Планетарная туманнасць

Матэрыял з Вікіпедыі - вольнай энцыклапедыі
Перайсці да навігацыі Перайсці да пошуку
NGC 6543, туманнасць Кацінае Вока — унутраная вобласць, малюнак у псеўдацветы (чырвоны — H α (656,3 нм); сіні — нейтральны кісларод, 630 нм; зялёны — іянізаваны азот, 658,4 нм)

Планета́рная туманнасцьастранамічны аб'ект , які ўяўляе сабой абалонку іянізаванага газу вакол цэнтральнай зоркі, белага карліка . Утворыцца пры скідзе вонкавых пластоў чырвонага гіганта або звышгіганта з масай ад 0,8 да 8 сонечных на завяршальнай стадыі яго эвалюцыі. Планетарныя туманнасці - эфемерныя па астранамічных мерках аб'екты, якія існуюць усяго некалькі дзясяткаў тысяч гадоў (пры працягласці жыцця зоркі-продка ў некалькі мільярдаў гадоў). Не маюць дачынення да планет і атрымалі назву за павярхоўнае падабенства пры назіранні ў тэлескоп. У нашай галактыцы вядома каля 1500 планетарных туманнасцяў.

Для планетарных туманнасцяў характэрна круглявая форма з выразным краем, але ў апошнія гады з дапамогай касмічнага тэлескопа " Хаббл " у шматлікіх планетарных туманнасцяў атрымалася выявіць вельмі складаную і своеасаблівую структуру. Каля сферычнай формы маюць толькі каля адной пятай з іх. Механізмы, якія ствараюць такую ​​разнастайнасць формаў, застаюцца да канца не высветленымі. Лічыцца, што вялікую ролю ў гэтым могуць адыгрываць узаемадзеянне зорнага ветру і падвойных зорак , магнітнага поля і міжзоркавага асяроддзя .

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых , играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрываводорода и гелия , такія як вуглярод , азот , кісларод і кальцый ).

Гісторыя даследаванняў

Імглістасць Гантэль ва ўмоўных колерах

Большасць планетарных туманнасцяў - цьмяныя аб'екты і, як правіла, яны не бачныя няўзброеным вокам. Першай адкрытай планетарнай туманнасцю была туманнасць Гантэль у сузор'і Лісічкі : Шарль Месье , які займаўся пошукам камет , пры складанні свайго каталога туманнасцяў (нерухомых аб'ектаў, падобных пры назіранні неба на каметы) у 1764 годзе занёс яе ў каталог пад нумарам M27. У 1784 годзе Уільям Гершэль , першаадкрывальнік Урана , пры складанні свайго каталога вылучыў іх у асобны клас туманнасцяў («клас IV») [1] і назваў іх планетарнымі з-за падабенства з дыскам планеты [2] [3] .

Незвычайнасць прыроды планетарных туманнасцяў выявілася ў сярэдзіне XIX стагоддзя , з пачаткам выкарыстання ў назіраннях спектраскапіі . Уільям Хагінс стаў першым астраномам, які атрымаў спектры планетарных туманнасцяў - аб'ектаў, якія вылучаліся сваёй незвычайнасцю:

Аднымі з самых загадкавых з гэтых выдатных аб'ектаў з'яўляюцца тыя, якія пры тэлескапічным назіранні маюць выгляд круглых ці злёгку авальных дыскаў. …Выдатны і іх зелянява-блакітны колер, надзвычай рэдкі для адзіночных зорак. Акрамя таго, у гэтых туманнасцях няма прыкмет цэнтральнага згушчэння. Па гэтых прыкметах планетарныя туманнасці рэзка вылучаюцца як аб'екты, якім уласцівыя ўласцівасці, зусім адрозныя ад уласцівасцяў Сонца і нерухомых зорак . З гэтых меркаванняў, а таксама дзякуючы іх яркасці, я абраў гэтыя туманнасці як найбольш прыдатныя для спектраскапічнага даследавання [4] .

