) in 27 M ne moremo bolj obravnavati kot kopice zvezd iste vrste, ki jim pripadajo nepremične zvezde in naše Sonce. <…> Ti predmeti imajo posebno in drugačno strukturo <…> te predmete bi po vsej verjetnosti morali obravnavati kot ogromne mase žarečega plina ali hlapov [4] .

Druga težava je bila kemična sestava planetarnih meglic: Huggins je v primerjavi z referenčnimi spektri uspel identificirati črte dušika in vodika , vendar najsvetlejše od črt z valovno dolžino 500,7 nm ni bilo opaziti v spektrih takratnega znani kemični elementi. Predlagano je bilo, da ta vrstica ustreza neznanemu elementu. Ime meglica je dobil vnaprej – po analogiji z idejo, ki je privedla do odkritja helija v spektralni analizi Sonca leta 1868 .

Domneve o odkritju novega elementa meglice niso bile potrjene. Na začetku 20. stoletja je Henry Russell postavil hipotezo, da črta 500,7 nm ne ustreza novemu elementu, temveč staremu elementu pod neznanimi pogoji.

V dvajsetih letih prejšnjega stoletja se je pokazalo, da lahko v zelo redkih plinih atomi in ioni preidejo v vzbujena metastabilna stanja, ki pri večjih gostotah zaradi trkov delcev ne morejo obstajati dlje časa. Leta 1927 je Bowen identificiral linijo meglice 500,7 nm, ki nastane med prehodom iz metastabilnega stanja v osnovno stanje dvojno ioniziranega kisikovega atoma (OIII) [5] . Spektralne črte te vrste, ki jih opazimo le pri izjemno nizkih gostotah, se imenujejo prepovedane črte . Tako so spektroskopska opazovanja omogočila oceno zgornje meje gostote meglicnega plina. Hkrati so spektri planetarnih meglic, dobljeni s spektrometri z razpokami, pokazali "zvijanje" in cepitev črt zaradi Dopplerjevih premikov oddajnih območij meglice, ki se premikajo z različnimi hitrostmi, kar je omogočilo oceno hitrosti širjenja planetnih meglic. pri 20-40 km/s.

Kljub dokaj podrobnemu razumevanju strukture, sestave in emisijskega mehanizma planetarnih meglic je vprašanje njihovega izvora ostalo odprto do sredine petdesetih let prejšnjega stoletja , dokler I.S.Shklovsky ni opazil, da če ekstrapoliramo parametre planetarnih meglic do trenutka, ko so se začele razširiti , potem dobljeni niz parametrov sovpada z lastnostmi atmosfere rdečih velikanov , lastnosti njihovih jeder pa z lastnostmi vročih belih pritlikavk [6] [7] . Trenutno so to teorijo o nastanku planetarnih meglic potrdila številna opazovanja in izračuni.

Do konca 20. stoletja so izboljšave tehnologije omogočile podrobnejše preučevanje planetarnih meglic. Vesoljski teleskopi so omogočili preučevanje njihovih spektrov izven vidnega območja, kar prej ni bilo mogoče storiti, pri čemer so izvajali opazovanja z zemeljskega površja. Infrardeča in ultravijolična opazovanja so prinesla novo, veliko natančnejšo oceno temperature , gostote in kemične sestave planetarnih meglic. Uporaba tehnologije CCD je omogočila analizo bistveno manj jasnih spektralnih linij. Uporaba vesoljskega teleskopa Hubble je razkrila izjemno zapleteno strukturo planetarnih meglic, za katere se je prej mislilo, da so preproste in homogene.

Na splošno velja, da so planetarne meglice spektralnega tipa P , čeprav se ta oznaka v praksi redko uporablja.

Izvor

Struktura simetrične planetarne meglice. Hiter zvezdni veter (modre puščice) vročega belega pritlikavka - jedro zvezde (v sredini), ki trči v zavrženo lupino - počasen zvezdni veter rdečega velikana (rdeče puščice), ustvari gosto lupino (modra ), ki žari pod vplivom ultravijoličnega sevanja jedra

Planetarne meglice predstavljajo zadnjo evolucijsko stopnjo za številne zvezde. Naše Sonce je srednje velika zvezda, le majhno število zvezd jo presega po masi. Zvezde z nekajkrat večjo maso od sonca se v zadnji fazi svojega obstoja spremenijo v supernove . Zvezde srednje in nizke mase na koncu evolucijske poti ustvarjajo planetarne meglice.

Tipična zvezda z nekajkrat manjšo maso od Sonca sije večino svojega življenja zaradi reakcij termonuklearne fuzije helija iz vodika v svojem jedru (izraz "izgorevanje" se pogosto uporablja namesto izraza "termonuklearna fuzija", v tem primeru zgorevanje vodika). Energija, ki se sprošča v teh reakcijah, preprečuje, da bi se zvezda pod silo lastne gravitacije sesula in je tako stabilna.

Po več milijardah let zaloga vodika zmanjka in energija postane nezadostna za zadrževanje zunanjih plasti zvezde. Jedro se začne krčiti in segrevati. Trenutno je temperatura v jedru Sonca približno 15 milijonov K , po izčrpanosti zaloge vodika pa bo stiskanje jedra povzročilo dvig temperature na raven 100 milijonov K. Hkrati bo zunanji plasti se ohladijo in znatno povečajo zaradi zelo visokih temperatur jedrc. Zvezda se spremeni v rdečega velikana . Na tej stopnji se jedro še naprej krči in segreva; ko temperatura doseže 100 milijonov K , se začne proces sinteze ogljika in kisika iz helija .

