Utsläppsnebulosa

En emissionsnebulosa ( självlysande ) är ett interstellärt moln som strålar i det optiska området på grund av joniseringen av sin egen gas. Spektra för sådana nebulosor visar starka emissionslinjer , inklusive förbjudna , mot bakgrund av ett svagt kontinuerligt spektrum. Emissionsnebulosor kan vara av en annan karaktär: de kan till exempel vara H II-regioner eller planetariska nebulosor .

Emissionsmekanismen för emissionsnebulosor förklaras av fluorescens : en foton i det ultravioletta området absorberas av en atom och joniserar den, och sedan, som ett resultat av rekombination och en kedja av spontana övergångar , emitteras fotoner med lägre energi, inklusive i det optiska området .

Egenskaper

Beskrivning

Emissionsnebulosor (självlysande) är, liksom andra nebulosor , interstellära moln av gas och stoft som sticker ut mot himlen. De utstrålar i det optiska området , därför klassificeras de som diffusa (ljusa) nebulosor [1] . Emissionsnebulosor lyser på grund av joniseringen av sin egen gas, i motsats till reflektionsnebulosor , som bara lyser av det reflekterade ljuset från stjärnor . Temperaturer, storlekar och massor av sådana nebulosor kan skilja sig markant (se nedan ) [2] [3] [4] .

Emissionsnebulosor kallas ibland "gas"-nebulosor, vilket kontrasterar dem med "dammiga" nebulosor - mörka och reflekterande. En sådan uppdelning återspeglar inte sammansättningen, eftersom förhållandet mellan gas och damm är ungefär detsamma i olika nebulosor, utan beror på det faktum att gasglöd observeras i "gas"-nebulosor och i "damm" observationsmanifestationer - reflektion eller absorption av ljus - orsakas av damm [5] .

Emissionsnebulosornas spektra har en emissionskaraktär: starka emissionslinjer observeras i dem , inklusive förbjudna . Det kontinuerliga spektrumet är svagt och dess form beror på typen av emissionsnebulosa (se nedan ). Detta gör det möjligt att skilja emissionsnebulosor från reflektionsnebulosor: de senares spektrum är kontinuerligt, vilket är fallet med stjärnorna vars ljus de reflekterar. I spektra av emissionsnebulosor är vätelinjer mest märkbara , i synnerhet H-alfa , linjer av neutralt och joniserat helium , och förbjudna linjer av dubbeljoniserat syre och andra element är också starka [3] [4] [6] .

Typer av emissionsnebulosor

Emissionsnebulosor kan vara av olika karaktär: de kan till exempel vara H II-regioner eller planetariska nebulosor [4] [5] . Supernovarester kallas också ofta för emissionsnebulosor [2] [3] .

Regioner H II

H II-regioner är interstellära moln, vars substans joniseras av strålning från unga, ljusa stjärnor av tidiga spektraltyper - O och B med temperaturer över 2⋅10 4 K [7] [8] [9] [10] . Aktiv stjärnbildning sker i H II -regioner , deras livstid är inte mer än några miljoner år, och de är huvudsakligen koncentrerade i de galaktiska spiralarmarna . En typisk H II-region är Orionnebulosan [11] .

Temperaturerna för sådana föremål är i storleksordningen 10 4 K . Som regel varierar deras storlekar från mindre än ett ljusår till flera hundra, partikelkoncentrationerna varierar från några till miljoner cm −3 (för jämförelse är koncentrationen av partiklar i luften nära jordens yta 2,5⋅10 19 cm − 3 ), massor — från 100 till 10000 M ⊙ [4] [9] [11] . Det kontinuerliga spektrumet i H II-regionerna är spektrumet av termisk strålning med ett maximum i det ultravioletta området [3] .

Planetariska nebulosor

Planetnebulosor betraktas ibland som en typ av H II-region, eftersom materien i dem också joniseras av stjärnans strålning, men dessa objekt har också ett antal skillnader. En planetarisk nebulosa bildas när en röd jätte - en stjärna med liten eller medelstor massa i ett sent skede av evolutionen , fäller sitt eget skal, medan den heta kärnan förblir från stjärnan, som joniserar substansen i det utskjutna skalet. Planetariska nebulosor är koncentrerade mot galaxens centrum, deras livstid överstiger inte flera tiotusentals år. En typisk planetarisk nebulosa är Helixnebulosan [12] [13] [14] .

Temperaturerna på själva planetnebulosorna och stjärnorna som lyser upp dem är högre än i H II-regionerna: i planetariska nebulosans kärnor kan de nå 1,5⋅10 5 K . I det här fallet har planetariska nebulosor mindre storlekar - inte mer än några ljusår, och mindre massor - i genomsnitt 0,3 M ⊙ [3] [12] .

Nebulosor joniserade av stötvågor

Det finns nebulosor som joniseras inte av strålning, utan av stötvågor . I det interstellära mediet kan chockvågor skapas som ett resultat av explosioner av stjärnor - nya eller supernovor , samt under en stark stjärnvind [5] .

Ett specialfall av sådana nebulosor är supernovarester , som ofta betraktas som en typ av emissionsnebulosor. De finns i cirka 100 tusen år på platsen för supernovaexplosioner, och i dem, förutom stötvågor, bidrar ultraviolett synkrotronstrålning till jonisering av materia . Synkrotronstrålning skapar också ett kontinuerligt spektrum av dessa objekt [3] [5] [15] . Ett typiskt exempel på en supernovarest är krabbanebulosan [16] .

Strålningsmekanism

I emissionsnebulosor sker en kontinuerlig jonisering och rekombination av atomerna i gasen som utgör nebulosan. Atomer i nebulosan joniseras av ultraviolett strålning , och rekombination sker på ett kaskadsätt: elektronen återvänder inte omedelbart till marknivån, utan passerar genom flera exciterade tillstånd , under övergången mellan vilka fotoner emitteras med lägre energi än första. Således "bearbetas" ultravioletta fotoner i nebulosan till optiska - fluorescens förekommer [17] [18] .

Antalet emitterade fotoner i en viss linje per volymenhet och tidsenhet är proportionell mot antalet kollisioner av joner med protoner. I en nebulosa joniseras nästan all materia, och koncentrationen av joner är ungefär lika med koncentrationen av elektroner , därför är nebulosans ytljusstyrka proportionell mot summerad längs siktlinjen. Värdet (eller för en homogen nebulosa med utbredning ) som erhålls på detta sätt kallas emissionsmåttet , och koncentrationen av materia kan uppskattas från den observerade ytljusstyrkan [8] [19] .

Orsaker till fluorescens

Kvalitativt beskrivs orsakerna till fluorescens enligt följande. Vi kan betrakta en situation där nebulosan är upplyst av en stjärna som strålar ut som en svart kropp med temperatur . I det här fallet beskrivs den spektrala sammansättningen av stjärnans strålning vid vilken punkt som helst av Plancks formel för temperatur , men strålningsenergitätheten minskar med ökande avstånd till stjärnan och på stora avstånd motsvarar en mycket lägre temperatur än . I en sådan situation, enligt termodynamikens lagar , när den interagerar med materia, bör strålningen omfördelas över frekvenser - från högre frekvenser till lägre, vilket sker i nebulosor [20] .

Mer rigoröst förklaras detta fenomen av Rosselands teorem . Den betraktar atomer med tre möjliga energinivåer 1, 2, 3 i stigande energiordning och två motsatta cykliska processer: process I med övergångar 1 → 3 → 2 → 1, och process II med övergångar 1 → 2 → 3 → 1. I process I absorberas en högenergifoton av atomen och två lågenergifotoner sänds ut, och i process II absorberas två lågenergifotoner och en högenergifoton sänds ut. Antalet sådana processer per tidsenhet betecknas med respektive . Satsen säger att om utspädningskoefficienten för stjärnans strålning är liten, det vill säga stjärnan är synlig i en liten rymdvinkel (dessa parametrar är relaterade till ) , det vill säga process II inträffar mycket mindre ofta än process I. Således, i emissionsnebulosor, där koefficientutspädningen är ganska liten och kan vara 10 −14 , sker omvandlingen av högenergifotoner till lågenergifotoner storleksordningar oftare än vice versa [21] .

Interaktion av strålning med atomer

Du kan överväga interaktionen av strålning med väteatomer , som nebulosan huvudsakligen består av. Tätheten av materia och strålning i nebulosan är mycket låg, och en typisk väteatom är i joniserat tillstånd i flera hundra år, tills den någon gång kolliderar med en elektron och rekombinerar, och efter några månader joniseras den igen av en ultraviolett foton. En period på flera månader är mycket längre än den tid under vilken en atom övergår till ett oexciterat (mark)tillstånd genom spontan emission , därför är nästan alla neutrala atomer i ett oexciterat tillstånd. Detta betyder att nebulosan är ogenomskinlig för fotoner i Lyman-serien motsvarande övergångar från grundtillståndet, men genomskinlig för fotoner i den underordnade väteserien [8] [22] .

