Planetarisk nebulosa

planetarisk nebulosa
 Mediafiler på Wikimedia Commons

En planetarisk nebulosa  är ett astronomiskt föremål som är ett skal av joniserad gas runt en central stjärna, en vit dvärg .

Det bildas under utstötningen av de yttre lagren av en röd jätte eller superjätte med en massa på 0,8 till 8 solmassor i slutskedet av dess utveckling. Planetariska nebulosor är föremål som är tillfälliga med astronomiska mått mätt och som har funnits i bara några tiotusentals år (med en livstid för förfaderstjärnan på flera miljarder år). De är inte släkt med planeterna och namngavs för sin ytliga likhet när de observerades genom ett teleskop. Cirka 1500 planetariska nebulosor är kända i vår galax .

Planetnebulosor kännetecknas av en rundad form med en skarp kant, men under de senaste åren har många planetariska nebulosor, med hjälp av rymdteleskopet Hubble , kunnat upptäcka en mycket komplex och säregen struktur. Om en sfärisk form är bara ungefär en femtedel av dem. Mekanismerna som skapar en sådan mängd olika former förblir inte helt förstådda. Man tror att växelverkan mellan stjärnvinden och binära stjärnor , magnetfältet och det interstellära mediet kan spela en stor roll i detta .

Processen för bildning av planetariska nebulosor, tillsammans med supernovaexplosioner , spelar en viktig roll i den kemiska utvecklingen av galaxer, och kastar in i interstellärt rymdmaterial berikat med tunga element - produkter av stjärnnukleosyntes (i astronomi anses alla element vara tunga, med undantag av produkterna från den primära nukleosyntesen av Big Bang  - väte och helium , såsom kol , kväve , syre och kalcium ).

Forskningshistoria

De flesta planetariska nebulosor är svaga föremål och är i allmänhet inte synliga för blotta ögat. Den första upptäckta planetariska nebulosan var hantelnebulosan i stjärnbilden Kantarell : Charles Messier , som letade efter kometer , katalogiserade den under numret M27 när han sammanställde sin katalog över nebulosor (stationära objekt som ser ut som kometer när man observerar himlen) . År 1784 identifierade William Herschel , upptäckaren av Uranus , vid sammanställningen av sin katalog dem som en separat klass av nebulosor ("klass IV") [1] och kallade dem planetariska på grund av deras likhet med planetens skiva [2] [ 3] .

Den ovanliga naturen hos planetariska nebulosor upptäcktes i mitten av 1800-talet , med början av användningen av spektroskopi i observationer . William Huggins blev den första astronomen som fick spektra av planetariska nebulosor - objekt som stack ut för sina ovanligheter:

Några av de mest gåtfulla av dessa märkliga föremål är de som, när de betraktas teleskopiskt, framstår som runda eller lätt ovala skivor. ... Deras grönblå färg är också anmärkningsvärd, vilket är extremt sällsynt för enstaka stjärnor. Dessutom visar dessa nebulosor inga tecken på centrala klumpar. Enligt dessa tecken utmärker sig planetariska nebulosor skarpt som objekt som har egenskaper som är helt annorlunda än solens och fixstjärnornas . Av dessa skäl, och även på grund av deras ljusstyrka, valde jag dessa nebulosor som de mest lämpliga för spektroskopisk forskning [4] .

När Huggins studerade spektra av nebulosorna NGC 6543 ( Cat's Eye ), M27 ( Hantel ), M57 ( Ring ) och ett antal andra, visade det sig att deras spektrum skiljer sig extremt från stjärnornas spektra: alla spektra av stjärnor erhållna vid den tiden var absorptionsspektra (ett kontinuerligt spektrum med ett stort antal mörka linjer), medan spektra av planetariska nebulosor visade sig vara emissionsspektra med ett litet antal emissionslinjer , vilket indikerade deras natur, vilket är fundamentalt annorlunda än stjärnornas natur:

Utan tvekan är nebulosorna 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 ) och inte kan mer anses vara hopar av stjärnor av samma typ som fixstjärnorna och vår sol. <...> dessa föremål har en speciell och annorlunda struktur <...> vi, med all sannolikhet, bör betrakta dessa föremål som enorma massor av lysande gas eller ånga [4] .

Ett annat problem var den kemiska sammansättningen av planetariska nebulosor: Huggins , i jämförelse med referensspektra, kunde identifiera linjer av kväve och väte , men den ljusaste av linjerna med en våglängd på 500,7 nm observerades inte i spektra av då kända. kemiska grundämnen. Det har föreslagits att denna linje motsvarar ett okänt element. Han fick namnet nebulium i förväg - i  analogi med idén som ledde till upptäckten av helium under spektralanalysen av solen 1868 .

Antaganden om upptäckten av ett nytt element av nebulium bekräftades inte. I början av 1900-talet antog Henry Russell att linjen på 500,7 nm inte motsvarar ett nytt grundämne, utan ett gammalt grundämne under okända förhållanden.

På 1920 -talet visade det sig att atomer och joner i mycket sällsynta gaser kan övergå till exciterade metastabila tillstånd, som vid högre densitet inte kan existera under lång tid på grund av partikelkollisioner. År 1927 identifierade Bowen 500,7 nm nebuliumlinjen som en följd av övergången från det metastabila tillståndet till den jordade dubbeljoniserade syreatomen (OIII) [5] . Spektrallinjer av denna typ, observerade endast vid extremt låga tätheter, kallas förbjudna linjer . Således gjorde spektroskopiska observationer det möjligt att uppskatta den övre gränsen för nebulosgasdensiteten. Samtidigt visade spektra av planetariska nebulosor som erhölls med spaltspektrometrar "brott" och splittring av linjer på grund av dopplerförskjutningar av nebulosans emitterande regioner som rörde sig med olika hastigheter, vilket gjorde det möjligt att uppskatta expansionshastigheterna för planetariska nebulosor vid 20–40 km/s.

Trots en ganska detaljerad förståelse av strukturen, sammansättningen och strålningsmekanismen hos planetariska nebulosor förblev frågan om deras ursprung öppen fram till mitten av 1950- talet I.S.när, röda jättar , och egenskaperna hos deras kärnor sammanfaller med egenskaperna hos heta vita dvärgar [6] [7] . För närvarande har denna teori om ursprunget till planetariska nebulosor bekräftats av många observationer och beräkningar.

I slutet av 1900-talet gjorde förbättringar inom teknik det möjligt att studera planetariska nebulosor mer i detalj. Rymdteleskop har gjort det möjligt att studera deras spektra utanför det synliga området, vilket inte kunde göras tidigare genom att göra observationer från jordens yta . Observationer i de infraröda och ultravioletta våglängderna har gett en ny, mycket mer exakt uppskattning av temperaturen , densiteten och den kemiska sammansättningen av planetariska nebulosor. Användningen av CCD-matristeknologi gjorde det möjligt att analysera mycket mindre tydliga spektrallinjer. Användningen av rymdteleskopet Hubble har avslöjat den extremt komplexa strukturen hos planetariska nebulosor, som tidigare ansågs vara enkel och homogen.

Det är allmänt accepterat att planetariska nebulosor är av spektraltyp P , även om denna beteckning sällan används i praktiken.

Ursprung

Planetariska nebulosor representerar det sista stadiet av evolutionen för många stjärnor. Vår sol är en medelstor stjärna, och bara ett litet antal stjärnor överstiger den i massa. Stjärnor med en massa som är flera gånger större än solen i slutskedet av existensen förvandlas till supernovor . Stjärnor med medelhög och låg massa i slutet av den evolutionära vägen skapar planetariska nebulosor.

En typisk stjärna med en massa som är flera gånger mindre än solen lyser under större delen av sitt liv på grund av reaktionerna från termonukleär sammansmältning av helium från väte i dess kärna (ofta i stället för termen "fusion" används termen "bränning", i detta fall - förbränning av väte). Energin som frigörs i dessa reaktioner hindrar stjärnan från att kollapsa under sin egen gravitation, vilket gör den stabil.

Efter flera miljarder år torkar tillgången på väte upp, och det finns inte tillräckligt med energi för att innehålla stjärnans yttre lager. Kärnan börjar krympa och värmas upp. För närvarande är temperaturen på solens kärna cirka 15 miljoner K , men efter att tillförseln av väte är slut kommer komprimeringen av kärnan att få temperaturen att stiga till nivån 100 miljoner K. Samtidigt kommer den yttre lager svalnar och ökar avsevärt i storlek på grund av de mycket höga temperaturkärnorna. Stjärnan förvandlas till en röd jätte . Kärnan fortsätter i detta skede att krympa och värmas upp; när temperaturen når 100 miljoner K , börjar processen för syntes av kol och syre från helium .

Återupptagandet av termonukleära reaktioner förhindrar ytterligare komprimering av kärnan. Det brinnande heliumet skapar snart en inert kärna av kol och syre , omgiven av ett skal av brinnande helium. Termonukleära reaktioner som involverar helium är mycket känsliga för temperatur. Reaktionshastigheten är proportionell mot T40 , d.v.s. en ökning av temperaturen på endast 2% kommer att fördubbla reaktionshastigheten. Detta gör stjärnan mycket instabil: en liten ökning av temperaturen orsakar en snabb ökning av reaktionshastigheten, vilket ökar frigörandet av energi, vilket i sin tur får temperaturen att öka. De övre lagren av brinnande helium börjar expandera snabbt, temperaturen sjunker och reaktionen saktar ner. Allt detta kan vara orsaken till kraftfulla pulsationer, ibland starka nog att skjuta ut en betydande del av stjärnans atmosfär i yttre rymden.

