Планетарная туманность

NGC 6543, Туманность Кошачий Глаз - внутренняя область, изображение в псевдокольори (красный - H α; синий - нейтральный кислород, 630 нм; зеленый - ионизированный азот, 658.4 нм).

Планетарная туманность - астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоев (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов массой 2.5-8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность - мимолетное (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время [ Когда? ] в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, вместе со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвездное пространство материал, обогащенный тяжелыми элементами - продуктами звездного нуклеосинтеза (в астрономии тяжелыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва - водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).

В последние годы с помощью снимков, полученных космическим телескопом Хаббл, удалось выяснить, что многие планетарных туманностей имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что примерно пятая часть из них колосферичну форму, большинство не обладает ни сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, до конца не выяснено. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звездного ветра и двойных звезд, магнитного поля и межзвездной среды.


1. История исследований

Туманность Гантель в условных цветах

Планетарные туманности в большинстве своем являются тусклыми объектами и, как правило, не видны невооруженным глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички: Шарль Мессье, занимавшийся поиском комет, при составлении своего каталога туманностей (неподвижных объектов, похожих при наблюдении неба на кометы) в 1764 году унес ее в каталог под номером M27. В 1784 г. Уильям Гершель, первооткрыватель Урана, при составлении своего каталога выделил их в отдельный класс туманностей (class IV nebulae) [1] и предложил для них термин "планетарная туманность" из-за их видимую схожесть с диском Урана.

Необычность природы планетарных туманностей оказалась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Гаггинс стал первым астрономом, который получил спектры планетарных туманностей, - объектов, которые выделялись своей необычностью:

"Одними из самых загадочных из этих замечательных объектов являются те, которые при телескопическом наблюдении имеют вид круглых или слегка овальных дисков ... Прекрасный и их зеленовато-голубой цвет, редчайший для одиночных звезд. Кроме того, в этих туманностях нет признаков центрального сгущения. По этим признакам планетарные туманности резко выделяются как объекты, которым обладают свойствами, которые абсолютно отличаются от свойств Солнца и неподвижных звезд. Из этих соображений, а также благодаря их яркости, я выбрал эти туманности как наиболее подходящие для спектроскопического исследования " [2]

При изучении Гаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз), M27 (Гантель), M57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звезд: все полученные к тому времени спектры звезд были спектрами поглощения ( непрерывный спектр с большим количеством темных линий), тогда как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, что в корне отличается от природы звезд:

Несомненно, что туманности 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) и 27 M не могут больше считаться скопления звезд того же типа, к которым относятся неподвижные звезды и наше Солнце. <.> Эти объекты обладают особой и отличной от них структурой <.> Мы, вероятно, должны считать эти объекты огромными массами газа или пара, светящимся. [3]

Другой проблемой был химический состав планетарных туманностей: Гаггинс сравнением с эталонными спектрами сумел идентифициировать линии азота и водорода, однако самая яркая из линий с длиной волны 500.7 нм не наблюдалась в спектрах известных тогда химических элементов. Было выдвинуто предположение, что эта линия соответствует неизвестном элемента. Ему заранее дали название было - по аналогии с идеей, которая привела к открытию гелия при спектральном анализе Солнца в 1868 году.

Предположение об открытии нового элемента небулия не подтвердились. В начале XX века Генри Расселл выдвинул гипотезу о том, что линия на 500.7 нм соответствует не новому элементу, а старому элемента в неизвестных условиях.

В 20-х годах XX века было показано, что в очень разреженных газах атомы и ионы могут переходить в возбужденные метастабильные состояния, при более высокой плотности из-за столкновения частиц не могут достаточно долго существовать. В 1927 г. Бовен идентифицировал линию небулия 500.7 нм как такую, которая возникает при переходе с метастабильного состояния в основное дважды ионизированного атома кислорода (OIII) [4]. Спектральные линии такого типа, наблюдаемые только при чрезвычайно низкой плотности, называют запрещенными линиями. Таким образом, спектроскопические наблюдения дали возможность оценить верхний предел плотности газа туманностей. Вместе с тем, спектры планетарных туманностей, полученных на щелевых спектрометрах, показали "сломана" и расщепление линий вследствие доплеровских сдвигов излучающих областей туманности, движущихся с различными скоростями, что позволило оценить скорости расширения планетарных туманностей в 20-40 км / с.

