Ovaj članak je među dobrim člancima

Emisiona maglina

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu

Emisije (samosvjetleći) maglina je međuzvjezdanog oblaka emituju u optički opsegu zbog ionizacije vlastite gasa. Spektri takvih maglina pokazuju jake emisione linije , uključujući i one zabranjene , na pozadini slabog kontinuiranog spektra. Emisione magline mogu biti različite prirode: to mogu biti, na primjer, H II regije ili planetarne magline .

Mehanizam emisije emisionih maglina objašnjava se fluorescencijom : foton u ultraljubičastom opsegu apsorbira atom i ionizira ga, a zatim se, kao rezultat rekombinacije i lanca spontanih prijelaza, emituju fotoni niže energije, uključujući u optičkom opsegu .

Specifikacije

Opis

Emisione (samosvjetleće) magline, kao i druge magline , su međuzvjezdani oblaci plina i prašine koji se ističu na nebu. Emituju u optičkom opsegu , pa spadaju u difuzne (svjetlosne) magline [1] . Emisione magline sijaju zbog jonizacije sopstvenog gasa, za razliku od reflektujućih maglina koje sijaju samo reflektovanom svetlošću zvezda . Temperature, veličine i mase takvih maglina mogu se značajno razlikovati (vidi dolje [⇨] ) [2] [3] [4] .

Emisione magline se ponekad nazivaju "gasovitim" maglinama, suprotstavljajući ih "prašnjavim" maglinama - tamnim i reflektirajućim. Ova podjela ne odražava sastav, jer je odnos plina i prašine približno isti u različitim maglinama, ali je uzrokovan činjenicom da se sjaj plina uočava u "gasovitim" maglinama, a u "prašnjavim" posmatračkim manifestacijama - refleksiji ili apsorpcija svjetlosti - uzrokovane su prašinom [5] .

Spektri emisionih maglina su emisione prirode: u njima se uočavaju jake emisione linije , uključujući i one zabranjene . Kontinuirani spektar je slab, a njegov oblik ovisi o vrsti emisione magline (vidi dolje [⇨] ). Ovo omogućava razlikovanje emisije od reflektirajućih maglina: spektar ovih potonjih je kontinuiran, poput zvijezda, čiju svjetlost reflektiraju. U spektrima emisionih maglina najuočljivije linije su vodonik , posebno H-alfa , linije neutralnog i jonizovanog helijuma , zabranjene linije dvostruko jonizovanog kiseonika i drugi elementi su takođe jaki [3] [4][6] .

Vrste emisionih maglina

Emisione magline mogu biti različite prirode: to mogu biti, na primjer, H II regije ili planetarne magline [4] [5] . Ostaci supernove se takođe često nazivaju emisionim maglinama [2] [3] .

Područja H II

Regije H II su međuzvjezdani oblaci, čija materija je jonizovana zračenjem mladih, sjajnih zvijezda ranih spektralnih tipova - O i B sa temperaturama iznad 2⋅10 4 K[7][8] [9] [10] . U regijama H II odvija se aktivno formiranje zvijezda , njihov životni vijek nije duži od nekoliko miliona godina, a koncentrisane su uglavnom u galaktičkim spiralnim krakovima . Tipično područje H II je Orionova maglina [11] .

Temperature takvih objekata su reda veličine 10 4 K. Po pravilu, njihove se veličine kreću od manje od jedne svjetlosne godine do nekoliko stotina, koncentracije čestica se kreću od jedinica do miliona cm −3 (za poređenje, 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 toplotnog zračenja sa maksimumom u ultraljubičastom području [3] .

Planetarne magline

Maglina Helix - planetarna maglina

Planetarne magline se ponekad posmatraju kao tip H II regiona, jer se materija u njima takođe jonizuje zračenjem zvezde, ali ovi objekti takođe imaju niz razlika. Planetarna maglina nastaje kada crveni div - zvijezda male ili srednje mase u kasnoj fazi evolucije - odbaci sopstvenu ljusku, ostavljajući vrelo jezgro od zvijezde, koje ionizira materijal ljuske koja se raspada. Planetarne magline su koncentrisane prema centru Galaksije, njihov životni vek ne prelazi nekoliko desetina hiljada godina. Tipična planetarna maglina je maglina Helix [12] [13] [14] .

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

Šok-jonizovane magline

Postoje magline koje se jonizuju ne zračenjem, već udarnim talasima . U međuzvjezdanom mediju udarni valovi mogu nastati kao rezultat eksplozija zvijezda - novih ili supernova , kao i prilikom jakog zvjezdanog vjetra [5] .

