Гэты артыкул уваходзіць у лік добрых артыкулаў.

Эмісійная туманнасць

Матэрыял з Вікіпедыі - вольнай энцыклапедыі
Перайсці да навігацыі Перайсці да пошуку

Эмісійная ( самасветная ) імглістасць - міжзорнае воблака , якое выпраменьвае ў аптычным дыяпазоне з-за іянізацыі ўласнага газу. У спектрах такіх туманнасцяў бачныя моцныя эмісійныя лініі , у тым ліку забароненыя , на фоне слабога бесперапыннага спектру. Эмісійныя туманнасці могуць мець розную прыроду: гэта могуць быць, напрыклад, вобласці H II ці планетарныя туманнасці .

Механізм выпраменьвання эмісійных туманнасцяў тлумачыцца флуарэсцэнцыяй : фатон ва ўльтрафіялетавым дыяпазоне паглынаецца атамам і іянізуе яго, а затым, у выніку рэкамбінацыі і ланцугі спантанных пераходаў выпраменьваюцца фатоны з меншай энергіяй, у тым ліку і ў аптычным дыяпазоне .

Характарыстыкі

Апісанне

Эмісійныя (самасвецяцца) туманнасці, як і астатнія туманнасці , уяўляюць сабою міжзоркавыя аблокі з газу і пылі, якія вылучаюцца на фоне неба. Яны выпраменьваюць у аптычным дыяпазоне , таму ставяцца да дыфузных (светлых) туманнасцяў [1] . Эмісійныя туманнасці свецяць за кошт іянізацыі ўласнага газу, у адрозненне ад адбівальных , якія свецяць толькі адлюстраваным святлом зорак . Тэмпературы, памеры і масы такіх туманнасцяў могуць прыкметна адрознівацца (гл. ніжэй [⇨] ) [2] [3] [4] .

Эмісійныя туманнасці часам называюць «газавымі» туманнасцямі, супрацьпастаўляючы іх «пылавым» туманнасцям - цёмным і адбівальным. Такое дзяленне не адлюстроўвае склад, паколькі суадносіны газу і пылу прыблізна аднолькава ў розных туманнасцях, а выклікана тым, што ў «газавых» туманнасцях назіраецца свячэнне газу, а ў «пылавых» назіральныя праявы - адлюстраванне або паглынанне святла - выкліканыя пылам [5] .

Спектры эмісійных туманнасцяў маюць эмісійны характар: у іх назіраюцца моцныя эмісійныя лініі , у тым ліку забароненыя . Бесперапынны спектр слабы, а яго выгляд залежыць ад тыпу эмісійнай туманнасці.[⇨] ). Гэта дазваляе адрозніваць эмісійныя туманнасці ад адбівальных: спектр апошніх бесперапынны, як і ў зорак, святло якіх яны адлюстроўваюць. У спектрах эмісійных туманнасцяў найбольш прыкметныя лініі вадароду , у прыватнасці H-альфа , лініі нейтральнага і іянізаванага гелія , таксама моцныя забароненыя лініі двойчы іянізаванага кіслароду і іншых элементаў [3] [4][6] .

Тыпы эмісійных туманнасцяў

Эмісійныя туманнасці могуць мець розную прыроду: гэта могуць быць, напрыклад, вобласці H II або планетарныя туманнасці [4] [5] . Рэшткі звышновых таксама нярэдка прылічаюць да эмісійных туманнасцяў [2] [3] .

Вобласці H II

Галіны H II — міжзорныя аблокі, рэчыва якіх іянізуецца выпраменьваннем маладых, яркіх зорак ранніх спектральных класаўO і B з тэмпературамі больш за 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . У абласцях H II адбываецца актыўнае зоркаўтварэнне , тэрмін іх жыцця складае не больш за некалькі мільёнаў гадоў і яны сканцэнтраваны ў асноўным у галактычных спіральных рукавах . Тыповая вобласць H II - Туманнасць Арыёна [11] .

