Planetarna maglica

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
NGC 6543, maglica Mačje oko - unutarnja regija, slika u pseudo boji (crvena - H α (656,3 nm); plava - neutralni kisik, 630 nm; zelena - ionizirani dušik, 658,4 nm)

Planetarna magla je astronomski objekt koji je ljuska ioniziranog plina oko središnje zvijezde, bijelog patuljka . Nastaje izbacivanjem vanjskih slojeva crvenog diva ili supergiganta s masom od 0,8 do 8 solarnih masa u završnoj fazi njegove evolucije. Planetarne maglice su astronomski efemerni objekti koji postoje tek nekoliko desetaka tisuća godina (s životnim vijekom zvijezde pretka od nekoliko milijardi godina). Nemaju nikakve veze s planetima, a naziv su dobili zbog površne sličnosti kada se promatraju kroz teleskop. U našoj galaksiji poznato je oko 1500 planetarnih maglica.

Planetarne maglice karakterizira zaobljen oblik s jasnim rubom, no posljednjih godina, uz pomoć svemirskog teleskopa Hubble , u mnogim je planetarnim maglicama otkrivena vrlo složena i osebujna struktura. Samo oko jedne petine od njih su gotovo sferne . Mehanizmi koji stvaraju takvu raznolikost oblika ostaju nejasni. Vjeruje se da interakcija zvjezdanog vjetra i binarnih zvijezda , magnetskog polja i međuzvjezdanog medija može igrati veliku ulogu u tome.

Proces stvaranja planetarnih maglica, zajedno s eksplozijama supernove , igra važnu ulogu u kemijskoj evoluciji galaksija, izbacujući u međuzvjezdani prostor materijal obogaćen teškim elementima - produktima zvjezdane nukleosinteze (u astronomiji se svi elementi smatraju teškim, s iznimka proizvoda primarne nukleosinteze Velikog praska - vodika i helija kao što su ugljik , dušik , kisik i kalcij ).

Povijest istraživanja

Većina planetarnih maglica su blijedi objekti i općenito su nevidljivi golim okom. Prva otkrivena planetarna maglica bila je maglica Dumbbell u zviježđu Lisičarke : Charles Messier , koji je tragao za kometima , kada je sastavljao svoj katalog maglica (stacionarnih objekata koji izgledaju poput kometa kada promatraju nebo) 1764., katalogizirao ga je pod brojem M27. Godine 1784. William Herschel , otkrivač Urana , prilikom sastavljanja svog kataloga, izdvojio ih je u zasebnu klasu maglica ("klasa IV") [1] i nazvao ih planetarnim zbog sličnosti s diskom planeta [2 ] [3] .

Neobična priroda planetarnih maglica otkrivena je sredinom 19. stoljeća , s početkom korištenja spektroskopije u promatranjima. William Huggins postao je prvi astronom koji je dobio spektre planetarnih maglica - objekata koji su se isticali svojom neobičnošću:

Neki od najtajnovitijih od ovih izvanrednih objekata su oni koji, kada se gledaju teleskopski, izgledaju kao kružni ili blago ovalni diskovi. ... Izvanredna je i njihova zelenkasto-plava boja, iznimno rijetka za pojedinačne zvijezde. Osim toga, ove maglice ne pokazuju znakove središnjeg nakupljanja. Prema tim značajkama, planetarne se maglice oštro razlikuju kao objekti koji imaju svojstva koja su potpuno različita od svojstava Sunca i nepokretnih zvijezda . Iz tih razloga, a i zbog njihovog sjaja, izabrao sam ove maglice kao najprikladnije za spektroskopske studije [4] .