Пры вывучэнні Хагінсам спектраў туманнасцяў NGC 6543 ( Кацінае Вока ), M27 ( Гантэль ), M57 ( Кальцо ) і шэрагу іншых, аказалася, што іх спектр надзвычай адрозніваецца ад спектраў зорак: усе атрыманыя да таго часу спектры зорак з'яўляліся спектрамі паглынання (бесперапынны спектр з вялікай колькасцю цёмных ліній), у той час як спектры планетарных туманнасцяў апынуліся эмісійнымі спектрамі з невялікай колькасцю эмісійных ліній , што паказвала на іх прыроду, у корані адрозную ад прыроды зорак:

Несумненна, што туманнасці 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 ) і 27 могуць больш лічыцца наваламі зорак таго ж тыпу, да якіх адносяцца нерухомыя зоркі і наша Сонца. <…> гэтыя аб'екты валодаюць асобай і выдатнай ад іх структурай <…> мы, па ўсёй верагоднасці, павінны лічыць гэтыя аб'екты велізарнымі масамі які свеціцца газу або пары [4] .

Іншай праблемай быў хімічны склад планетарных туманнасцяў: Хагінс параўнаннем з эталоннымі спектрамі здолеў ідэнтыфікаваць лініі азоту і вадароду , аднак самая яркая з ліній з даўжынёй хвалі 500,7 нм не назіралася ў спектрах вядомых тады хімічных элементаў. Было высунута меркаванне, што гэтая лінія адпавядае невядомаму элементу. Яму загадзя далі назву небулій - па аналогіі з ідэяй, якая прывяла да адкрыцця гелія пры спектральным аналізе Сонца ў 1868 годзе .

Меркаванні аб адкрыцці новага элемента небулія не пацвердзіліся. У пачатку XX стагоддзі Генры Расэл высунуў гіпотэзу аб тым, што лінія на 500,7 нм адпавядае не новаму элементу, а старому элементу ў невядомых умовах.

У 20-х гадах XX стагоддзя было паказана, што ў вельмі разрэджаных газах атамы і іёны могуць пераходзіць ва ўзбуджаныя метастабільныя станы, якія пры больш высокіх шчыльнасцях з-за саўдараў часціц не могуць дастаткова доўга існаваць. У 1927 годзе Боуэн ідэнтыфікаваў лінію небулія 500,7 нм як узнікаючую пры пераходзе з метастабільнага стану ў асноўны двойчы іянізаванага атама кіслароду (OIII) [5] . Спектральныя лініі такога тыпу, якія назіраюцца толькі пры надзвычай нізкіх шчыльнасцях, называюць забароненымі лініямі . Такім чынам, спектраскапічныя назіранні далі магчымасць ацаніць верхнюю мяжу шчыльнасці газу туманнасцяў. Разам з тым, спектры планетарных туманнасцяў, атрыманых на шчылінных спектрометрах, паказалі "зламанасць" і расшчапленне ліній з прычыны доплераўскага зрухаў выпраменьвальных абласцей туманнасці, якія рухаюцца з рознымі хуткасцямі, што дазволіла ацаніць хуткасці пашырэння планетарных туманнасцяў у 20-40 км / с.

Нягледзячы на ​​дастаткова падрабязнае разуменне будынка, складу і механізму выпраменьвання планетарных туманнасцяў, пытанне аб іх паходжанні заставалася адкрытым да сярэдзіны 50-х гадоў XX стагоддзя , пакуль І. С. Шклоўскі не звярнуў увагу, што калі праэкстрапаліраваць параметры планетарных туманнасцяў да моманту пачатку іх пашырэння. , то атрыманы набор параметраў супадае з уласцівасцямі атмасфер чырвоных гігантаў , а ўласцівасці іх ядраў - з уласцівасцямі гарачых белых карлікаў [6] [7] . У цяперашні час гэтая тэорыя паходжання планетарных туманнасцяў пацверджана шматлікімі назіраннямі і разлікамі.

Да канца XX стагоддзі ўдасканаленне тэхналогій дазволіла больш дэталёва вывучыць планетарныя імглістасці. Касмічныя тэлескопы дазволілі даследаваць іх спектры за межамі бачнага дыяпазону, што немагчыма было зрабіць раней, праводзячы назіранні з паверхні Зямлі . Назіранні ў інфрачырвоным і ўльтрафіялетавым дыяпазонах хваль далечы новую, значна больш дакладную адзнаку тэмпературы ,шчыльнасці і хімічнага складу планетарных туманнасцяў. Ужыванне тэхналогіі ПЗС-матрыц дазволіла праводзіць аналіз істотна меней выразных спектральных ліній. Выкарыстанне касмічнага тэлескопа « Хабл » раскрыла надзвычай складаную структуру планетарных туманнасцяў, якія раней лічыліся простымі і аднастайнымі.

Прынята лічыць, што планетарныя туманнасці маюць спектральны клас P , хоць такое абазначэнне рэдка прымяняецца на практыцы.

Паходжанне

Будова сіметрычнай планетарнай туманнасці. Хуткі зорны вецер (блакітныя стрэлкі) гарачага белага карліка - ядры зоркі (у цэнтры), сутыкаючыся са скінутай абалонкай - павольным зорным ветрам чырвонага гіганта (чырвоныя стрэлкі), стварае шчыльную абалонку (блакітнага колеру), якая свеціцца пад уздзеяннем ультра

Планетарныя туманнасці ўяўляюць сабой заключны этап эвалюцыі для шматлікіх зорак. Наша Сонца уяўляе сабой зорку сярэдняй велічыні, і толькі невялікая колькасць зорак пераўзыходзяць яго па масе. Зоркі з масай у некалькі разоў больш сонечнай на заключным этапе існавання ператвараюцца ў звышновыя . Зоркі сярэдняй і малой масы ў канцы эвалюцыйнага шляху ствараюць планетарныя туманнасці.

Тыповая зорка з масай у некалькі разоў менш сонечнай свеціць на працягу большай часткі свайго жыцця дзякуючы рэакцыям тэрмаядзернага сінтэзу гелія з вадароду ў яе ядры (часта замест тэрміна "тэрмаядзерны сінтэз" ужываецца тэрмін "гарэнне", у дадзеным выпадку - гарэнне вадароду). Энергія, якая вызваляецца ў гэтых рэакцыях, утрымлівае зорку ад калапсу пад сілай уласнага прыцягнення, робячы яе тым самым стабільнай.

Па сканчэнні некалькіх мільярдаў гадоў запас вадароду змяншаецца, і энергіі становіцца нядосыць для стрымлівання вонкавых пластоў зоркі. Ядро пачынае сціскацца і награвацца. У наш час тэмпература ядра Сонцы складае прыблізна 15 млн Да , але пасля таго, як запас вадароду будзе вычарпаны, сціск ядра прымусіць тэмпературу падняцца да адзнакі ў 100 млн Да. Пры гэтым вонкавыя пласты астуджаюцца і значна павялічваюцца ў памерах з-за вельмі высокай тэмпературы ядры. Зорка ператвараецца ў чырвоны гігант . Ядро на гэтым этапе працягвае сціскацца і награвацца; пры дасягненні тэмпературы ў 100 млн Да пачынаецца працэс сінтэзу вугляроду і кіслароду з гелія .

Аднаўленне тэрмаядзерных рэакцый перашкаджае далейшаму сціску ядра. Які выгарае гелій неўзабаве стварае інэртнае ядро, якое складаецца з вугляроду і кіслароду , акружанае абалонкай з падпаленага гелія. Тэрмаядзерныя рэакцыі з удзелам гелія вельмі адчувальныя да тэмпературы. Хуткасць праходжання рэакцыі прапарцыйная T 40 , гэта значыць павелічэнне тэмпературы ўсяго на 2% прывядзе да падваення хуткасці праходжання рэакцыі. Гэта робіць зорку вельмі нестабільнай: малы прырост тэмпературы выклікае хуткае павелічэнне хуткасці ходу рэакцый, падвышаючы вылучэнне энергіі, што, у сваю чаргу, прымушае павялічвацца тэмпературу. Верхнія пласты падпаленага гелія пачынаюць хутка пашырацца, тэмпература паніжаецца, рэакцыя запавольваецца. Усё гэта можа быць прычынай магутных пульсацый, часам дастаткова моцных, каб выкінуць значную частку атмасферы зоркі ў касмічную прастору.