Nadaljevanje termonuklearnih reakcij prepreči nadaljnje stiskanje jedra. Goreči helij kmalu tvori inertno jedro iz ogljika in kisika, obdano z lupino gorečega helija. Fuzijske reakcije, ki vključujejo helij, so zelo temperaturno občutljive. Hitrost reakcije je sorazmerna s T 40 , to pomeni, da bo zvišanje temperature za samo 2 % povzročilo podvojitev hitrosti reakcije. Zaradi tega je zvezda zelo nestabilna: majhno povečanje temperature povzroči hitro povečanje hitrosti reakcije, poveča sproščanje energije, kar posledično povzroči dvig temperature. Zgornje plasti gorečega helija se začnejo hitro širiti, temperatura pade in reakcija se upočasni. Vse to je lahko vzrok za močne pulzije, včasih dovolj močne, da v vesolje vržejo pomemben del zvezdne atmosfere.

Izvrženi plin tvori širino ovojnico okoli izpostavljenega jedra zvezde. Ko se vse več ozračja loči od zvezde, nastajajo vse globlje plasti z višjimi temperaturami. Ko gola površina ( fotosfera zvezde) doseže temperaturo 30.000 K, postane energija oddanih ultravijoličnih fotonov zadostna za ioniziranje atomov v izvrženi snovi, zaradi česar ta sveti. Tako oblak postane planetarna meglica.

Življenjska doba

Računalniška simulacija nastanka planetarne meglice iz zvezde z nepravilnim diskom, ki ponazarja, kako lahko majhna začetna asimetrija povzroči nastanek objekta s kompleksno strukturo.

Snov planetarne meglice se razprši od osrednje zvezde s hitrostjo nekaj deset kilometrov na sekundo. Hkrati se ob iztekanju snovi osrednja zvezda ohladi in oddaja ostanke energije; termonuklearne reakcije prenehajo, saj zvezda zdaj nima dovolj mase, da bi vzdrževala temperaturo, potrebno za sintezo ogljika in kisika. Sčasoma se bo zvezda dovolj ohladila, da bo prenehala oddajati dovolj ultravijoličnega sevanja, da bi ionizirala oddaljeno plinsko lupino. Zvezda postane bela pritlikavka , plinski oblak pa se rekombinira in postane neviden. Za tipično planetarno meglico je čas od nastanka do rekombinacije 10.000 let.

Galaktični recikliralci

Planetarne meglice igrajo pomembno vlogo pri evoluciji galaksij. Zgodnje vesolje je bilo sestavljeno predvsem iz vodika in helija , iz katerih so nastale zvezde tipa II . Toda sčasoma so zaradi termonuklearne fuzije v zvezdah nastali težji elementi. Tako ima snov planetarnih meglic visoko vsebnost ogljika , dušika in kisika , in ko se širi in prodira v medzvezdni prostor, jo obogati s temi težkimi elementi, ki jih astronomi na splošno imenujejo kovine .

Naslednje generacije zvezd, ki so nastale iz medzvezdne snovi, bodo vsebovale večjo začetno količino težkih elementov. Čeprav njihov delež v sestavi zvezd ostaja nepomemben, njihova prisotnost bistveno spremeni življenjski cikel zvezd tipa I (glej Zvezdna populacija ).

Specifikacije

fizične značilnosti

Tipična planetarna meglica ima povprečno dolžino eno svetlobno leto in je sestavljena iz zelo redčenega plina z gostoto okoli 1000 delcev na cm³, kar je zanemarljivo v primerjavi z gostoto zemeljske atmosfere, vendar približno 10- 100-krat večja od gostote medplanetarnega prostora glede na oddaljenost Zemljine orbite od Sonca. Mlade planetarne meglice imajo največjo gostoto, včasih dosežejo 10 6 delcev na cm³. Ko se meglice starajo, njihovo širjenje vodi do zmanjšanja gostote.

Sevanje osrednje zvezde segreva pline do temperatur reda 10.000 K. Paradoksalno je, da temperatura plina pogosto narašča z naraščajočo oddaljenostjo od osrednje zvezde. To je zato, ker več energije ima foton , manjša je verjetnost, da se bo absorbiral. Zato se nizkoenergijski fotoni absorbirajo v notranjih predelih meglice, medtem ko se preostali fotoni visoke energije absorbirajo v zunanjih predelih, kar povzroči dvig njihove temperature.

Meglice lahko kategoriziramo kot revne s snovjo in revne s sevanjem . Po tej terminologiji v prvem primeru meglica nima dovolj snovi, da bi absorbirala vse ultravijolične fotone, ki jih oddaja zvezda. Zato je vidna meglica popolnoma ionizirana. V drugem primeru osrednja zvezda oddaja premalo ultravijoličnih fotonov, da bi ionizirali ves okoliški plin, in ionizacijski front preide v nevtralen medzvezdni prostor.

Ker je večina plina planetarne meglice ionizirana (tj. plazma ), imajo magnetna polja pomemben vpliv na njeno strukturo, kar povzroča pojave, kot sta vlaknasta in plazemska nestabilnost.

Količina in distribucija

Danes je v naši galaksiji z 200 milijardami zvezd znanih 1500 planetarnih meglic. Njihova kratka pričakovana življenjska doba v primerjavi z zvezdnim življenjem je razlog za njihovo majhno število. V bistvu vsi ležijo v ravnini Rimske ceste in večina jih je koncentrirana blizu središča galaksije in jih praktično ne opazimo v zvezdnih kopicah.

Uporaba CCD-jev namesto fotografskega filma v astronomskih raziskavah je znatno razširila seznam znanih planetarnih meglic.

Struktura

Večina planetarnih meglic je simetričnih in skoraj sferičnih , kar jim ne preprečuje, da bi imele veliko zelo zapletenih oblik. Približno 10 % planetarnih meglic je praktično bipolarnih in le majhno število je asimetričnih. 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