Kada je Huggins proučavao spektre maglica NGC 6543 ( Mačje oko ), M27 ( Bućica ), M57 ( Prsten ) i niz drugih, pokazalo se da se njihov spektar iznimno razlikuje od spektra zvijezda: svi spektri zvijezda do tada su dobiveni spektri apsorpcije (kontinuirani spektar s velikim brojem tamnih linija), dok su se spektri planetarnih maglica pokazali spektri emisije s malim brojem emisijskih linija , što je ukazivalo na njihovu prirodu, koja se bitno razlikuje od priroda zvijezda:

Nema sumnje da su maglice 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 ) i 27 M se ne mogu više smatrati nakupinama zvijezda istog tipa, kojima pripadaju nepokretne zvijezde i naše Sunce. <…> Ovi objekti imaju posebnu i drugačiju strukturu <…> te bismo objekte, po svoj prilici, trebali smatrati ogromnim masama užarenog plina ili pare [4] .

Drugi problem bio je kemijski sastav planetarnih maglica: Huggins je, u usporedbi s referentnim spektrima, uspio identificirati linije dušika i vodika , ali najsjajnija linija valne duljine 500,7 nm nije uočena u spektrima tadašnjeg poznatih kemijskih elemenata. Sugerirano je da ova linija odgovara nepoznatom elementu. Unaprijed je dobio ime nebulij - po analogiji s idejom koja je dovela do otkrića helija u spektralnoj analizi Sunca 1868 .

Pretpostavke o otkriću novog elementa nebulija nisu potvrđene. Početkom 20. stoljeća Henry Russell je postavio hipotezu da linija od 500,7 nm ne odgovara novom elementu, već starom elementu pod nepoznatim uvjetima.

Dvadesetih godina 20. stoljeća pokazalo se da u vrlo rijetkim plinovima atomi i ioni mogu prijeći u pobuđena metastabilna stanja, koja pri većim gustoćama ne mogu postojati dulje vrijeme zbog sudara čestica. Godine 1927. Bowen je identificirao liniju nebulija od 500,7 nm koja nastaje tijekom prijelaza iz metastabilnog stanja u osnovno stanje dvostruko ioniziranog atoma kisika (OIII) [5] . Spektralne linije ovog tipa, promatrane samo pri ekstremno niskim gustoćama, nazivaju se zabranjenim linijama . Stoga su spektroskopska promatranja omogućila procjenu gornje granice gustoće magličastog plina. Istovremeno, spektri planetarnih maglica dobiveni proreznim spektrometrima pokazali su "izvijanje" i cijepanje linija zbog Dopplerovih pomaka emitivnih područja maglice koja se kreću različitim brzinama, što je omogućilo procjenu brzina širenja planetarnih maglica. pri 20-40 km/s.

Unatoč prilično detaljnom razumijevanju strukture, sastava i mehanizma emitiranja planetarnih maglica, pitanje njihovog porijekla ostalo je otvoreno sve do sredine 1950-ih , sve dok I.S.Shklovsky nije primijetio da ako ekstrapoliramo parametre planetarnih maglica do trenutka kada su počele proširiti , tada se dobiveni skup parametara poklapa sa svojstvima atmosfera crvenih divova , a svojstva njihovih jezgri - sa svojstvima vrućih bijelih patuljaka [6] [7] . Trenutno je ova teorija nastanka planetarnih maglica potvrđena brojnim zapažanjima i proračunima.

Do kraja 20. stoljeća, poboljšanja u tehnologiji omogućila su detaljnije proučavanje planetarnih maglica. Svemirski teleskopi omogućili su proučavanje njihovih spektra izvan vidljivog raspona, što se prije nije moglo učiniti, provodeći promatranja sa Zemljine površine. Infracrvena i ultraljubičasta promatranja dala su novu, mnogo točniju procjenu temperature , gustoće i kemijskog sastava planetarnih maglica. Korištenje CCD tehnologije omogućilo je analizu znatno manje jasnih spektralnih linija. Korištenje svemirskog teleskopa Hubble otkrilo je iznimno složenu strukturu planetarnih maglica, za koje se prije smatralo da su jednostavne i homogene.

Općenito je prihvaćeno da su planetarne maglice spektralnog tipa P , iako se ova oznaka rijetko koristi u praksi.

Podrijetlo

Struktura simetrične planetarne maglice. Brzi zvjezdani vjetar (plave strelice) vrućeg bijelog patuljka - jezgra zvijezde (u sredini), sudarajući se s odbačenom školjkom - spori zvjezdani vjetar crvenog diva (crvene strelice), stvara gustu školjku (plava ), koji svijetli pod utjecajem ultraljubičastog zračenja jezgre

Planetarne maglice predstavljaju završnu evolucijsku fazu za mnoge zvijezde. Naše Sunce je zvijezda srednje veličine, sa samo malim brojem zvijezda koja ga premašuje po masi. Zvijezde s masom nekoliko puta većom od Sunca pretvaraju se u supernove u završnoj fazi svog postojanja. Zvijezde srednje i male mase na kraju evolucijskog puta stvaraju planetarne maglice.

Tipična zvijezda s masom nekoliko puta manjom od Sunca svijetli veći dio svog života zbog reakcija termonuklearne fuzije helija iz vodika u njenoj jezgri (često se koristi izraz "izgaranje" umjesto izraza "termonuklearna fuzija", u ovom slučaju izgaranje vodika). Energija koja se oslobađa u tim reakcijama sprječava da se zvijezda sruši pod silom vlastite gravitacije, čineći je tako stabilnom.

Nakon nekoliko milijardi godina, zaliha vodika nestaje, a energija postaje nedovoljna da zadrži vanjske slojeve zvijezde. Jezgra se počinje skupljati i zagrijavati. Trenutačno je temperatura jezgre Sunca približno 15 milijuna K , ali nakon što se iscrpi zaliha vodika, kompresija jezgre će uzrokovati porast temperature na razinu od 100 milijuna K. Istovremeno, vanjski slojevi se hlade i značajno povećavaju u veličini zbog vrlo visoke temperature zrna. Zvijezda se pretvara u crvenog diva . U ovoj fazi, jezgra se nastavlja skupljati i zagrijavati; kada temperatura dosegne 100 milijuna K , počinje proces sinteze ugljika i kisika iz helija .

Nastavak termonuklearnih reakcija sprječava daljnju kompresiju jezgre. Gorući helij ubrzo tvori inertnu jezgru od ugljika i kisika okruženu ljuskom gorućeg helija. Reakcije fuzije koje uključuju helij vrlo su osjetljive na temperaturu. Brzina reakcije je proporcionalna T 40 , odnosno povećanje temperature za samo 2% dovest će do udvostručenja brzine reakcije. To čini zvijezdu vrlo nestabilnom: mali porast temperature uzrokuje brzo povećanje brzine reakcije, povećavajući oslobađanje energije, što zauzvrat uzrokuje porast temperature. Gornji slojevi gorućeg helija počinju se brzo širiti, temperatura pada, a reakcija se usporava. Sve to može biti uzrok snažnih pulsacija, ponekad dovoljno jakih da značajan dio atmosfere zvijezde izbace u svemir.

Izbačeni plin tvori omotač koji se širi oko izložene jezgre zvijezde. Kako se sve više atmosfere odvaja od zvijezde, nastaju sve dublji slojevi s višim temperaturama. Kada gola površina ( fotosfera zvijezde) dosegne temperaturu od 30 000 K, energija emitiranih ultraljubičastih fotona postaje dovoljna da ionizira atome u izbačenoj tvari, zbog čega svijetli. Tako oblak postaje planetarna maglica.

Životni vijek

Računalna simulacija formiranja planetarne maglice od zvijezde s nepravilnim diskom, koja ilustrira kako mala početna asimetrija može rezultirati formiranjem objekta sa složenom strukturom.