Poseban slučaj takvih maglina su ostaci supernove , koji se često smatraju vrstom emisione magline. Oni postoje oko 100 hiljada godina na mestu eksplozija supernove, a u njima, pored udarnih talasa, ultraljubičasto sinhrotronsko zračenje doprinosi jonizaciji materije. Sinhrotronsko zračenje također stvara kontinuirani spektar ovih objekata [3] [5] [15] . Tipičan primjer ostatka supernove je Rakova maglina [16] .

Mehanizam zračenja

U emisionim maglinama dolazi do kontinuirane jonizacije i rekombinacije atoma gasa koji čini maglinu. Atomi u magli su jonizovani ultraljubičastim zračenjem , štaviše, a rekombinacija se dešava kaskadno: elektron se ne vraća odmah na nivo zemlje, već prolazi kroz nekoliko pobuđenih stanja , tokom prelaza između kojih se emituju fotoni sa nižom energijom. nego kod početnog. Tako se ultraljubičasti fotoni u maglini "prerađuju" u optičku - dolazi do fluorescencije [17] [18] .

Broj fotona emitovanih u određenoj liniji po jedinici zapremine u jedinici vremena proporcionalan je broju sudara jona sa protonima. U uslovima magline, skoro sva materija je jonizovana, a koncentracija jona približno jednak koncentraciji elektrona , dakle, površinski sjaj magline je proporcionalan zbrojeno duž linije vida. Veličina (ili za homogenu maglinu dužine ) dobijena na ovaj način naziva se emisiona mjera , a koncentracija tvari može se procijeniti iz uočene površinske svjetlosti[8] [19] .

Uzroci fluorescencije

Razlozi fluorescencije kvalitativno su opisani na sljedeći način. Zamislite situaciju u kojoj je maglina obasjana zvijezdom koja emituje poput crnog tijela s temperaturom ... U ovom slučaju, spektralni sastav zračenja zvijezde u bilo kojoj tački opisan je Planckovom formulom za temperaturu , ali gustina energije zračenja opada sa povećanjem udaljenosti do zvijezde i na velikim udaljenostima odgovara mnogo nižoj temperaturi od ... U takvoj situaciji, prema zakonima termodinamike , pri interakciji sa materijom, zračenje treba preraspodijeliti po frekvencijama – od visokih do nižih, što se i događa u maglinama [20] .

Ovaj fenomen je strožije objašnjen Rosselandovom teoremom . On razmatra atome sa tri moguća energetska nivoa 1, 2, 3 po redu povećanja energije i dva suprotna ciklična procesa: proces I sa prelazima 1 → 3 → 2 → 1 i proces II sa prelazima 1 → 2 → 3 → 1. Proces I apsorbuje foton visoke energije i emituje dva fotona niske energije, dok proces II apsorbuje dva fotona niske energije i emituje jedan fotona visoke energije. Naznačen je broj takvih procesa po jedinici vremena, odnosno i ... Teorema kaže da ako je koeficijent razrjeđenja zvjezdanog zračenja mala, odnosno zvijezda je vidljiva pod malim solidnim uglom (ovi parametri su povezani kao ), onda , odnosno proces II se dešava mnogo rjeđe od procesa I. Dakle, u emisionim maglinama, 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 sa atomima

Možete razmotriti interakciju zračenja sa atomima vodika, od kojih se maglina uglavnom sastoji. Gustina materije i zračenja u maglini je veoma niska, a tipičan atom vodika je u jonizovanom stanju nekoliko stotina godina, sve dok se u nekom trenutku ne sudari sa elektronom i rekombinuje, a nakon nekoliko meseci ponovo se ionizira ultraljubičasti foton. Period od nekoliko mjeseci je mnogo duži od vremena tokom kojeg atom spontanom emisijom prelazi u nepobuđeno (osnovno) stanje ; stoga su gotovo svi neutralni atomi u nepobuđenom stanju. To znači da je maglina neprozirna za fotone Lajmanove serije , što odgovara prijelazima iz osnovnog stanja, ali prozirna za fotone podređene serije vodonika[8] [22] .