Den utstötta gasen bildar ett expanderande skal runt stjärnans exponerade kärna. När mer och mer av atmosfären separeras från stjärnan uppstår djupare och djupare lager med högre temperaturer. När den kala ytan ( stjärnans fotosfär ) når en temperatur på 30 000 K blir energin hos de utsända ultravioletta fotonerna tillräcklig för att jonisera atomerna i det utstötade materialet, vilket får det att glöda. Därmed blir molnet en planetarisk nebulosa.

Livslängd

Substansen i planetnebulosan flyger bort från den centrala stjärnan med en hastighet av flera tiotals kilometer per sekund. Samtidigt, när materia strömmar ut, kyls den centrala stjärnan ner och strålar ut resterna av energi; termonukleära reaktioner upphör eftersom stjärnan nu inte har tillräckligt med massa för att hålla den temperatur som krävs för sammansmältningen av kol och syre. Så småningom kommer stjärnan att svalna tillräckligt för att den inte längre kommer att avge tillräckligt med ultraviolett ljus för att jonisera det yttre skalet av gas. Stjärnan blir en vit dvärg , och gasmolnet rekombinerar och blir osynligt. För en typisk planetarisk nebulosa är tiden från bildande till rekombination 10 000 år.

Galactic Refiners

Planetariska nebulosor spelar en viktig roll i galaxernas utveckling. Det tidiga universum bestod huvudsakligen av väte och helium , av vilka typ II-stjärnor bildades . Men med tiden, som ett resultat av termonukleär fusion, bildades tyngre grundämnen i stjärnorna. Materien i planetariska nebulosor har alltså en hög halt av kol , kväve och syre , och när den expanderar och tränger in i det interstellära rymden berikar den den med dessa tunga grundämnen, allmänt kallade metaller av astronomer .

Efterföljande generationer av stjärnor som bildas av interstellär materia kommer att innehålla en större initial mängd tunga element. Även om deras andel i stjärnornas sammansättning förblir obetydlig, förändrar deras närvaro avsevärt livscykeln för typ I-stjärnor (se Stjärnpopulationen ).

Egenskaper

Fysiska egenskaper

En typisk planetarisk nebulosa har en genomsnittlig utbredning av ett ljusår och består av mycket förtärnad gas med en densitet på cirka 1000 partiklar per cm3, vilket är försumbart i jämförelse med exempelvis densiteten i jordens atmosfär, men cirka 10-100 partiklar. gånger större än densiteten av det interplanetära rymden i förhållande till avståndet från jordens omloppsbana från solen. Unga planetariska nebulosor har den högsta densiteten och når ibland 10 6 partiklar per cm³. När nebulosorna åldras leder deras expansion till en minskning av densiteten.

Strålning från den centrala stjärnan värmer upp gaserna till temperaturer i storleksordningen 10 000 K. Paradoxalt nog stiger gasens temperatur ofta med ökande avstånd från centralstjärnan. Detta beror på att ju mer energi en foton har , desto mindre är sannolikheten att den absorberas. Därför absorberas lågenergifotoner i nebulosans inre regioner, och de återstående högenergifotonerna absorberas i de yttre regionerna, vilket får deras temperatur att stiga.

Nebulosor kan delas in i materiafattiga och strålningsfattiga . Enligt denna terminologi, i det första fallet, har nebulosan inte tillräckligt med materia för att absorbera alla ultravioletta fotoner som stjärnan sänder ut. Därför är den synliga nebulosan fullständigt joniserad. I det andra fallet sänder den centrala stjärnan ut otillräckliga ultravioletta fotoner för att jonisera all omgivande gas, och joniseringsfronten passerar in i det neutrala interstellära rymden.

Eftersom det mesta av den planetariska nebulosans gas joniseras (det vill säga det är plasma ), har magnetiska fält en betydande effekt på dess struktur och orsakar fenomen som filament och plasmainstabilitet.

Kvantitet och distribution

Idag, i vår galax , som består av 200 miljarder stjärnor, är 1500 planetariska nebulosor kända. Deras korta livslängd jämfört med stjärnliv är orsaken till deras lilla antal. I grund och botten ligger de alla i Vintergatans plan , och för det mesta koncentrerade nära galaxens mitt, och observeras praktiskt taget inte i stjärnhopar.

Användningen av CCD-matriser istället för fotografisk film i astronomisk forskning har avsevärt utökat listan över kända planetariska nebulosor.

Struktur

De flesta planetariska nebulosor är symmetriska och nästan sfäriska till utseendet, vilket inte hindrar dem från att ha många mycket komplexa former. Ungefär 10 % av planetariska nebulosor är praktiskt taget bipolära, och endast ett litet antal är asymmetriska. Även en rektangulär planetarisk nebulosa är känd . Orsakerna till en sådan mängd olika former är inte helt klarlagda, men man tror att gravitationsinteraktionerna mellan stjärnor i binära system kan spela en stor roll. Enligt en annan version stör de befintliga planeterna den enhetliga spridningen av materia under bildandet av en nebulosa. I januari 2005 tillkännagav amerikanska astronomer den första upptäckten av magnetfält runt centralstjärnorna i två planetariska nebulosor och föreslog sedan att de var helt eller delvis ansvariga för att skapa formen på dessa nebulosor. Magnetfältens betydelsefulla roll i planetariska nebulosor förutspåddes av Grigor Gurzadyan redan på 1960 -talet [8] . Det finns också ett antagande att den bipolära formen kan bero på interaktionen av stötvågor från utbredningen av detonationsfronten i heliumlagret på ytan av den bildade vita dvärgen (till exempel i Cat's Eye , Hourglass , Myrnebulosorna ).

Aktuella frågor i studiet av planetariska nebulosor

En av utmaningarna med att studera planetariska nebulosor är att exakt bestämma deras avstånd. För vissa närliggande planetariska nebulosor är det möjligt att beräkna avståndet från oss med hjälp av den uppmätta expansionsparallaxen : högupplösta bilder tagna för flera år sedan visar expansionen av nebulosan vinkelrätt mot siktlinjen , och spektroskopisk analys av Dopplerskiftet kommer att gör det möjligt att beräkna expansionshastigheten längs siktlinjen. Att jämföra vinkelexpansionen med den erhållna expansionshastigheten gör det möjligt att beräkna avståndet till nebulosan.

Förekomsten av en sådan variation av nebulosans former är ett ämne för het debatt. Det är en allmän uppfattning att orsaken till detta kan vara samspelet mellan materia som rör sig bort från stjärnan med olika hastigheter. Vissa astronomer tror att binära stjärnsystem är ansvariga för åtminstone de mest komplexa konturerna av planetariska nebulosor. Nyligen genomförda studier har bekräftat närvaron av kraftfulla magnetfält i flera planetariska nebulosor, vilka antaganden om vilka har framförts upprepade gånger. Magnetiska interaktioner med joniserad gas kan också spela en roll i bildandet av formen på vissa av dem.

För tillfället finns det två olika metoder för att detektera metaller i nebulosan, baserade på olika typer av spektrallinjer. Ibland ger dessa två metoder helt olika resultat. Vissa astronomer tenderar att tillskriva detta till förekomsten av små temperaturfluktuationer i den planetariska nebulosan. Andra menar att skillnaderna i observationer är för slående för att kunna förklaras med temperatureffekter. De lade fram antaganden om förekomsten av kalla klumpar som innehåller en mycket liten mängd väte. Klumparna, vars närvaro enligt deras åsikt kan förklara skillnaden i uppskattningen av mängden metaller, har dock aldrig observerats.

Anteckningar

  1. ↑ William Herschel , 1802. [XVIII.] Katalog över 500 nya nebulosor, nebulosa stjärnor, planetariska nebulosor och klungor av stjärnor; med Anmärkningar om himlens konstruktion. Av William Herschel, LL.DFRS Läst 1 juli 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), sid. 477-528.
  2. ↑ Hoskin M. William Herschel och The Planetary Nebulae // Journal for the History of Astronomy. - 2014. - Vol. 45, nr 2 . - S. 209-225. - doi : 10.1177/002182861404500205 . - .
  3. ↑ Uppslagsverk för barn. Volym 8: astronomi / kap. ed. M. D. Aksyonova. - M .: Avanta +, 1997. - S. 160-161. — 688 sid. — ISBN 5-89501-008-3 .
  4. ↑ 1 2 Huggins W., Miller W.A. (1864). På spektra av några av nebulosorna, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  5. ↑ Bowen, I. S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
  6. ↑ Shklovsky I. S. Om planetariska nebulosor och deras kärnor // Astronomical Journal. - Volym 33, nr 3, 1956. - ss. 315-329.
  7. ↑ Shklovsky I. S. Stjärnor: deras födelse, liv och död . - M . : Nauka, 1984. Arkiverad kopia (otillgänglig länk) . Hämtad 26 mars 2006. Arkiverad från originalet 10 december 2005. 
  8. ↑ Gurzadyan G. A. Planetariska nebulosor. — M .: Nauka, 1993.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 interstellärt medium
Komponenter
Nebulosor
Regioner för stjärnbildning
Circumstellära formationer
StrålningStjärnvind