Тэмпературы такіх аб'ектаў складаюць каля 10 4 K . Як правіла, іх памеры — ад менш чым аднаго светлавога года да некалькіх соцень, канцэнтрацыі часціц — ад адзінак да мільёнаў см −3 (для параўнання, канцэнтрацыя часціц у паветры каля паверхні Зямлі складае 2,5⋅10 19 см −3 ), масы - Ад 100 да 10000 M [4] [9] [11] . Бесперапынны спектр у абласцях H II — спектр цеплавога выпраменьвання з максімумам ва ўльтрафіялетавым дыяпазоне [3] .

Планетарныя туманнасці

Імглістасць Слімак - планетарная імглістасць

Планетарныя туманнасці часам разглядаюцца як разнавіднасць абласцей H II, паколькі рэчыва ў іх таксама іянізуецца выпраменьваннем зоркі, але ў гэтых аб'ектаў ёсць і шэраг адрозненняў. Планетарная імглістасць утворыцца, калі чырвоны гігант - зорка невялікай ці сярэдняй масы на позняй стадыі эвалюцыі , скідае ўласную абалонку, пры гэтым ад зоркі застаецца гарачае ядро, якое іянізуе рэчыва скінутай абалонкі. Планетарныя туманнасці сканцэнтраваны да цэнтра Галактыкі, тэрмін іх жыцця не перавышае некалькіх дзясяткаў тысяч гадоў. Тыповая планетарная туманнасць - Туманнасць Слімак [12] [13] [14] .

Тэмпературы саміх планетарных туманнасцей і зорак, якія іх падсвятляюць, вышэйшыя, чым у абласцей H II: у ядраў планетарных туманнасцей могуць дасягаць 1,5⋅10 5 K . Пры гэтым планетарныя туманнасці маюць меншыя памеры - не больш за некалькі светлавых гадоў, і меншыя масы - у сярэднім 0,3 M [3] [12] .

Імглістасці, іянізаваныя ўдарнымі хвалямі

Існуюць туманнасці, якія іянізуюцца не выпраменьваннем, а ўдарнымі хвалямі . У міжзоркавым асяроддзі ўдарныя хвалі могуць стварацца ў выніку выбухаў зорак — новых або звышновых , а таксама пры моцным зорным ветры [5] .

Прыватным выпадкам такіх туманнасцяў з'яўляюцца рэшткі звышновых , якія нярэдка разглядаюцца як разнавіднасць эмісійных туманнасцяў. Яны існуюць каля 100 тысяч гадоў на месцы ўспышак звышновых, і ў іх, акрамя ўдарных хваль, уклад у іянізацыю рэчывы ўносіць ультрафіялетавае сінхратроннае выпраменьванне . Сінхратроннае выпраменьванне таксама стварае і бесперапынны спектр гэтых аб'ектаў [3] [5] [15] . Тыповы прыклад астатку звышновай - Крабападобная туманнасць [16] .

Механізм выпраменьвання

У эмісійных туманнасцях адбываецца бесперапынная іянізацыя і рэкамбінацыя атамаў газу, з якога складаецца імглістасць. Атамы ў імглістасці іянізуюцца ўльтрафіялетавым выпраменьваннем , прычым, а рэкамбінацыя адбываецца каскадным чынам: электрон не адразу вяртаецца на асноўны ўзровень, а праходзіць некалькі узбуджаных станаў , пры пераходзе паміж якімі выпраменьваюцца фатоны з меншай энергіяй, чым у зыходнага. Такім чынам, ультрафіялетавыя фатоны ў туманнасці «перапрацоўваюцца» ў аптычныя — адбываецца флуарэсцэнцыя [17] [18] .

Колькасць выпускаемых фатонаў у пэўнай лініі ў адзінцы аб'ёму за адзінку часу прапарцыйна колькасці сутыкненняў іонаў з пратонамі. Ва ўмовах імглістасці практычна ўсё рэчыва іянізавана, а канцэнтрацыя іёнаў прыблізна роўная канцэнтрацыі электронаў , такім чынам, павярхоўная яркасць туманнасці прапарцыйная , падсумаванаму ўздоўж прамяня зроку. Велічыня (або для аднастайнай туманнасці працягласцю ), якая атрымліваецца такім чынам, называецца мерай эмісіі , а канцэнтрацыя рэчыва можа быць ацэнена з назіранай павярхоўнай яркасці[8] [19] .