Kada slobodni elektron uhvati proton , emituje se foton čija frekvencija zavisi od toga na kom se energetskom nivou elektron nalazi. Ako ovo nije glavni nivo, onda emitovani foton napušta maglinu, pošto pripada podređenoj seriji, a ako elektron udari u glavni nivo, tada se emituje foton u Lymanovom nizu, koji se apsorbuje u maglini, jonizuju drugi atom i proces se ponavlja. Dakle, prije ili kasnije, foton se emituje u jednoj od podređenih serija, koji napušta maglinu. Isto se dešava sa spontanim prelazima između nivoa: kada elektron pređe na bilo koji nivo osim prizemnog, emituje se foton, koji napušta maglinu, u suprotnom se emituje foton u Lyman seriji, koji se zatim apsorbuje. U nekom trenutku, elektron će preći na drugi energetski nivo i foton će biti emitovan u Balmerovoj seriji ; nakon toga će biti moguć samo prijelaz sa drugog nivoa na prvi uz emisiju fotona u Lyman-alfa liniji. Takav foton će se stalno apsorbovati i ponovo emitovati, ali će na kraju napustiti maglinu. 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 ukupan intenzitet Balmerovih linija usko povezan sa snagom zračenja zvijezde koja jonizuje maglinu u ultraljubičastom opsegu. Zatim, posmatrajući samo u optičkom opsegu , može se uporediti intenzitet zračenja zvezde u njemu sa intenzitetom Balmerovih linija i dobiti informacije o zračenju zvezde u različitim delovima spektra. Ova metoda, nazvana Zanstra metoda , omogućava vam da procijenite temperaturu zvijezde. Slično razmišljanje može se proširiti i na druge atome, na primjer, helijum . Istovremeno, za vodonik, helijum i jonizovani helijum potencijali jonizacije su 13,6, 24,6 i 54,4 eV, respektivno, tako da luminoznost magline u linijama ovih atoma odgovara luminoznosti zvezde u različitim delovima ultraljubičastom opsegu. Procjene temperature iste zvijezde iz linija različitih atoma mogu biti različite: to je zbog razlike između spektra zvijezde i spektra crnog tijela [24] .

Tokom jonizacije zračenjem, relativni intenziteti Balmerovih linija su praktično nezavisni od temperature - ovaj odnos između njih naziva se Balmerov dekrement . Balmerov dekrement uočen u mnogim maglinama razlikuje se od teorijski predviđenog zbog činjenice da je međuzvjezdana apsorpcija selektivna, odnosno da na različite načine slabi zračenje na različitim valnim dužinama. Upoređujući teoretski i uočeni Balmerov dekrement, može se odrediti veličina međuzvjezdanog izumiranja u Galaksiji [25] .

Niska frekvencija sudara čestica omogućava 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 mnogo kraći od prosjeka moguće je i vrijeme između sudara i spontanih prijelaza iz metastabilnih stanja. Intenzitet zabranjenih linija može se koristiti za određivanje različitih parametara magline: na primjer, intenzitet linija određenog atoma ili jona ovisi o sadržaju ovog elementa u maglini [26][8] .

Šok uzbuđenje

Kada se atomi joniziraju, pojavljuju se slobodni elektroni s određenom kinetičkom energijom. Dakle, udarna pobuda atoma se dešava i pri sudaru sa takvim elektronima, nakon čega dolazi do spontane emisije . Ovaj mehanizam daje glavni doprinos emisiji atoma sa malim jonizacionim potencijalom , kao što je kiseonik . Za atome sa visokim jonizacionim potencijalom, posebno za vodonik, udarna pobuda ne daje značajan doprinos ionizaciji, jer je prosječna energija slobodnog elektrona u maglini mnogo manja od energije pobude atoma vodika [27] .

Neke zabranjene linije odgovaraju prijelazima iz stanja koja su pobuđena udarima elektrona. Ovo omogućava mjerenje koncentracije elektrona i temperature elektrona : što je veća koncentracija, to su odgovarajući nivoi naseljeniji, ali ako je koncentracija previsoka, sudari će se događati prečesto, atomi neće imati dovoljno vremena da pređu iz metastabilno stanje, a zabranjene linije će biti slabije. Elektronska temperatura je mjera prosječne kinetičke energije elektrona: određuje koji je dio elektrona sposoban pobuditi određeno stanje, stoga se može odrediti poređenjem intenziteta zabranjenih linija jednog jona u različitim pobuđenim stanjima [26] .

Stepen jonizacije

Emisiona maglina može biti ograničena sopstvenom supstancom ( engl. Gas-bounded nebula) ili zračenjem ( engl. Radiation-bounded nebula). U prvom slučaju ultraljubičasto zračenje dopire do svih dijelova oblaka, a vidljive granice magline 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 magline 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