Выкінуты газ фармуе якая пашыраецца абалонку вакол аголенага ядра зоркі. Па меры таго, як усё большая частка атмасферы адлучаецца ад зоркі, выяўляюцца ўсё больш і больш глыбокія пласты з больш высокімі тэмпературамі. Пры дасягненні аголенай паверхняй ( фотасферай зоркі) тэмпературы ў 30 000 Да энергія выпускаемых ультрафіялетавых фатонаў становіцца дастатковай для іянізацыі атамаў у выкінутым рэчыве, што прымушае яго свяціцца. Такім чынам, воблака становіцца планетарнай туманнасцю.

Працягласць жыцця

Кампутарнае мадэляванне фармавання планетарнай туманнасці з зоркі з дыскам няправільнай формы, якое ілюструе, як малая пачатковая асіметрыя можа ў выніку прывесці да адукацыі аб'екта са складанай структурай.

Рэчыва планетарнай туманнасці разлятаецца ад цэнтральнай зоркі з хуткасцю некалькі дзясяткаў кіламетраў за секунду. У той жа час, па меры заканчэння рэчыва цэнтральная зорка астывае, выпраменьваючы рэшткі энергіі; тэрмаядзерныя рэакцыі спыняюцца, бо зорка зараз не валодае дастатковай масай для падтрымання тэмпературы, патрабаванай для сінтэзу вугляроду і кіслароду. У выніку, зорка астыне настолькі, што перастане выпраменьваць досыць ультрафіялету для іянізацыі якая аддалілася газавай абалонкі. Зорка становіцца белым карлікам , а газавае воблака рэкамбінуе , становячыся нябачным. Для тыповай планетарнай туманнасці час ад адукацыі да рэкамбінацыі складае 10000 гадоў.

Галактычныя перапрацоўшчыкі

Планетарныя туманнасці гуляюць значную ролю ў эвалюцыі галактык. Ранні Сусвет складаўся ў асноўным з вадароду і гелія , з якіх фармаваліся зоркі II тыпу . Але з часам у выніку тэрмаядзернага сінтэзу ў зорках утварыліся больш цяжкія элементы. Такім чынам, рэчыва планетарных туманнасцяў мае высокае ўтрыманне вугляроду , азоту і кіслароду , а па меры пашырэння і пранікненні ў міжзоркавую прастору яно ўзбагачае яго гэтымі цяжкімі элементамі, увогуле званымі астраномамі металамі .

Наступныя пакаленні зорак, якія фармуюцца з міжзоркавага рэчыва, будуць утрымоўваць большую пачатковую колькасць цяжкіх элементаў. Хоць іх доля ў складзе зорак застаецца нязначнай, але ад іх наяўнасці адчувальна змяняецца жыццёвы цыкл зорак I тыпу (гл. Зорнае насельніцтва ).

Характарыстыкі

Фізічныя характарыстыкі

Тыповая планетарная туманнасць мае сярэднюю працягласць у адзін светлавы год і складаецца з моцна разрэджанага газушчыльнасцю каля 1000 часціц на см³, што занядбана мала ў параўнанні, напрыклад, са шчыльнасцю атмасферы Зямлі, але прыкладна ў 10-100 разоў больш, чым шчыльнасць міжпланетнай прасторы на адлегласці арбіты Зямлі ад Сонца. Маладыя планетарныя туманнасці маюць найбольшую шчыльнасць, часам якая дасягае 106 часціц на гл³. Па меры старэння туманнасцяў іх пашырэнне прыводзіць да памяншэння шчыльнасці.

Выпраменьванне цэнтральнай зоркі награвае газы да тэмператур парадку 10 000 Да . Парадаксальна, што тэмпература газу нярэдка павялічваецца з павелічэннем адлегласці ад цэнтральнай зоркі. Гэта адбываецца па той прычыне, што чым большай энергіяй валодае фатон , тым менш верагодна, што ён будзе паглынуты. Таму ва ўнутраных абласцях імглістасці паглынаюцца малаэнергетычныя фатоны, а пакінутыя, якія валодаюць высокай энергіяй, паглынаюцца ў вонкавых абласцях, выклікаючы рост іх тэмпературы.

