Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Планетарна туманність



План:


Введення

NGC 6543, туманність Котячий Око - внутрішня область, зображення в псевдокольорах (червоний - H α; синій - нейтральний кисень, 630 нм; зелений - іонізований азот, 658,4 нм)

Планетарна туманність - астрономічний об'єкт, що складається з іонізованої газової оболонки і центральної зірки, білого карлика. Планетарні туманності утворюються при скиданні зовнішніх шарів (оболонок) червоних гігантів і надгігантів з масою 2,5-8 сонячних на завершальній стадії їх еволюції. Планетарна туманність - бистропротекающее (за астрономічними мірками) явище, що триває всього кілька десятків тисяч років, при тривалості життя зірки-предка в кілька мільярдів років. В даний час в нашій галактиці відомо близько 1500 планетарних туманностей.

Процес утворення планетарних туманностей, поряд зі спалахами наднових, грає важливу роль в хімічній еволюції галактик, викидаючи в міжзоряний простір матеріал, збагачений важкими елементами - продуктами зоряного нуклеосинтезу (в астрономії важкими вважаються всі елементи, за винятком продуктів первинного нуклеосинтезу Великого вибуху - водню і гелію, такі як вуглець, азот, кисень і кальцій).

В останні роки за допомогою знімків, отриманих космічним телескопом " Хаббл ", вдалося з'ясувати, що багато планетарні туманності мають дуже складну і своєрідну структуру. Незважаючи на те, що приблизно п'ята частина з них має околосферіческую форму, більшість не має якої б то не було сферичної симетрією. Механізми, завдяки яким можливе утворення такого різноманіття форм, залишаються на сьогоднішній день до кінця не з'ясованими. Вважається, що велику роль в цьому можуть грати взаємодію зоряного вітру і подвійних зірок, магнітного поля і міжзоряного середовища.


1. Історія досліджень

Туманність Гантель в умовних кольорах

Планетарні туманності в більшості своїй є тьмяні об'єкти і, як правило, не видно неозброєним оком. Першою відкритою планетарної туманністю була туманність Гантель в сузір'ї Лисички : Шарль Мессьє, що займався пошуком комет, при складанні свого каталогу туманностей (нерухомих об'єктів, схожих при спостереженні неба на комети) в 1764 заніс її в каталог під номером M27. В 1784 Вільям Гершель, першовідкривач Урана, при складанні свого каталогу виділив їх в окремий клас туманностей (class IV nebulae) [1] і запропонував для них термін "планетарна туманність" через їх видимого схожості з диском Урана.

Незвичайність природи планетарних туманностей виявилася в середині XIX століття, з початком використання в спостереженнях методу спектроскопії. Вільям Хаггінс став першим астрономом, який отримав спектри планетарних туманностей - об'єктів, що виділялися своєю незвичністю:

Одними з найзагадковіших з цих чудових об'єктів є ті, які при телескопічному спостереженні мають вигляд круглих або злегка овальних дисків. ... Чудовий і їх зеленувато-блакитний колір, надзвичайно рідкісний для одиночних зірок. Крім того, в цих туманностях немає ознак центрального згущення. За цими ознаками планетарні туманності різко виділяються як об'єкти, яким притаманні властивості, абсолютно відрізняються від властивостей Сонця і нерухомих зірок. З цих міркувань, а також завдяки їх яскравості, я обрав ці туманності як найбільш підходящі для спектроскопічного дослідження [2].

При вивченні Хаггінс спектрів туманностей NGC 6543 ( Котячий Око), M27 ( Гантель), M57 (кільцева туманність в Лірі) і ряду інших, виявилося, що їх спектр надзвичайно відрізняється від спектрів зірок: всі отримані на той час спектри зірок були спектрами поглинання (безперервний спектр з великою кількістю темних ліній), в той час як спектри планетарних туманностей виявилися емісійними спектрами з невеликою кількістю емісійних ліній, що вказувало на їх природу, в корені відрізняється від природи зірок:

Безсумнівно, що туманності 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) і 27 M не можуть більше вважатися скупченнями зірок того ж типу, до яких відносяться нерухомі зірки і наше Сонце. <...> Ці об'єкти мають особливу і відмінною від них структурою <...> ми, ймовірно, повинні вважати ці об'єкти величезними масами світиться газу або пари [2].

Іншою проблемою був хімічний склад планетарних туманностей: Хаггінс порівнянням з еталонними спектрами зумів ідентифікувати лінії азоту і водню, проте найяскравіша з ліній з довжиною хвилі 500,7 нм не спостерігалася в спектрах відомих тоді хімічних елементів. Було висунуто припущення, що ця лінія відповідає невідомому елементу. Йому заздалегідь дали назву небуло - за аналогією з ідеєю, що призвела до відкриття гелію при спектральному аналізі Сонця в 1868.

Припущення про відкриття нового елемента небуло не підтвердилися. На початку XX століття Генрі Расселл висунув гіпотезу про те, що лінія на 500,7 нм відповідає не новому елементу, а старому елементу в невідомих умовах.

