Планетарна туманність

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
NGC 6543, Туманність Котяче Око — внутрішня область, зображення в псевдокольорі (червоний — Hα; синій — нейтральний кисень, 630 нм; зелений — іонізований азот, 658.4 нм).

Планета́рна тума́нність — 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 їхньої еволюції. Планетарна туманність — швидкоплинне (за астрономічними мірками) явище, що триває всього декілька десятків тисяч років, при тривалості життя зірки-предка в декілька мільярдів років. В наш час[Коли?] в нашій галактиці відомо близько 1500 планетарних туманностей.

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

Останніми роками за допомогою знімків, отриманих космічним телескопом Габбл, вдалося з'ясувати, що багато планетарних туманностей мають дуже складну і своєрідну структуру. Попри те, що приблизно п'ята частина з них має колосферічну форму, більшість не володіє жодною сферичною симетрією. Механізми, завдяки яким можливе утворення такого різноманіття форм, до кінця не з'ясовано. Вважається, що велику роль у цьому можуть грати взаємодія зоряного вітру і подвійних зірок, магнітного поля і міжзоряного середовища.

Історія досліджень[ред.ред. код]

Туманність Гантель в умовних кольорах

Планетарні туманності в більшості своїй є тьмяними об'єктами і, як правило, не видні неозброєним оком. Першою відкритою планетарною туманністю була туманність Гантель в сузір'ї Лисички: Шарль Месс'є, що займався пошуком комет, при складанні свого каталога туманностей (нерухомих об'єктів, схожих при спостереженні неба на комети) в 1764 році заніс її в каталог під номером M27. У 1784 р. Вільям Гершель, першовідкривач Урану, при складанні свого каталога виділив їх в окремий клас туманностей (class IV nebulae)[1] і запропонував для них термін «планетарна туманність» через їхню видиму схожість з диском Урану.

Незвичність природи планетарних туманностей виявилася в середині XIX століття, з початком використання в спостереженнях методу спектроскопії. Вільям Гаґґінс став першим астрономом, що 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 їхній зеленувато-блакитний колір, надзвичайно рідкісний для одиночних зірок. Крім того, в цих туманностях немає ознак центрального згущування. За цими ознаками планетарні туманності різко виділяються як об'єкти, яким мають властивості, котрі абсолютно відрізняються від властивостей Сонця і нерухомих зірок. З цих міркувань, а також завдяки їхній яскравості, я вибрав ці туманності як найвідповідніші для спектроскопічного дослідження»[2]

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

Поза сумнівом, 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 володіють особливою і відмінною від них структурою <.> ми, ймовірно, повинні вважати ці об'єкти величезними масами газу або пари, що світиться.[3]

Іншою проблемою був хімічний склад планетарних туманностей: Гаґґінс порівнянням з еталонними спектрами зумів ідентіфіциіровать 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 небулій — за аналогією з ідеєю, що привела до відкриття гелію при спектральному аналізі Сонця в 1868 році.

Припущення про відкриття нового елементу небулія 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.

У 20-х роках XX століття було показано, що в дуже розріджених газах атоми і іони можуть переходити в збуджені метастабільні стани, які при вищій щільності через зіткнення частинок не можуть достатньо довго існувати. У 1927 р. Бовен ідентифікував лінію небулія 500.7 нм як таку, що виникає при переході з метастабільного стану в основне двічі іонізованого атома кисню (OIII)[4]. Спектральні лінії такого типу, спостережувані тільки при надзвичайно низькій щільності, називають забороненими лініями. Таким чином, спектроскопічні спостереження дали можливість оцінити верхню межу щільності газу туманностей. Разом з тим, спектри планетарних туманностей, отриманих на щілистих спектрометрах, показали «зламана» і розщеплювання ліній унаслідок доплерівських зрушень випромінюючих областей туманності, рухомих з різними швидкостями, що дозволило оцінити швидкості розширення планетарних туманностей в 20-40 км/с.

Незважаючи на доволі докладне розуміння будови, складу і механізму випромінювання планетарних туманностей, питання про їхнє походження залишалося відкритим до середини 50-х років XX століття, поки І. С. Шкловский не звернув увагу, що якщо проекстраполювати параметри планетарних туманностей до моменту початку їхнього розширення, то набір параметрів, що вийшов, збігається з властивостями атмосфер червоних гігантів, а властивості їхніх ядер — з властивостями гарячих білих карликів[5],[6]. В наш час[Коли?] ця теорія походження планетарних туманностей підтверджена численними спостереженнями і розрахунками.