Імглістасці можна падзяліць на бедныя матэрыяй і бедныя выпраменьваннем . Згодна з гэтай тэрміналогіі, у першым выпадку туманнасць не валодае дастатковай колькасцю матэрыі для паглынання ўсіх ультрафіялетавых фатонаў, якія выпраменьваюцца зоркай. Таму бачная туманнасць цалкам іянізавана. У другім жа выпадку цэнтральная зорка выпускае недастаткова ўльтрафіялетавых фатонаў, каб іянізаваць увесь навакольны газ, і іянізацыйны фронт пераходзіць у нейтральную міжзоркавую прастору.

Бо большая частка газу планетарнай туманнасці іянізаваная (гэта значыць з'яўляецца плазмай ), значны эфект на яе структуру аказвае дзеянне магнітных палёў , выклікаючы такія феномены, як кудзелістасць і нестабільнасць плазмы.

Колькасць і размеркаванне

На сённяшні дзень у нашай галактыцы , якая складаецца з 200 мільярдаў зорак, вядома 1500 планетарных туманнасцяў. Іх кароткая ў параўнанні са зорнай працягласць жыцця з'яўляецца прычынай іх малога ліку. Галоўным чынам, усе яны ляжаць у плоскасці Млечнага Шляху , прычым большай часткай засяродзіўшыся зблізку цэнтра галактыкі, і практычна не назіраюцца ў зорных навалах.

Выкарыстанне ПЗС-матрыц замест фотастужкі ў астранамічных даследаваннях дазволіла значна пашырыць спіс вядомых планетарных туманнасцяў.

Структура

Большасць планетарных туманнасцяў сіметрычныя і маюць амаль сферычны выгляд, што не перашкаджае ім мець мноства вельмі складаных формаў. Прыблізна 10% планетарных туманнасцяў практычна біпалярныя, і толькі малы іх лік асіметрычныя. Вядома нават прамавугольная планетарная туманнасць . Прычыны такой разнастайнасці формаў да канца не высветлены, але лічыцца, што вялікую ролю могуць адыгрываць гравітацыйныя ўзаемадзеянні зорак у падвойных сістэмах. Па іншай версіі, наяўныя планеты парушаюць раўнамернае расцяканне матэрыі пры адукацыі туманнасці. У студзені 2005 года амерыканскія астраномы аб'явілі аб першым выяўленні магнітных палёў вакол цэнтральных зорак дзвюх планетарных туманнасцяў, а затым вылучылі здагадку, што менавіта яны часткова ці цалкам адказныя за стварэнне формы гэтых туманнасцяў. Істотная роля магнітных палёў у планетарных туманнасцях была прадказана Рыгорам Гурзадзянам яшчэ ў 1960-я гады [8] . Ёсць таксама здагадка, што біпалярная форма можа быць абумоўлена ўзаемадзеяннем ударных хваль ад распаўсюджвання фронту дэтанацыі ў пласце гелія на паверхні які фармуецца белага карліка (напрыклад, у туманнасцях Кацінае Вока , Пясочны Гадзіннік , Мурашка ).

Бягучыя пытанні ў вывучэнні планетарных туманнасцей

Адна з праблем у вывучэнні планетарных туманнасцяў - гэта дакладнае вызначэнне адлегласці да іх. Для некаторых бліжэйшых планетарных туманнасцяў магчыма вылічыць аддаленасць ад нас, выкарыстоўваючы вымераны паралакс пашырэння: здымкі з высокім дазволам, атрыманыя некалькі гадоў таму, дэманструюць пашырэнне туманнасці перпендыкулярна да прамяню зроку , а спектраскапічны аналіз доплераўскага зрушэння дасць магчымасць вылічыць хуткасць пашырэння ўздоўж промня. Параўнанне кутняга пашырэння з атрыманай хуткасцю пашырэння зробіць магчымым вылічэнне адлегласці да імглістасці.

Існаванне такой разнастайнасці формаў туманнасцяў з'яўляецца тэмай гарачых дыскусій. 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.

Нататкі

  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. рэд. М. Д. Аксёнава. — 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 .: Навука, 1993.

Літаратура

Спасылкі