В 20-х роках XX століття було показано, що в дуже розріджених газах атоми і іони можуть переходити в порушені метастабільні стани, які при більш високій щільності через зіткнень часток не можуть досить довго існувати. В 1927 Боуен ідентифікував лінію небуло 500,7 нм як виникає при переході з метастабільного стану в основний двічі іонізованого атома кисню (OIII) [3]. Спектральні лінії такого типу, що спостерігаються тільки при надзвичайно низьких плотностях, називають забороненими лініями. Таким чином, спектроскопічні спостереження дали можливість оцінити верхню межу щільності газу туманностей. Разом з тим, спектри планетарних туманностей, отриманих на щілинних спектрометрах, показали "зламана" і розщеплення ліній внаслідок доплерівських зсувів випромінюючих областей туманності, що рухаються з різними швидкостями, що дозволило оцінити швидкості розширення планетарних туманностей в 20-40 км / с.

Незважаючи на досить детальне розуміння будови, складу і механізму випромінювання планетарних туманностей, питання про їх походження залишався відкритим до середини 50-х років XX століття, поки І. С. Шкловський не звернув увагу, що якщо проекстраполіровать параметри планетарних туманностей до моменту початку їх розширення, то вийшов набір параметрів збігається з властивостями атмосфер червоних гігантів, а властивості їх ядер - з властивостями гарячих білих карликів [4] [5]. В даний час ця теорія походження планетарних туманностей підтверджена численними спостереженнями і розрахунками.

До кінця XX століття вдосконалення технологій дозволило більш детально вивчити планетарні туманності. Космічні телескопи дозволили досліджувати їх спектри за межами видимого діапазону, що неможливо було зробити раніше, проводячи спостереження з поверхні Землі. Спостереження в інфрачервоному і ультрафіолетовому діапазонах хвиль дали нову, набагато більш точну оцінку температури, щільності та хімічного складу планетарних туманностей. Застосування технології ПЗС-матриць дозволило проводити аналіз істотно менш чітких спектральних ліній. Використання космічного телескопа " Хаббл "розкрило надзвичайно складну структуру планетарних туманностей, що раніше вважалися простими і однорідними.

Прийнято вважати, що планетарні туманності мають спектральний клас P, хоча таке позначення рідко застосовується на практиці.


2. Походження

Будова симетричною планетарної туманності. Швидкий зоряний вітер (блакитні стрілки) гарячого білого карлика - ядра зірки (в центрі), стикаючись зі скинутої оболонкою - повільним зоряним вітром червоного гіганта (червоні стрілки), створює щільну оболонку (блакитного кольору), що світиться під впливом ультрафіолетового випромінювання ядра

Планетарні туманності є заключний етап еволюції для багатьох зірок. Наше Сонце являє собою зірку середньої величини, і лише невелика кількість зірок перевершують його по масі. Зірки з масою в кілька разів більше сонячної на заключному етапі існування перетворюються в наднові. Зірки середньої і малої маси в кінці еволюційного шляху створюють планетарні туманності.

Типова зірка з масою в кілька разів менше сонячної світить протягом більшої частини свого життя завдяки реакцій термоядерного синтезу гелію з водню в її ядрі (часто замість терміну "термоядерний синтез" вживається термін "горіння", в даному випадку - горіння водню). Енергія, що вивільняється в цих реакціях, утримує зірку від колапсу під силою власного тяжіння, роблячи її тим самим стабільною.

Через декілька мільярдів років запас водню вичерпується, і енергії стає недостатньо для стримування зовнішніх шарів зірки. Ядро починає стискуватися і нагріватися. В даний час температура ядра Сонця становить приблизно 15 млн До, але після того, як запас водню буде вичерпано, стиснення ядра змусить температуру піднятися до позначки в 100 млн К. При цьому зовнішні шари охолоджуються і значно збільшуються в розмірах через дуже високої температури ядра. Зірка перетворюється в червоний гігант. Ядро на цьому етапі продовжує стискуватися і нагріватися, при досягненні температури в 100 млн До починається процес синтезу вуглецю і кисню з гелію.

Відновлення термоядерних реакцій дозволяє припинитися подальшому стисненню ядра. Вигорає гелій незабаром створює інертне ядро, що складається з вуглецю і кисню, оточене оболонкою з палаючого гелію. Термоядерні реакції за участю гелію дуже чутливі до температури. Швидкість протікання реакції пропорційна T 40, тобто збільшення температури всього на 2% призведе до подвоєння швидкості протікання реакції. Це робить зірку дуже нестабільною: малий приріст температури викликає швидке збільшення швидкості ходу реакцій, підвищуючи виділення енергії, що, в свою чергу, змушує збільшуватися температуру. Верхні шари палаючого гелію починають швидко розширюватися, температура знижується, реакція сповільнюється. Все це може бути причиною потужних пульсацій, іноді достатньо сильних, щоб викинути значну частину атмосфери зірки в космічний простір.