Несмотря на довольно подробное понимание строения, состава и механизма излучения планетарных туманностей, вопрос об их происхождении оставался открытым до середины 50-х годов XX века, пока И. С. Шкловский не обратил внимание, что если проекстраполюваты параметры планетарных туманностей до момента начала их расширения , то набор параметров, вышел, совпадает со свойствами атмосфер красных гигантов, а свойства их ядер - со свойствами горячих белых карликов [5], [6]. В настоящее время [ Когда? ] эта теория происхождения планетарных туманностей подтверждена многочисленными наблюдениями и расчетами.

К концу XX века совершенствование технологий позволило детально изучить планетарные туманности. Космические телескопы позволили исследовать их спектры за пределами видимого диапазона, что невозможно было сделать раньше, проводя наблюдения с поверхности Земли. Наблюдения в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах волн дали новую, гораздо более точную оценку температуры, плотности и химического состава планетарных туманностей. Применение технологии ПЗС-матриц позволило проводить анализ существенно менее четких спектральных линий. Использование космического телескопа Хаббл раскрыло сложнейшую структуру планетарных туманностей, ранее считавшиеся простыми и однородными.

Принято считать, что планетарные туманности имеют спектральный класс P, хотя такое обозначение редко применяется на практике.


2. Происхождение

Строение симметричной планетарной туманности. Быстрый звездный ветер (голубые стрелки) горячего белого карлика - ядра туманности (в центре), сталкиваясь с сброшенной оболочкой - медленным звездным ветром красного гиганта (красные стрелки), создает плотную оболочку (голубого цвета), светится под воздействием ультрафиолетового излучения ядра.

Планетарные туманности является завершающим этапом эволюции для многих звезд. Наше Солнце является звездой средней величины, и лишь небольшое количество звезд превосходят его по массе. Звезды с массой в несколько раз больше солнечной на завершающем этапе существования превращаются в сверхновых. Звезды средней и малой массы в конце эволюционного пути создают планетарные туманности.

Типичная звезда с массой в несколько раз меньше солнечной светит на протяжении большей части своей жизни благодаря реакциям термоядерного синтеза гелия из водорода в ее ядре (часто вместо термина "термояд" употребляется термин "горение", в данном случае - горение водорода). Энергия, которая высвобождается в этих реакциях, удерживает звезду от коллапса под силой собственного притяжения, делая ее тем самым стабильной.

После нескольких миллиардов лет запас водорода исчерпывается, и энергии становится недостаточно для удержания внешних слоев звезды. Ядро начинает сжиматься и нагреваться. В настоящее время [ Когда? ] температура ядра Солнца составляет примерно 15 млн K, но после того, как запас водорода будет исчерпан, сжатие ядра заставит температуру подняться до отметки в 100 млн К. При этом внешние слои охлаждаются и значительно увеличиваются в размерах из-за очень высокой температуры ядра. Звезда превращается в красный гигант. Ядро на этом этапе продолжает сжиматься и нагреваться; достижении температуры в 100 млн K, начинается процесс синтеза углерода и кислорода из гелия.

