Ovaj članak je među dobrim člancima

Emisiona maglica

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu

Emisiona ( samosvjetleća ) maglica je međuzvjezdani oblak koji emitira u optičkom rasponu zbog ionizacije vlastitog plina. Spektri takvih maglica pokazuju jake linije emisije , uključujući one zabranjene , na pozadini slabog kontinuiranog spektra. Emisione maglice mogu biti različite prirode: to mogu biti, na primjer, H II regije ili planetarne maglice .

Mehanizam emisije emisionih maglica objašnjava se fluorescencijom : foton u ultraljubičastom području apsorbira atom i ionizira ga, a zatim se, kao rezultat rekombinacije i lanca spontanih prijelaza, emitiraju fotoni s nižom energijom, uključujući u optičkom rasponu .

Tehnički podaci

Opis

Emisione (samosvjetleće) maglice, kao i druge maglice , su međuzvjezdani oblaci plina i prašine koji se ističu na nebu. Emitiraju u optičkom rasponu , stoga pripadaju difuznim (svjetlosnim) maglicama [1] . Emisione maglice svijetle zbog ionizacije vlastitog plina, za razliku od reflektirajućih maglica koje sijaju samo reflektiranom svjetlošću zvijezda . Temperature, veličine i mase takvih maglica mogu se značajno razlikovati (vidi dolje [⇨] ) [2] [3] [4] .

Emisione maglice se ponekad nazivaju "plinovitim" maglicama, suprotstavljajući ih "prašnjavim" maglicama - tamnim i reflektirajućim. Ova podjela ne odražava sastav, budući da je omjer plina i prašine približno isti u različitim maglicama, ali je uzrokovan činjenicom da se sjaj plina opaža u "plinovitim" maglicama, te u "prašnjavim" promatračkim manifestacijama - refleksiji ili apsorpcije svjetlosti - uzrokovane su prašinom [5] .

Spektri emisionih maglica su emisione prirode: u njima se uočavaju jake emisione linije , uključujući one zabranjene . Kontinuirani spektar je slab, a njegov oblik ovisi o vrsti emisione maglice (vidi dolje [⇨] ). To omogućuje razlikovanje emisije od reflektirajućih maglica: spektar potonjih je kontinuiran, poput zvijezda, čiju svjetlost reflektiraju. U spektrima emisijskih maglica najuočljivije su linije vodika , posebice H-alfa , linije neutralnog i ioniziranog helija , zabranjene linije dvostruko ioniziranog kisika i drugi elementi su također jaki [3] [4][6] .

Vrste emisijskih maglica

Emisione maglice mogu biti različite prirode: to mogu biti npr. H II regije ili planetarne maglice [4] [5] . Ostaci supernove se također često nazivaju emisionim maglicama [2] [3] .

Područja H II

Regije H II su međuzvjezdani oblaci čija je materija ionizirana zračenjem mladih, svijetlih zvijezda ranih spektralnih tipova - O i B s temperaturama iznad 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . U područjima H II odvija se aktivno stvaranje zvijezda , njihov životni vijek nije duži od nekoliko milijuna godina, a koncentrirani su uglavnom u galaktičkim spiralnim krakovima . Tipično područje H II je Orionova maglica [11] .

Temperature takvih objekata su reda veličine 10 4 K. U pravilu se njihove veličine kreću od manje od jedne svjetlosne godine do nekoliko stotina, koncentracije čestica kreću se od jedinica do milijuna cm −3 (za usporedbu, koncentracija čestica u zraku na površini Zemlje iznosi 2,5⋅10 19 cm − 3 ), mase - od 100 do 10000 M [4] [9] [11] . Kontinuirani spektar u H II regijama je spektar toplinskog zračenja s maksimumom u ultraljubičastom području [3] .

Planetarne maglice

Maglica Helix - planetarna maglica

Planetarne maglice se ponekad promatraju kao tip područja H II, jer je materija u njima također ionizirana zračenjem zvijezde, ali ti objekti također imaju niz razlika. Planetarna maglica nastaje kada crveni div - zvijezda male ili srednje mase u kasnoj fazi evolucije - odbaci vlastitu ljusku, ostavljajući iz zvijezde vruću jezgru, koja ionizira materijal ljuske koja se raspada. Planetarne maglice koncentrirane su prema središtu Galaksije, njihov životni vijek ne prelazi nekoliko desetaka tisuća godina. Tipična planetarna maglica je maglica Helix [12] [13] [14] .

Temperature samih planetarnih maglica i zvijezda koje ih osvjetljavaju više su od onih u H II regijama: u jezgrama planetarnih maglica mogu doseći 1,5⋅10 5 K. U ovom slučaju, planetarne maglice su manje - ne više od nekoliko svjetlosnih godina, a manje mase - u prosjeku 0,3 M [3] [12] .

Šok-ionizirane maglice

Postoje maglice koje nisu ionizirane zračenjem, već udarnim valovima . U međuzvjezdanog medija, udarni valovi mogu biti kreirani kao rezultat eksplozije zvijezde - novae ili supernova , kao i za vrijeme jakog zvjezdanog vjetra [5] .

Poseban slučaj takvih maglica su ostaci supernove , koji se često smatraju vrstom emisione maglice. Na mjestu eksplozija supernove postoje već oko 100 tisuća godina, a u njima, osim udarnih valova, ionizaciji tvari pridonosi ultraljubičasto sinkrotronsko zračenje . Sinkrotronsko zračenje također stvara kontinuirani spektar ovih objekata [3] [5] [15] . Tipičan primjer ostatka supernove je Rakova maglica [16] .

Mehanizam zračenja

U emisionim maglicama dolazi do kontinuirane ionizacije i rekombinacije atoma plina koji čini maglicu. Atomi u maglici se ioniziraju ultraljubičastim zračenjem , štoviše, a rekombinacija se događa kaskadno: elektron se ne vraća odmah na prizemnu razinu, već prolazi kroz nekoliko pobuđenih stanja , tijekom prijelaza između kojih se emitiraju fotoni s nižom energijom nego onaj početne. Tako se ultraljubičasti fotoni u maglici "prerađuju" u optičku - dolazi do fluorescencije [17] [18] .

Broj fotona emitiranih u određenoj liniji po jedinici volumena u jedinici vremena proporcionalan je broju sudara iona s protonima. U uvjetima maglice, gotovo sva materija je ionizirana, a koncentracija iona približno jednak koncentraciji elektrona , dakle, površinski sjaj maglice je proporcionalan zbrojeno duž linije vida. Veličina (ili za homogenu maglicu duljine ) dobiven na ovaj način naziva se emisijska mjera , a koncentracija tvari može se procijeniti iz promatrane površinske svjetline[8] [19] .

Uzroci fluorescencije

Razlozi fluorescencije kvalitativno su opisani kako slijedi. Razmotrimo situaciju u kojoj je maglica osvijetljena zvijezdom koja emitira poput crnog tijela s temperaturom ... U ovom slučaju, spektralni sastav zračenja zvijezde u bilo kojoj točki opisan je Planckovom formulom za temperaturu , ali gustoća energije zračenja opada s povećanjem udaljenosti do zvijezde i na velikim udaljenostima odgovara mnogo nižoj temperaturi od ... U takvoj situaciji, prema zakonima termodinamike , pri interakciji s materijom zračenje bi se trebalo preraspodijeliti po frekvencijama – s visokih na niže, što se događa u maglicama [20] .

Ovaj fenomen je strože objašnjen Rosselandovim teoremom . Razmatra atome s tri moguće razine energije 1, 2, 3 prema rastućoj energiji i dva suprotna ciklička procesa: proces I s prijelazima 1 → 3 → 2 → 1 i proces II s prijelazima 1 → 2 → 3 → 1. Proces I apsorbira foton visoke energije i emitira dva fotona niske energije, dok proces II apsorbira dva fotona niske energije i emitira jedan fotona visoke energije. Naznačen je broj takvih procesa po jedinici vremena, odnosno i ... Teorem kaže da ako koeficijent razrjeđenja zvjezdanog zračenja mala, odnosno zvijezda je vidljiva pod malim čvrstim kutom (ovi parametri su povezani kao ), zatim , odnosno proces II događa se mnogo rjeđe od procesa I. Dakle, u emisionim maglicama, gdje je koeficijent razrjeđenja dovoljno mali i može biti 10 -14 , transformacija fotona visoke energije u fotone niske energije događa se reda veličine magnitude češće nego obrnuto [21] .

Interakcija zračenja s atomima

Možete razmotriti interakciju zračenja s atomima vodika, od kojih se maglica uglavnom sastoji. Gustoća materije i zračenja u maglici je vrlo niska, a tipični atom vodika je u ioniziranom stanju nekoliko stotina godina, sve dok se u nekom trenutku ne sudari s elektronom i rekombinira, a nakon nekoliko mjeseci ponovo ga ionizira ultraljubičasti foton. Razdoblje od nekoliko mjeseci puno je dulje od vremena tijekom kojeg atom spontanom emisijom prelazi u nepobuđeno (osnovno) stanje , stoga su gotovo svi neutralni atomi u neuzbuđenom stanju. To znači da je maglica neprozirna za fotone Lymanovog niza , što odgovara prijelazima iz osnovnog stanja, ali prozirna za fotone podređenog niza vodika[8] [22] .

Kada slobodni elektron uhvati proton , emitira se foton čija frekvencija ovisi o tome na kojoj se energetskoj razini elektron nalazi. Ako ovo nije glavna razina, tada emitirani foton napušta maglicu, budući da pripada podređenom nizu, a ako elektron udari u glavnu razinu, tada se emitira foton u Lymanovom nizu, koji se apsorbira u maglici, ionizirajući drugi atom i proces se ponavlja. Tako se prije ili kasnije u jednoj od podređenih serija emitira foton koji napušta maglicu. Isto se događa i sa spontanim prijelazima između razina: kada elektron prijeđe na bilo koju razinu osim prizemne, emitira se foton koji napušta maglicu, inače se emitira foton u Lymanovom nizu, koji se zatim apsorbira. U nekom trenutku, elektron će prijeći na drugu energetsku razinu i foton će biti emitiran u Balmerovom nizu ; nakon toga bit će moguć samo prijelaz s druge razine na prvu s emisijom fotona u Lyman-alfa liniji. Takav foton će se stalno apsorbirati i ponovno emitirati, ali će na kraju napustiti maglicu. To znači da se svaki ultraljubičasti foton koji ionizira atom vodika pretvara u određeni broj fotona, među kojima će biti foton u Balmerovom nizu i foton u Lyman-alfa liniji [23] .

Gore navedeno također znači da je ukupni intenzitet Balmerovih linija usko povezan sa snagom zračenja zvijezde koja ionizira maglicu u ultraljubičastom području. Zatim, promatrajući samo u optičkom rasponu , može se usporediti intenzitet zračenja zvijezde u njemu s intenzitetom Balmerovih linija i dobiti informacije o zračenju zvijezde u različitim dijelovima spektra. Ova metoda, nazvana Zanstra metoda , omogućuje procjenu temperature zvijezde. Slično razmišljanje može se proširiti i na druge atome, na primjer, helij . Istovremeno, za vodik, helij i ionizirani helij, ionizacijski potencijali su 13,6, 24,6 i 54,4 eV, redom, tako da luminoznost maglice u linijama ovih atoma odgovara svjetlini zvijezde u različitim dijelovima ultraljubičastom rasponu. Procjene temperature iste zvijezde iz linija različitih atoma mogu biti različite: to je zbog razlike između spektra zvijezde i spektra crnog tijela [24] .

Tijekom ionizacije zračenjem, relativni intenziteti Balmerovih linija praktički su neovisni o temperaturi - ovaj omjer između njih naziva se Balmerov dekrement . Balmerov dekrement uočen u mnogim maglicama razlikuje se od teoretski predviđenog zbog činjenice da je međuzvjezdana apsorpcija selektivna, odnosno na različite načine prigušuje zračenje različitih valnih duljina. Uspoređujući teoretski i promatrani Balmerov dekrement, može se odrediti veličina međuzvjezdanog izumiranja u Galaksiji [25] .

Niska učestalost sudara čestica omogućuje zabranjene prijelaze za atome kao što su kisik ili dušik , i, posljedično, zračenje u zabranjenim linijama : iako je životni vijek atoma u metastabilnom stanju prilično dug, ipak je puno kraći od prosjeka vrijeme između sudara i spontani prijelazi iz metastabilnih stanja također su mogući. Intenzitet zabranjenih linija može se koristiti za određivanje različitih parametara maglice: na primjer, intenzitet linija određenog atoma ili iona ovisi o sadržaju tog elementa u maglici [26][8] .

Šok uzbuđenje

Kada se atomi ioniziraju, pojavljuju se slobodni elektroni s određenom kinetičkom energijom. Stoga se udarna pobuda atoma događa i pri sudaru s takvim elektronima, nakon čega dolazi do spontane emisije . Ovaj mehanizam daje glavni doprinos emisiji atoma s malim ionizacijskim potencijalom , kao što je kisik . Za atome s visokim ionizacijskim potencijalom, posebno za vodik, udarna pobuda ne daje značajan doprinos ionizaciji, budući da je prosječna energija slobodnog elektrona u maglici puno manja od energije pobuđenja atoma vodika [27] .

Neke zabranjene linije odgovaraju prijelazima iz stanja koja su pobuđena udarima elektrona. To omogućuje mjerenje koncentracije elektrona i temperature elektrona : što je veća koncentracija, to su odgovarajuće razine naseljenije, ali ako je koncentracija previsoka, sudari će se dogoditi prečesto, atomi neće imati dovoljno vremena za prijelaz iz metastabilno stanje, a zabranjene linije će biti slabije. Elektronska temperatura je mjera prosječne kinetičke energije elektrona: određuje koji je udio elektrona sposoban pobuditi određeno stanje, stoga se može odrediti uspoređivanjem intenziteta zabranjenih linija jednog iona u različitim pobuđenim stanjima [26] .

Stupanj ionizacije

Emisiona maglica može biti ograničena vlastitom tvari ( engl. Gas-bounded maglica) ili zračenjem ( engl. Radiation-bounded maglica). U prvom slučaju ultraljubičasto zračenje dopire do svih dijelova oblaka, a vidljive granice maglice određene su veličinom i oblikom samog oblaka. U drugom slučaju ultraljubičasto zračenje nije dovoljno snažno da ionizira atome vodika u svim dijelovima oblaka, a vidljive granice maglice određene su snagom ultraljubičastog zračenja [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