Materija planetarne maglice raspršuje se od središnje zvijezde brzinom od nekoliko desetaka kilometara u sekundi. U isto vrijeme, kako materija istječe, središnja zvijezda se hladi, emitirajući ostatke energije; termonuklearne reakcije prestaju, jer zvijezda sada nema dovoljno mase da održi temperaturu potrebnu za sintezu ugljika i kisika. Na kraju će se zvijezda dovoljno ohladiti da prestane emitirati dovoljno ultraljubičastog zračenja da ionizira udaljenu ljusku plina. Zvijezda postaje bijeli patuljak , a oblak plina se rekombinira i postaje nevidljiv. Za tipičnu planetarnu maglicu, vrijeme od formiranja do rekombinacije je 10 000 godina.

Galaktički reciklirači

Planetarne maglice igraju značajnu ulogu u evoluciji galaksija. Rani svemir sastojao se uglavnom od vodika i helija , od kojih su nastale zvijezde tipa II . Ali tijekom vremena, kao rezultat termonuklearne fuzije u zvijezdama, nastali su teži elementi. Dakle, materija planetarnih maglica ima visok sadržaj ugljika , dušika i kisika , a kako se širi i prodire u međuzvjezdani prostor, obogaćuje je ovim teškim elementima, koje astronomi općenito nazivaju metalima .

Sljedeće generacije zvijezda, formiranih od međuzvjezdane materije, sadržavat će veću početnu količinu teških elemenata. Iako njihov udio u sastavu zvijezda ostaje beznačajan, njihova prisutnost značajno mijenja životni ciklus zvijezda tipa I (vidi Zvjezdana populacija ).

Tehnički podaci

fizičke karakteristike

Tipična planetarna maglica ima prosječnu duljinu od jedne svjetlosne godine i sastoji se od vrlo razrijeđenog plina gustoće od oko 1000 čestica po cm³, što je zanemarivo u usporedbi, na primjer, s gustoćom Zemljine atmosfere, ali oko 10- 100 puta veća od gustoće međuplanetarnog prostora za udaljenost Zemljine orbite od Sunca. Mlade planetarne maglice imaju najveću gustoću, koja ponekad doseže 10 6 čestica po cm³. Kako maglice stare, njihovo širenje dovodi do smanjenja gustoće.

Zračenje središnje zvijezde zagrijava plinove do temperature reda od 10 000 K. Paradoksalno, temperatura plina često raste s povećanjem udaljenosti od središnje zvijezde. To je zato što što više energije foton ima, manja je vjerojatnost da će ga se apsorbirati. Stoga se fotoni niske energije apsorbiraju u unutarnjim dijelovima maglice, dok se preostali fotoni visoke energije apsorbiraju u vanjskim područjima, uzrokujući porast njihove temperature.

Maglice se mogu kategorizirati kao siromašne materijom i siromašne zračenjem . Prema ovoj terminologiji, u prvom slučaju, maglica nema dovoljno materije da apsorbira sve ultraljubičaste fotone koje emitira zvijezda. Stoga je vidljiva maglica potpuno ionizirana. U drugom slučaju, središnja zvijezda emitira nedovoljno ultraljubičastih fotona da ionizira sav okolni plin, a ionizacijski front prelazi u neutralni međuzvjezdani prostor.

Budući da je većina plina planetarne maglice ionizirana (tj. plazma ), magnetska polja imaju značajan utjecaj na njezinu strukturu, uzrokujući fenomene poput vlaknaste i nestabilnosti plazme.

Količina i distribucija

Danas postoji 1500 poznatih planetarnih maglica u našoj galaksiji od 200 milijardi zvijezda. Njihov kratki životni vijek u usporedbi sa zvjezdanim životom razlog je njihovog malog broja. U osnovi, svi leže u ravnini Mliječne staze , a većina ih je koncentrirana blizu središta galaksije i praktički se ne promatraju u zvjezdanim jatama.

Korištenje CCD-ova umjesto fotografskog filma u astronomskim istraživanjima značajno je proširilo popis poznatih planetarnih maglica.

Struktura

Većina planetarnih maglica je simetrična i gotovo sferna , što ih ne sprječava da imaju mnogo vrlo složenih oblika. Otprilike 10% planetarnih maglica je praktički bipolarno, a samo mali broj je asimetričan. 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