Прычыны флуарэсцэнцыі

Якасна прычыны флуарэсцэнцыі апісваюцца наступным чынам. Можна разгледзець сітуацыю, у якой туманнасць падсвятляецца зоркай, якая выпраменьвае як абсалютна чорнае цела з тэмпературай . У такім разе спектральны склад выпраменьвання зоркі ў любым пункце апісваецца формулай Планка для тэмпературы. , але шчыльнасць энергіі выпраменьвання падае з павелічэннем адлегласці да зоркі і на вялікіх адлегласцях адпавядае значна меншай тэмпературы, чым . У такой сітуацыі, паводле законаў тэрмадынамікі , пры ўзаемадзеянні з рэчывам выпраменьванне павінна пераразмяркоўвацца па частотах - ад вялікіх частот да меншых, што і адбываецца ў туманнасцях [20] .

Стражэйшая гэтая з'ява тлумачыцца тэарэмай Расселанда . У ёй разглядаюцца атамы з трыма магчымымі энергетычнымі ўзроўнямі 1, 2, 3 у парадку ўзрастання энергіі і два супрацьлеглыя цыклічныя працэсы: працэс I з пераходамі 1 → 3 → 2 → 1, і працэс II з пераходамі 1 → 2 → 3 → 1. У працэсе I атамам паглынаецца фатон з высокай энергіяй і выпраменьваюцца два фатона з нізкай энергіяй, а падчас II паглынаюцца два фатона з нізкай энергіяй і выпраменьваецца адзін з высокай энергіяй. Колькасць такіх працэсаў у адзінку часу абазначаецца, адпаведна, і . Тэарэма сцвярджае, што калі каэфіцыент дылюцыі выпраменьвання зоркі малы, гэта значыць зорка бачная пад невялікім цялесным кутом (гэтыя параметры суадносяцца як ), то , гэта значыць, працэс II адбываецца значна радзей, чым працэс I. Такім чынам, у эмісійных туманнасцях, дзе каэфіцыент дылюцыі досыць малы і можа складаць 10 −14 , на парадкі часцей адбываецца ператварэнне фатонаў з высокай энергіяй у фатоны з нізкай энергіяй, чым наадварот [21] .

Узаемадзеянне выпраменьвання з атамамі

Можна разгледзець узаемадзеянне выпраменьвання з атамамі вадароду , з якіх у асноўным і складаецца туманнасць. Шчыльнасць рэчыва і выпраменьванні ў імглістасці вельмі нізкая, і тыповы атам вадароду знаходзіцца ў іянізаваным стане некалькі сотняў гадоў, пакуль у нейкі момант не сутыкнецца з электронам і не рэкамбінуе, і праз некалькі месяцаў ён зноў іянізуецца ўльтрафіялетавым фатонам. Тэрмін у некалькі месяцаў значна большы за час, за які атам пераходзіць у неўзбуджаны (асноўны) стан шляхам спантаннага выпраменьвання , таму практычна ўсе нейтральныя атамы знаходзяцца ў неўзбуджаным стане. Гэта азначае, што туманнасць непразрыстая для фатонаў серыі Лаймана , якая адпавядае пераходам з асноўнага стану, але празрыстая для фатонаў субардынатных серый вадароду[8] [22] .

Калі вольны электрон захопліваецца пратонам , то выпускаецца фатон, частата якога залежыць ад таго, на якім энергетычным узроўні апынуўся электрон. Калі гэта не асноўны ўзровень, то выпраменьваны фатон пакідае імглістасць, паколькі ён ставіцца да субардынатнай серыі, а калі электрон патрапіў на асноўны ўзровень, то выпраменьваецца фатон у лайманаўскай серыі, які паглынаецца ў імглістасці, іянізуючы іншы атам, і працэс паўтараецца. Такім чынам, рана ці позна выпускаецца фатон у адной з субардынатных серый, які пакідае туманнасць. Аналагічна адбываецца і са спантаннымі пераходамі паміж узроўнямі: пры пераходзе электрона на любы ўзровень, акрамя асноўнага, выпускаецца фатон, які выходзіць з імглістасці, інакш выпускаецца фатон у лайманаўскай серыі, які затым паглынаецца. У нейкі момант электрон пяройдзе на другі энергетычны ўзровень і вылучыцца фатон у бальмераўскай серыі ; пасля гэтага будзе магчымы толькі пераход з другога ўзроўня на першы з выпраменьваннем фатона ў лініі лайман-альфа . Такі фатон будзе ўвесь час паглынацца і перавыпраменьвацца, але ў канчатковым выніку пакіне імглістасць. Гэта азначае, што кожны ўльтрафіялетавы фатон, які іянізуе атам вадароду, ператвараецца ў нейкую колькасць фатонаў, сярод якіх будзе фатон у бальмераўскай серыі і фатон у лініі лайман-альфа [23] .

Сказанае вышэй таксама азначае, што сумарная інтэнсіўнасць бальмераўскіх ліній цесна злучана з магутнасцю выпраменьвання зоркі, іянізавальнай імглістасць, ва ўльтрафіялетавым дыяпазоне. Тады, назіраючы толькі ў аптычным дыяпазоне , можна параўноўваць інтэнсіўнасць выпраменьвання зоркі ў ім з інтэнсіўнасцю бальмераўскіх ліній і атрымліваць інфармацыю аб выпраменьванні зоркі ў розных частках спектру. Такі метад, званы метадам «Занстра» , дазваляе ацэньваць тэмпературу зоркі. Аналагічныя развагі можна распаўсюдзіць і на іншыя атамы, напрыклад, гелій . Пры гэтым у вадароду, гелія і іянізаванага гелія патэнцыялы іянізацыі складаюць 13,6, 24,6 і 54,4 эВ адпаведна, такім чынам, свяцільнасць імглістасці ў лініях гэтых атамаў адпавядае свяцільнасці зоркі ў розных частках ультрафіялетавага дыяпазону. Ацэнкі тэмпературы адной і той жа зоркі па лініях розных атамаў могуць быць рознымі: гэта звязана з адрозненнем спектра зоркі ад спектра абсалютна чорнага цела [24] .

Пры іянізацыі выпраменьваннем адносныя інтэнсіўнасці бальмераўскіх ліній практычна не залежаць ад тэмпературы - гэта стаўленне паміж імі называецца бальмераўскім дэкрэментам . Назіраны ў шматлікіх туманнасцях бальмераўскі дэкрэмент адрозніваецца ад тэарэтычна прадказанага з-за таго, што міжзоркавае паглынанне селектыўна, гэта значыць, па-рознаму саслабляе выпраменьванне ў розных даўжынях хваль. Параўноўваючы тэарэтычны і назіраны бальмераўскі дэкрэмент, можна вызначаць велічыню міжзоркавага паглынання ў Галактыцы [25] .

Нізкая частата сутыкненняў часціц робіць магчымымі забароненыя пераходы для такіх атамаў, як кісларод ці азот , і, такім чынам, выпраменьванне ў забароненых лініях : хоць час жыцця атама ў метастабільным стане досыць вялікае, яно ўсё ж значна менш сярэдняга часу паміж сутыкненнямі і спантанныя пераходы з метастабільных. станаў таксама магчымыя. Па інтэнсіўнасцях забароненых ліній можна вызначаць розныя параметры туманнасці: напрыклад, інтэнсіўнасць ліній пэўнага атама або іёна залежыць ад зместу гэтага элемента ў туманнасці [26][8] .

Ударнае ўзбуджэнне

Пры іянізацыі атамаў узнікаюць свабодныя электроны з некаторай кінетычнай энергіяй. Таму мае месца і ўдарнае ўзбуджэнне атамаў пры сутыкненні з такімі электронамі, пасля якога адбываецца спантаннае выпраменьванне . Гэты механізм уносіць асноўны фундуш у выпраменьванне атамаў з невялікім патэнцыялам іянізацыі , такіх як кісларод . Для атамаў з высокім патэнцыялам іянізацыі, у прыватнасці, для вадароду ўдарная ўзрушанасць не ўносіць значнага фундуша ў іянізацыю, паколькі сярэдняя энергія вольнага электрона ў імглістасці істотна менш, чым энергія ўзрушанасці атама вадароду [27] .