До кінця XX століття вдосконалення технологій дозволило детальніше вивчити планетарні туманності. Космічні телескопи дозволили досліджувати їхні 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 точнішу оцінку температури, щільності і хімічного складу планетарних туманностей. Застосування технології ПЗС-матриць дозволило проводити аналіз істотно менш чітких спектральних ліній. Використання космічного телескопа Габбл 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.

Походження[ред.ред. код]

Будова симетричної планетарної туманності. Швидкий зоряний вітер (блакитні стрілки) гарячого білого карлика — ядра туманності (у центрі), стикаючись з скинутою оболонкою — повільним зоряним вітром червоного гіганта (червоні стрілки), створює щільну оболонку (блакитного кольору), що світиться під впливом ультрафіолетового випромінювання ядра.

Планетарні туманності є завершальним етапом еволюції для багатьох зірок. Наше Сонце є зіркою середньої величини, і лише невелику кількість зірок перевершують його за масою. Зірки з масою у декілька разів більше сонячною на завершальному етапі існування перетворюються на найновіших. Зірки середньої і малої маси в кінці еволюційного шляху створюють планетарні туманності.

Типова зірка з масою у декілька разів менше сонячною світить впродовж більшої частини свого життя завдяки реакціям термоядерного синтезу гелію з водню в її ядрі (часто замість терміну «термоядерний синтез» уживається 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.

Після декількох мільярдів років запас водню вичерпується, і енергії стає недостатньо для утримання зовнішніх шарів зірки. Ядро починає стискатися і нагріватися. В наш час[Коли?] температура ядра Сонця становить приблизно 15 млн K, але після того, як запас водню буде вичерпаний, стиснення ядра примусить температуру піднятися до відмітки в 100 млн К. При цьому зовнішні шари охолоджуються і значно збільшуються в розмірах через дуже високу температуру ядра. Зірка перетворюється на червоний гігант. Ядро на цьому етапі продовжує стискатися і нагріватися; досягши температури в 100 млн K, починається процес синтезу вуглецю і кисню з гелію.

Відновлення термоядерних реакцій дозволяє припинитися подальшому стисненню ядра. Вигоряючий гелій незабаром створює інертне ядро, що складається з вуглецю і кисню, оточене оболонкою з гелію, що горить. Термоядерні реакції за участю гелію дуже чутливі до температури. Швидкість протікання реакції пропорційна T40, тобто збільшення температури всього на 2 % приведе до подвоєння швидкості протікання реакції. Це робить зірку дуже нестабільної: малий приріст температури викликає швидке збільшення швидкості ходу реакцій, підвищуючи виділення енергії, що, у свою чергу, примушує збільшуватися температуру. Верхні шари гелію, що горить, починають швидко розширюватися, температура знижується, реакція сповільнюється. Все це може бути причиною могутніх пульсацій, іноді досить сильних, щоб викинути значну частину атмосфери зірки в космічний простір.

Викинутий газ формує оболонку, що розширюється, навколо оголеного ядра зірки. У міру того, як все більша частина атмосфери відділяється від зірки, проявляються все глибші й глибші шари з вищими температурами. Досягши голою поверхнею (фотосферою зірки) температури в 30 000 K енергія ультрафіолетових фотонів, що випускаються, стає достатньою для іонізації атомів у викинутій речовині, що примушує його світитися. Таким чином, хмара стає планетарною туманністю.

Тривалість життя[ред.ред. код]

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

Речовина планетарної туманності розлітається від центральної зірки з швидкістю в декілька десятків кілометрів за секунду. В той же час, у міру закінчення речовини центральна зірка остигає, випромінюючи залишки енергії; термоядерні реакції припиняються, оскільки зірка тепер не володіє достатньою масою для підтримки температури, потрібної для синтезу вуглецю і кисню. Врешті-решт, зірка остигне настільки, що перестане випромінювати достатньо ультрафіолету для іонізації газової оболонки, що віддалилася. Зірка стає білим карликом, а газова хмара рекомбінує, стаючи невидимим. Для типової планетарної туманності час від утворення до рекомбінації становить 10 000 років.

Галактичні переробники[ред.ред. код]

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

Подальші покоління зірок, що формуються з міжзоряної речовини, міститимуть більшу початкову кількість важких елементів; хоча їхня присутність у складі зірок залишається незначною, вони відчутно впливають на їхню 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.

Характеристики[ред.ред. код]

Фізичні характеристики[ред.ред. код]

Типова планетарна туманність має середню протяжність в один світловий рік і складається з сильно розрідженого газу щільністю близько 1000 частинок на см³, що значно менше 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, що іноді досягає 106 частинок на см³. У міру старіння туманностей їхнє розширення приводить до зменшення щільності.

Випромінювання центральної зірки нагріває гази 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.

Кількість і розподіл[ред.ред. код]

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.

Структура[ред.ред. код]

Біполярна планетарна туманність

Більшість планетарних туманностей симетричні і мають майже сферичний вигляд, що не заважає їм мати безлічі дуже складних форм. Приблизно 10 % планетарних туманностей практично біполярні, і лише мала їхня кількість асиметричні. Відома навіть прямокутна планетарна туманність. Причини такої різноманітності форм до кінця не з'ясовані, але вважається, що велику роль можуть грати гравітаційні взаємодії зірок в подвійних системах. За іншою версією, наявні планети порушують рівномірне розтікання матерії при утворенні туманності. У січні 2005 року американські астрономи оголосили про перше виявлення магнітних полів навколо центральних зірок двох планетарних туманностей, а потім висунули припущення, що саме вони частково або повністю відповідальні за створення форми цих туманностей. Істотна роль магнітних полів в планетарних туманностях була передбачена Грігором Гурзадяном ще в 1960-і роки (див. наприклад Гурзадян Р. А., 1993 і посилання там). Є також припущення, що біполярна форма може бути обумовлена взаємодією ударних хвиль від розповсюдження фронту детонації в шарі гелію на поверхні білого карлика, що формується (наприклад, в туманностях Котяче Око, Пісочний Годинник, Мураха).

Поточні питання у вивченні планетарних туманностей[ред.ред. код]

Одна з проблем у вивченні планетарних туманностей — це точне визначення відстані до них. Для деяких довколишніх планетарних туманностей можливо обчислити віддаленість від нас, використовуючи зміряний паралакс розширення: знімки з високим дозволом, отримані кілька років тому, демонструють розширення туманності перпендикулярно до променя зору, а спектроскопічний аналіз Доплеровського зсуву дасть можливість обчислити швидкість розширення уподовж світивши зір. Порівняння кутового розширення з отриманою швидкістю розширення зробить можливим обчислення відстані до туманності.

Існування такої різноманітності форм туманностей є темою жарких дискусій. Широко поширена думка, що причиною цьому може бути взаємодія між речовиною, що віддаляється від зірки з різними швидкостями. Деякі астрономи вважають, що подвійні зоряні системи відповідальні, принаймні, за найскладніші контури планетарних туманностей. Недавні дослідження підтвердили наявність у декількох планетарних туманностей могутніх магнітних полів, припущення про що вже неодноразово висувалися. Магнітні взаємодії з іонізованим газом також можуть грати деяку роль в становленні форми деяких з них.

Зараз існують дві різні методики виявлення металів в туманності, що ґрунтуються на різних типах спектральних ліній. Іноді ці два методи дають абсолютно несхожі результати. Деякі астрономи схильні пояснювати це наявністю слабких флуктуацій температури в межах планетарної туманності. Інші вважають, що відмінності в спостереженнях дуже разючі, щоб пояснити їх за допомогою температурних ефектів. Вони висувають припущення про існування холодних згустків, що містять дуже малу кількість водню. Проте згустки, наявність яких, на їхню думку, здатна пояснити різницю в оцінці кількості металів, жодного разу не спостерігалися.

Див. також[ред.ред. код]

Бібліографія[ред.ред. код]

  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.D.F.R.S. Read July 1, 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), p. 477—528.
  2. Ibid
  3. Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  4. Bowen, I.S. (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. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984
  1. Аллер Л., Лиллер. У. 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, S.J. (2005), Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae, Astronomy & Astrophysics, 432, 273.
  6. 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.
  7. Soker, N. (2002), Why every bipolar planetary nebula is 'unique', Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, 481.

Посилання[ред.ред. код]