Викинутий газ формує розширюється оболонку навколо оголилося ядра зірки. У міру того, як все більша частина атмосфери відділяється від зірки, проявляються все більш і більш глибокі шари з більш високими температурами. При досягненні оголеною поверхнею ( фотосферою зірки) температури в 30 000 К енергія що випускаються ультрафіолетових фотонів стає достатньою для іонізації атомів в викинутому речовині, що змушує його світитися. Таким чином, хмара стає планетарної туманністю.


3. Тривалість життя

Комп'ютерне моделювання формування планетарної туманності з зірки з диском неправильної форми, що ілюструє, як мала початкова асиметрія може в результаті привести до утворення об'єкта зі складною структурою.

Речовина планетарної туманності розлітається від центральної зірки зі швидкістю в кілька десятків кілометрів на секунду. У той же час, у міру закінчення речовини центральна зірка остигає, випромінюючи залишки енергії; термоядерні реакції припиняються, тому що зірка тепер не володіє достатньою масою для підтримки температури, необхідної для синтезу вуглецю і кисню. Зрештою, зірка охолоне настільки, що перестане випромінювати досить ультрафіолету для іонізації віддалилася газової оболонки. Зірка стає білим карликом, а газова хмара рекомбінує, стаючи невидимим. Для типової планетарної туманності час від освіти до рекомбінації становить 10 000 років.


4. Галактичні переробники

Планетарні туманності відіграють значну роль в еволюції галактик. Рання Всесвіт складалася в основному з водню і гелію, але з часом в результаті термоядерного синтезу в зірках утворилися більш важкі елементи. Таким чином, речовина планетарних туманностей має високий вміст вуглецю, азоту і кисню, а в міру розширення і проникнення в міжзоряний простір воно збагачує його цими важкими елементами, загалом званими астрономами металами.

Наступні покоління зірок, що формуються з міжзоряної речовини, будуть містити більшу початкову кількість важких елементів; хоча їх присутність у складі зірок залишається незначним, вони відчутно впливають на їх еволюцію. Зірки, що сформувалися незабаром після утворення Всесвіту, містять відносно малі кількості металів - їх відносять до зірок II типу. Зірки, збагачені важкими елементами, належать до зірок I типу (див. Зоряне населення).


5. Характеристики

5.1. Фізичні характеристики

Типова планетарна туманність має середню протяжність в один світловий рік і складається з сильно розрідженого газу щільністю близько 1000 часток на см , що дуже малий в порівнянні, наприклад, з щільністю атмосфери Землі, але приблизно в 10-100 разів більше, ніж щільність міжпланетного простору на відстані орбіти Землі від Сонця. Молоді планетарні туманності мають найбільшу щільність, іноді досягає 10 червня частинок на см . У міру старіння туманностей їх розширення призводить до зменшення щільності.

Випромінювання центральної зірки нагріває гази до температур порядку 10 000 До. Парадоксально, що температура газу нерідко підвищується зі збільшенням відстані від центральної зірки. Це відбувається з тієї причини, що чим більшою енергією володіє фотон, тим менш імовірно, що він буде поглинений. Тому у внутрішніх областях туманності поглинаються малоенергетіческіе фотони, а що залишилися, що володіють високою енергією, поглинаються в зовнішніх областях, викликаючи зростання їх температури.

Туманності можна розділити на бідні матерією і бідні випромінюванням. Відповідно до цієї термінології, в першому випадку туманність не володіє достатньою кількістю матерії для поглинання всіх ультрафіолетових фотонів, випромінюваних 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 нейтральне міжзоряний простір.

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


5.2. Кількість і розподіл

На сьогоднішній день в нашій галактиці, що складається з 200 мільярдів зірок, відомо 1500 планетарних туманностей. Їх коротка в порівнянні із зоряною тривалість життя є причиною їх малого числа. В основному, всі вони лежать в площині Чумацького Шляху, причому здебільшого 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

Більшість планетарних туманностей симетричні і мають майже сферичний вигляд, що не заважає їм мати безліч дуже складних форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. 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 січні 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 [6]. 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).


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 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.


7. Бібліографія

  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. 1 2 Huggins W., Miller W. A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  3. Bowen, I. S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
  4. Шкловський І. С. Про природу планетарних туманностей та їх ядер / / Астрономічний журнал. - Том 33, № 3, 1956. - Сс. 315-329.
  5. Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя і смерть - М .: Наука, 1984.
  6. Гурзадян Г. А. Планетарні туманності - М .: Наука, 1993.
  1. Аллер Л., Ліллер У. Планетарні туманності - М .: Світ, 1971.
  2. Костякова Є. Б. Фізика планетарних туманностей - М .: Наука, 1982.
  3. Потташ С. Р. Планетарні туманності - М .: Світ, 1987.
  4. Jordan, S., Werner, K., O'Toole, S. J. (2005), Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae, Astronomy & Astrophysics, 432, 273.
  5. Parker, Q. A., 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.
  6. Soker, N. (2002), Why every bipolar planetary nebula is "unique", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, 481.

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Планетарна мантія
Планетарна передача
Туманність
Туманність Сова
Розетка (туманність)
Потрійна туманність
Туманність Лагуна
Туманність Омега
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru