Planetarna maglina

Iz Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na navigaciju Idi na pretragu
NGC 6543, maglina Mačje oko - unutrašnji region, slika u pseudo boji (crvena - H α (656,3 nm); plava - neutralni kiseonik, 630 nm; zelena - jonizovani azot, 658,4 nm)

Planetarna magla je astronomski objekat koji je školjka jonizovanog gasa oko centralne zvezde, belog patuljka . Nastaje izbacivanjem vanjskih slojeva crvenog diva ili supergiganta s masom od 0,8 do 8 solarnih masa u završnoj fazi njegove evolucije. Planetarne magline su astronomski efemerni objekti koji postoje samo nekoliko desetina hiljada godina (sa životnim vijekom zvijezde pretka od nekoliko milijardi godina). Nemaju nikakve veze sa planetama i nazvani su zbog površne sličnosti kada se posmatraju kroz teleskop. U našoj galaksiji poznato je oko 1500 planetarnih maglina.

Planetarne magline odlikuju se zaobljenim oblikom sa jasnim rubom, ali je posljednjih godina, uz pomoć svemirskog teleskopa Hubble , u mnogim planetarnim maglinama otkrivena vrlo složena i osebujna struktura. Samo oko jedne petine njih su skoro sferne . Mehanizmi koji stvaraju takvu raznolikost oblika ostaju nejasni. Vjeruje se da interakcija zvjezdanog vjetra i binarnih zvijezda , magnetnog polja i međuzvjezdanog medija može igrati veliku ulogu u tome.

Proces formiranja planetarnih maglina, zajedno sa eksplozijama supernove , igra važnu ulogu u hemijskoj evoluciji galaksija, izbacujući u međuzvezdani prostor materijal obogaćen teškim elementima - produktima zvezdane nukleosinteze (u astronomiji se svi elementi smatraju teškim, sa izuzetak proizvoda primarne nukleosinteze Velikog praska - vodonika i helijuma kao što su ugljenik , azot , kiseonik i kalcijum ).

Istorija istraživanja

Većina planetarnih maglina su blijedi objekti i općenito su nevidljivi golim okom. Prva planetarna maglina koja je otkrivena bila je maglina Dumbbell u sazviježđu Lisičarke : Charles Messier , koji je tragao za kometama , kada je sastavljao svoj katalog maglina (stacionarnih objekata koji izgledaju kao komete kada posmatraju nebo) 1764., katalogizirao ga je pod brojem M27. Godine 1784. William Herschel , otkrivač Urana , prilikom sastavljanja svog kataloga, izdvojio ih je u posebnu klasu maglina ("klasa IV") [1] i nazvao ih planetarnim zbog sličnosti sa diskom planete [2]. ] [3] .

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

Neki od najmisterioznijih od ovih izuzetnih objekata su oni koji, kada se gledaju teleskopski, izgledaju kao kružni ili blago ovalni diskovi. ... Izvanredna je i njihova zelenkasto-plava boja, izuzetno retka za pojedinačne zvezde. Osim toga, ove magline ne pokazuju znakove centralnog nakupljanja. Prema ovim osobinama, planetarne magline se oštro razlikuju kao objekti koji imaju svojstva koja su potpuno drugačija od svojstava Sunca i nepokretnih zvijezda . Iz tih razloga, a i zbog njihovog sjaja, izabrao sam ove magline kao najpogodnije za spektroskopske studije [4] .

Kada je Huggins proučavao spektre maglina NGC 6543 ( Mačje oko ), M27 ( Bućica ), M57 ( Prsten ) i niza drugih, pokazalo se da se njihov spektar izuzetno razlikuje od spektra zvijezda: svi spektri zvijezda do tada su dobijeni spektri apsorpcije (kontinuirani spektar sa velikim brojem tamnih linija), dok su se spektri planetarnih maglina ispostavili kao emisioni spektri sa malim brojem emisionih linija , što je ukazivalo na njihovu prirodu, koja se suštinski razlikuje od priroda zvijezda:

Nema sumnje da su magline 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 jatima zvijezda istog tipa, kojima pripadaju fiksne zvijezde i naše Sunce. <…> Ovi objekti imaju posebnu i drugačiju strukturu <…> mi bi, po svoj prilici, te objekte trebali smatrati ogromnim masama užarenog plina ili pare [4] .

Drugi problem je bio hemijski sastav planetarnih maglina: Huggins je, u poređenju sa referentnim spektrima, uspeo da identifikuje linije azota i vodonika , ali najsjajnija od linija talasne dužine od 500,7 nm nije uočena u spektrima tadašnjih poznatih hemijskih elemenata. Predloženo je da ova linija odgovara nepoznatom elementu. Unaprijed je dobio ime nebulijum - po analogiji sa idejom koja je dovela do otkrića helijuma u spektralnoj analizi Sunca 1868. godine .