Некаторыя забароненыя лініі адпавядаюць пераходам са станаў, якія ўзбуджаюцца электроннымі ўдарамі. Гэта дазваляе вымяраць канцэнтрацыю электронаў і электронную тэмпературу : чым большая канцэнтрацыя, тым больш населеныя будуць адпаведныя ўзроўні, але пры занадта вялікай канцэнтрацыі сутыкнення будуць адбывацца занадта часта, атамам не будзе хапаць часу для пераходу з метастабільнага стану і забароненыя лініі будуць слабейшыя. Электронная тэмпература — мера сярэдняй кінэтычнай энергіі электронаў: ад яе залежыць, якая доля электронаў здольная ўзбудзіць той ці іншы стан, таму яе можна вызначыць, параўноўваючы інтэнсіўнасці забароненых ліній аднаго іёна, у розных узбуджаных станах [26] .

Ступень іянізацыі

Эмісійная туманнасць можа быць абмежавана ўласным рэчывам ( англ. gas-bounded nebula ) або выпраменьваннем ( англ. radiation-bounded nebula ). У першым выпадку ўльтрафіялетавае выпраменьванне дасягае ўсіх частак аблокі, і бачныя межы імглістасці вызначаюцца памерамі і формай самога аблокі. У другім выпадку ўльтрафіялетавае выпраменьванне апыняецца нядосыць магутным, каб іянізаваць атамы вадароду ва ўсіх частках аблокі, і бачныя межы імглістасці вызначаюцца магутнасцю ўльтрафіялетавага выпраменьвання [3] . Паколькі нейтральны вадарод добра паглынае святло, мяжа паміж абласцямі, дзе большасць атамаў іянізаваныя і дзе большасць атамаў вадароду нейтральныя, аказваецца даволі рэзкай. Калі ў туманнасці знаходзіцца адна зорка, то вобласць, дзе большая частка атамаў вадароду павінна быць іянізавана, мае сферычную форму і называецца сферай Стрэмгрэна[8] [28] .

Калі ў туманнасці ёсць вобласць, дзе атамы іянізаваны двойчы, то аналагічная мяжа можа назірацца паміж ёй і вобласцю, дзе атамы ў асноўным іянізаваны аднаразова. Гэта прыводзіць да таго, што вобласці туманнасці, якія выпраменьваюць у пэўных лініях, маюць розны памер: напрыклад, вобласць, якая выпраменьвае ў лініях іянізаванага гелія, значна менш вобласці, якая выпраменьвае ў лініях нейтральнага гелія [28] .

Гісторыя вывучэння

У 1610 годзе была адкрыта туманнасць Арыёна , але доўгі час пасля гэтага навукоўцам не было вядома нават аб адрозненнях туманнасцяў ад галактык . У 1864 годзе Уільям Хагінс упершыню даследаваў спектры розных туманнасцяў і на аснове віду іх спектра зрабіў выснову, што некаторыя з іх складаюцца з нагрэтага газу: такім чынам былі выдзелены «газавыя» туманнасці [29] [30] [31] . У 1868 годзе ён выказаў меркаванне, што некаторыя яркія лініі ў спектрах туманнасцяў выпраменьваюцца атамамі невядомага раней хімічнага элемента небулія , але гэтая гіпотэза была памылковай: у 1927 годзе Айра Боўэн паказаў, што лініі, якія прыпісваліся небулію, насамрэч з'яўляюцца забароненымі лініямі азоту і кіслароду. [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] .

Нататкі

  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 . Вялікая расійская энцыклапедыя . 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 . Астранэт . Дата обращения: 27 июля 2021. Архивировано 27 июля 2021 года.
  6. Соболев, 1985 , с. 258.
  7. Канановіч, Мароз, 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 . Вялікая расійская энцыклапедыя . 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 . Вялікая расійская энцыклапедыя . 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. Канановіч, Мароз, 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. Канановіч, Мароз, 2004 , с. 452—454.
  18. Соболев, 1985 , с. 257—259.
  19. Канановіч, Мароз, 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.І. 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.

Літаратура