Восстановление термоядерных реакций позволяет прекратиться дальнейшему сжатию ядра. Выгорающей гелий вскоре создает инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода, окруженное оболочкой из гелия, что горит. Термоядерные реакции с участием гелия очень чувствительны к температуре. Скорость протекания реакции пропорциональна T 40, т.е. увеличение температуры всего на 2% приведет к удвоению скорости протекания реакции. Это делает звезду очень нестабильной: малый прирост температуры вызывает быстрое увеличение скорости хода реакций, повышая выделение энергии, что, в свою очередь, заставляет увеличиваться температуру. Верхние слои гелия, горит, начинают быстро расширяться, температура снижается, реакция замедляется. Все это может быть причиной мощных пульсаций, иногда достаточно сильных, чтобы выбросить значительную часть атмосферы звезды в космическое пространство.

Выброшенный газ формирует оболочку, которая расширяется, вокруг обнаженного ядра звезды. По мере того, как все большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются все глубже и глубже слоя с высокими температурами. Достигнув голой поверхности (фотосферы звезды) температуры в 30 000 K энергия ультрафиолетовых фотонов, испускаемых становится достаточной для ионизации атомов в выброшенной веществе, заставляет его светиться. Таким образом, облако становится планетарной туманностью.


3. Продолжительность жизни

Компьютерное моделирование формирования планетарной туманности из звезды с диском неправильной формы, иллюстрирующий, как малая начальная асимметрия может в результате привести к образованию объект со сложной структурой.

Вещество планетарной туманности разлетается от центральной звезды со скоростью в несколько десятков километров в секунду. В то же время, по мере истечения вещества центральная звезда остывает, излучая остатки энергии; термоядерные реакции прекращаются, поскольку звезда теперь не обладает достаточной массой для поддержания температуры, необходимой для синтеза углерода и кислорода. В конце концов, звезда остынет настолько, что перестанет излучать достаточно ультрафиолета для ионизации газовой оболочки, удалилась. Звезда становится белым карликом, а газовое облако рекомбинирует, становясь невидимым. Для типичной планетарной туманности время от образования к рекомбинации составляет 10 000 лет.


4. Галактические переработчики

Планетарные туманности играют значительную роль в эволюции галактик. Ранний Вселенная состояла в основном из водорода и гелия, но со временем в результате термоядерного синтеза в звездах образовались тяжелые элементы. Таким образом, вещество планетарных туманностей имеет высокое содержание углерода, азота и кислорода, а по мере расширения и проникновения в межзвездное пространство оно обогащает его этими тяжелыми элементами, в целом называемыми астрономами металлами.

Последующие поколения звезд, которые формируются из межзвездного вещества, содержать большую начальную количество тяжелых элементов; хотя их присутствие в составе звезд остается незначительной, они ощутимо влияют на их эволюцию. Звезды сформировались вскоре после образования Вселенной, содержат относительно малые количества металлов - их относят к звездам II типа. Звезды, обогащенные тяжелыми элементами, относятся к звездам I типа.


5. Характеристики

5.1. Физические характеристики

Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяженность в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на см ?, что значительно меньше по сравнению, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10-100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающая 10 июня частиц на см ?. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности.

Излучения центральной звезды нагревает газы до температур порядка 10 000 K. Парадоксально, що температура газу нерідко підвищується із збільшенням відстані від центральної зірки. Це відбувається з тієї причини, що чим більшою енергією володіє фотон, тим менш ймовірно, що він буде поглинений. Тому у внутрішніх областях туманності поглинаються малоенергетичні фотони, а ті що залишилися володіють високою енергією і поглинаються в зовнішніх областях, викликаючи зростання їхньої температури.

Туманності можна розділити на бідних матерією і бідних випромінюванням. Згідно з цією термінологією, в першому випадку туманність не володіє достатньою кількістю матерії для поглинання всіх ультрафіолетових фотонів, що випромінюються зіркою. Тому видима туманність повністю іонізована. У другому ж випадку центральна зірка випускає недостатньо ультрафіолетових фотонів, щоб іонізувати весь навколишній газ, і іонізаційний фронт переходить в нейтральний міжзоряний простір.

Оскільки більша частина газу планетарної туманності іонізована (тобто є плазмою), значний ефект на її структуру надає дія магнітних полів, викликаючи такі феномени, як волокнистість і нестабільність плазми.


5.2. Кількість і розподіл

На сьогоднішній день в наший галактиці, що складається з 200 мільярдів зірок, відомо 1500 планетарних туманностей. Їхня коротка, в порівнянні із зоряною, тривалість життя є причиною їхньої малої кількості. В основному, всі вони лежать в площині Чумацького Шляху, причому переважно зосередившись поблизу центру галактики, і практично не спостерігаються в зоряних скупченнях.

Використання ПЗС-матриць замість фотоплівки в астрономічних дослідженнях дозволило значно розширити список відомих планетарних туманностей.


5.3. Структура

Біполярна планетарна туманність

Большинство планетарных туманностей симметричные и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множества очень сложных форм. Примерно 10% планетарных туманностей практически биполярные, и лишь малая их количество асимметричные. Известна даже прямоугольная планетарная туманность. Причины такого разнообразия форм до конца не выяснены, но считается, что большую роль могут играть гравитационные взаимодействия звезд в двойных системах. По другой версии, имеющиеся планеты нарушают равномерное растекание материи при образовании туманности. В январе 2005 года американские астрономы объявили о первом выявления магнитных полей вокруг центральных звезд 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 предусмотрена Григорий Гурзадян еще в 1960-е годы (см. например Гурзадян Р. А., 1993 и ссылки там). Есть также предположение, что биполярная форма может быть обусловлена ​​взаимодействием ударных волн от распространения фронта детонации в слое гелия на поверхности белого карлика, который формируется (например, в туманностях Кошачий Глаз, Песочные Часы, Муравей).


6. 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 удаленность от нас, используя измеренный параллакс расширение: 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 полученной скоростью расширения сделает возможным вычисления расстояния до туманности.

Существование такого разнообразия форм туманностей является темой жарких дискуссий. Широко распространено мнение, что причиной этому может быть взаимодействие между веществом удаляется от звезды с разными скоростями. Некоторые астрономы считают, что двойные звездные системы ответственные, по крайней мере, за самые сложные контуры планетарных туманностей. Недавние исследования подтвердили наличие в нескольких планетарных туманностей мощных магнитных полей, предположение о чем уже неоднократно выдвигались. Магнитные взаимодействия с ионизированным газом также могут играть некоторую роль в становлении формы некоторых из них.

Сейчас существуют две различные методики обнаружения металлов в туманности, основанные 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 считают, что различия в наблюдениях очень поразительные, чтобы объяснить их с помощью температурных эффектов. Они выдвигают предположение о существовании холодных сгустков, содержащих очень малое количество водорода. Однако сгустки, наличие которых, по их мнению, способна объяснить разницу в оценке количества металлов, ни разу не наблюдались.


См.. также

7. Библиография

  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.
  2. Ibid
  3. Huggins W., Miller WA (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  4. Bowen, IS (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
  5. Шкловский И.С. О природе планетарных туманностей и их ядер / / Астрономический журнал. - Том 33, № 3, 1956. - Сс. 315-329.
  6. Шкловский И.С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. - М.: Наука, 1984
  1. Аллер Л., Лиллер. В. Планетарные туманности. - М.: Мир, 1971.
  2. Гурзадян Г. А. Планетарные туманности. - М.: Наука, 1993.
  3. Костякова Е. Б. Физика планетарных туманностей. - М.: Наука, 1982.
  4. Потташ С. Планетарные туманности. - М.: Мир, 1987.
  5. Jordan, S., Werner, K., O'Toole, SJ (2005), Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae, Astronomy & Astrophysics, 432, 273.
  6. Parker, QA, Hartley, M., Russell, D. et al. (2003) A Rich New Vein of Planetary Nebulae From the AAO / UKST Hα Survey, Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Eds. Sun Kwok, Michael Dopita, and Ralph Sutherland, 25.
  7. Soker, N. (2002), Why every bipolar planetary nebula is 'unique', Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, 481.