Pretpostavke o otkriću novog elementa nebulija nisu potvrđene. Početkom 20. stoljeća, Henry Russell je pretpostavio 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 dugo vremena zbog sudara čestica. Godine 1927. Bowen je identificirao liniju nebulijuma od 500,7 nm koja nastaje tokom prijelaza iz metastabilnog stanja u osnovno stanje dvostruko joniziranog atoma kisika (OIII) [5] . Spektralne linije ovog tipa, koje se opažaju samo pri ekstremno malim gustoćama, nazivaju se zabranjenim linijama . Tako su spektroskopska opažanja omogućila procjenu gornje granice gustine magličastog plina. Istovremeno, spektri planetarnih maglina dobijeni prorezanim spektrometrima pokazali su "izvijanje" i cijepanje linija zbog Doplerovih pomaka emitivnih područja magline koja se kreću različitim brzinama, što je omogućilo procjenu brzina širenja planetarnih maglina. na 20-40 km/s.

Uprkos prilično detaljnom razumevanju strukture, sastava i emisionog mehanizma planetarnih maglina, pitanje njihovog porekla ostalo je otvoreno sve do sredine 1950-ih , sve dok I.S.Shklovsky nije primetio da ako ekstrapoliramo parametre planetarnih maglina do trenutka kada su počele da se proširiti , tada se rezultujući skup parametara poklapa sa svojstvima atmosfera crvenih divova , a svojstva njihovih jezgara - sa svojstvima vrućih bijelih patuljaka [6] [7] . Trenutno je ova teorija o nastanku planetarnih maglina potvrđena brojnim zapažanjima i proračunima.

Do kraja 20. stoljeća, poboljšanja u tehnologiji omogućila su detaljnije proučavanje planetarnih maglina. Svemirski teleskopi omogućili su proučavanje njihovih spektra izvan vidljivog raspona, što ranije nije bilo moguće, vršeći opservacije sa površine Zemlje . Infracrvena i ultraljubičasta posmatranja dala su novu, mnogo precizniju procenu temperature , gustine i hemijskog sastava planetarnih maglina. Upotreba CCD tehnologije omogućila je analizu znatno manje jasnih spektralnih linija. Upotreba svemirskog teleskopa Hubble otkrila je izuzetno složenu strukturu planetarnih maglina, za koje se ranije smatralo da su jednostavne i homogene.

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

Porijeklo

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

Planetarne magline predstavljaju završnu evolucijsku fazu mnogih zvijezda. Naše Sunce je zvijezda srednje veličine, sa samo malim brojem zvijezda koje ga premašuju 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 magline.

Tipična zvijezda s masom nekoliko puta manjom od Sunca sija veći dio svog života zbog reakcija termonuklearne fuzije helijuma iz vodika u njenom jezgru (često se koristi izraz "sagorijevanje" umjesto izraza "termonuklearna fuzija", u ovom slučaju, sagorevanje vodonika). Energija koja se oslobađa u ovim reakcijama sprečava da se zvijezda sruši pod silom vlastite gravitacije, čineći je tako stabilnom.

Nakon nekoliko milijardi godina, zalihe vodonika nestaju, a energija postaje nedovoljna da zadrži vanjske slojeve zvijezde. Jezgro počinje da se skuplja i zagrijava. Trenutno je temperatura jezgra Sunca približno 15 miliona K , ali nakon što se iscrpi zaliha vodonika, kompresija jezgra će uzrokovati porast temperature na nivo od 100 miliona K. Istovremeno, vanjski slojevi se hlade i značajno povećavaju veličinu zbog veoma visoke temperature zrna. Zvezda se pretvara u crvenog diva . U ovoj fazi, jezgro nastavlja da se skuplja i zagrijava; kada temperatura dostigne 100 miliona K , počinje proces sinteze ugljika i kiseonika iz helijuma .

Nastavak termonuklearnih reakcija sprečava dalju kompresiju jezgra. Gorući helijum ubrzo formira inertno jezgro od ugljika i kiseonika okruženo omotačem zapaljenog helijuma. Reakcije fuzije koje uključuju helijum su vrlo osjetljive na temperaturu. Brzina reakcije je proporcionalna T 40 , odnosno povećanje temperature za samo 2% će dovesti 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 zapaljenog helija počinju se brzo širiti, temperatura opada, a reakcija se usporava. Sve to može biti uzrok snažnih pulsacija, ponekad dovoljno jakih da značajan dio atmosfere zvijezde izbace u svemir.

Izbačeni plin formira omotač koji se širi oko izloženog jezgra zvijezde. Kako se sve više i više atmosfere odvaja od zvijezde, nastaju sve dublji slojevi s višim temperaturama. Kada gola površina ( fotosfera zvijezde) dostigne temperaturu od 30.000 K, energija emitiranih ultraljubičastih fotona postaje dovoljna da ionizira atome u izbačenoj materiji, zbog čega svijetli. Tako oblak postaje planetarna maglina.

Životni vijek

Kompjuterska simulacija formiranja planetarne magline od zvijezde s nepravilnim diskom, koja ilustruje kako mala početna asimetrija može rezultirati formiranjem objekta sa složenom strukturom.

Materija planetarne magline se raspršuje od centralne zvijezde brzinom od nekoliko desetina kilometara u sekundi. Istovremeno, kako materija izlazi, centralna zvezda se hladi, emitujući ostatke energije; termonuklearne reakcije prestaju, jer zvijezda sada nema dovoljno mase da održi temperaturu potrebnu za sintezu ugljika i kisika. Na kraju, zvijezda će se dovoljno ohladiti da prestane emitovati dovoljno ultraljubičastog zračenja da jonizuje udaljeni omotač plina. Zvezda postaje beli patuljak , a oblak gasa se rekombinuje i postaje nevidljiv. Za tipičnu planetarnu maglicu, vrijeme od formiranja do rekombinacije je 10.000 godina.

Galactic Recyclers

Planetarne magline igraju značajnu ulogu u evoluciji galaksija. Rani univerzum se sastojao uglavnom od vodonika i helijuma , od kojih su formirane zvijezde tipa II . Ali s vremenom, kao rezultat termonuklearne fuzije u zvijezdama, nastali su teži elementi. Dakle, materija planetarnih maglina 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 .

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

Specifikacije

fizičke karakteristike

Tipična planetarna maglina ima prosječnu dužinu od jedne svjetlosne godine i sastoji se od vrlo razrijeđenog plina gustine od oko 1000 čestica po cm³, što je zanemarljivo u poređenju, na primjer, sa gustinom Zemljine atmosfere, ali oko 10- 100 puta veća od gustine međuplanetarnog prostora za udaljenost Zemljine orbite od Sunca. Mlade planetarne magline imaju najveću gustinu, ponekad dostižući 10 6 čestica po cm³. Kako magline stare, njihovo širenje dovodi do smanjenja gustine.

Zračenje centralne zvezde zagreva gasove do temperature reda od 10.000 K. Paradoksalno, temperatura gasa često raste sa povećanjem udaljenosti od centralne zvezde. To je zato što što foton ima više energije, manja je vjerovatnoća da će biti apsorbiran. Stoga se fotoni niske energije apsorbuju u unutrašnjim dijelovima magline, dok se preostali fotoni visoke energije apsorbuju u vanjskim područjima, uzrokujući porast njihove temperature.

Magline se mogu kategorisati kao siromašne materijom i siromašne radijacijom . Prema ovoj terminologiji, u prvom slučaju, maglina nema dovoljno materije da apsorbuje sve ultraljubičaste fotone koje emituje zvezda. Stoga je vidljiva maglina potpuno jonizirana. U drugom slučaju, centralna zvijezda emituje nedovoljno ultraljubičastih fotona da ionizira sav okolni plin, a front ionizacije prelazi u neutralni međuzvjezdani prostor.

Pošto je većina gasa planetarne magline jonizovana (tj. plazma ), magnetna polja imaju značajan uticaj na njenu strukturu, uzrokujući fenomene kao što su vlaknasta i nestabilnost plazme.

Količina i distribucija

Danas postoji 1.500 poznatih planetarnih maglina u našoj galaksiji od 200 milijardi zvijezda. Njihov kratak životni vijek u poređenju sa zvjezdanim životom razlog je njihovog malog broja. U osnovi, svi leže u ravni Mliječnog puta , a većina ih je koncentrisana blizu centra galaksije i praktički se ne primjećuju u zvjezdanim jatima.

Upotreba CCD-a umjesto fotografskog filma u astronomskim istraživanjima značajno je proširila listu poznatih planetarnih maglina.

Struktura

Većina planetarnih maglina su simetrične i gotovo sferne , što ih ne sprječava da imaju mnogo vrlo složenih oblika. Otprilike 10% planetarnih maglina su praktično bipolarne, 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