När en fri elektron fångas av en proton emitteras en foton, vars frekvens beror på vilken energinivå elektronen befinner sig i. Om detta inte är huvudnivån, så lämnar den emitterade fotonen nebulosan, eftersom den tillhör den underordnade serien, och om elektronen har kommit in i huvudnivån, sänds en foton i Lyman-serien ut, som absorberas i nebulosan , joniserar en annan atom, och processen upprepas. Förr eller senare sänds alltså ut en foton i en av de underordnade serierna och lämnar nebulosan. Samma sak händer med spontana övergångar mellan nivåer: när en elektron passerar till vilken nivå som helst, förutom marken, sänds en foton ut, som lämnar nebulosan, annars sänds en foton ut i Lyman-serien, som sedan absorberas. Vid någon tidpunkt kommer elektronen att flytta till den andra energinivån och en foton kommer att sändas ut i Balmer-serien ; efter det kommer endast övergången från den andra nivån till den första med emission av en foton i Lyman-alfa- linjen att vara möjlig . En sådan foton kommer ständigt att absorberas och återutsändas, men kommer så småningom att lämna nebulosan. Det betyder att varje ultraviolett foton som joniserar en väteatom förvandlas till ett visst antal fotoner, bland vilka det kommer att finnas en foton i Balmer-serien och en foton i Lyman-alfalinjen [23] .

Det föregående betyder också att Balmerlinjernas totala intensitet är nära relaterad till strålningskraften från stjärnan som joniserar nebulosan i det ultravioletta området. Sedan, observera endast i det optiska området , kan man jämföra intensiteten av strålningen från stjärnan i den med intensiteten av Balmer-linjerna och få information om strålningen från stjärnan i olika delar av spektrumet. En sådan metod, som kallas Zanstra-metoden , gör att temperaturen på en stjärna kan uppskattas. Liknande resonemang kan utvidgas till andra atomer, såsom helium . Samtidigt har väte, helium och joniserat helium joniseringspotentialer på 13,6, 24,6 respektive 54,4 eV , så nebulosans ljusstyrka i dessa atomers linjer motsvarar stjärnans ljusstyrka i olika delar av ultraviolett ljus. räckvidd. Uppskattningar av temperaturen för samma stjärna från linjerna för olika atomer kan vara olika: detta beror på skillnaden mellan stjärnans spektrum och spektrumet för en absolut svart kropp [24] .

När de joniseras av strålning är de relativa intensiteterna för Balmer-linjerna praktiskt taget oberoende av temperatur - detta förhållande mellan dem kallas Balmer-dekrementet . Balmer-minskningen som observeras i många nebulosor skiljer sig från den teoretiskt förutspådda på grund av det faktum att interstellär absorption är selektiv, det vill säga att den dämpar strålning olika vid olika våglängder. Genom att jämföra den teoretiska och observerade Balmer-minskningen kan man bestämma omfattningen av interstellär utrotning i galaxen [25] .

Den låga frekvensen av partikelkollisioner gör förbjudna övergångar möjliga för atomer som syre eller kväve , och följaktligen strålning i förbjudna linjer : även om livslängden för en atom i ett metastabilt tillstånd är ganska lång, är det fortfarande mycket kortare än den genomsnittliga tiden mellan kollisioner och spontana övergångar från metastabila tillstånd är också möjliga. Beroende på intensiteten hos de förbjudna linjerna kan man bestämma olika parametrar för nebulosan: till exempel beror intensiteten på linjerna för en viss atom eller jon på innehållet av detta element i nebulosan [26] [8] .

Impact excitation

När atomer joniseras uppstår fria elektroner med en viss kinetisk energi. Därför finns det också stötexcitation av atomer i en kollision med sådana elektroner, varefter spontan emission sker . Denna mekanism är den främsta bidragsgivaren till utsläpp av atomer med en liten joniseringspotential , såsom syre . För atomer med hög joniseringspotential, i synnerhet för väte, ger stötexcitation inte ett betydande bidrag till jonisering, eftersom medelenergin för en fri elektron i en nebulosa är mycket mindre än excitationsenergin för en väteatom [27] .

Vissa förbjudna linjer motsvarar tillståndsövergångar som exciteras av elektronstötar. Detta gör att du kan mäta elektronkoncentrationen och elektrontemperaturen : ju högre koncentrationen är, desto mer befolkade kommer motsvarande nivåer att vara, men om koncentrationen är för hög kommer kollisioner att inträffa för ofta, atomerna kommer inte att ha tillräckligt med tid att övergå från det metastabila tillståndet, och de förbjudna linjerna kommer att vara svagare. Elektrontemperaturen är ett mått på den genomsnittliga kinetiska energin hos elektroner: den bestämmer vilken bråkdel av elektroner som kan excitera ett visst tillstånd, så det kan bestämmas genom att jämföra intensiteten av de förbjudna linjerna för en jon i olika exciterade tillstånd [26 ] .

Grad av jonisering

En emissionsnebulosa kan begränsas av sin egen materia ( eng.  gas-bounded nebula ) eller av strålning ( eng.  radiation-bounded nebula ). I det första fallet når ultraviolett strålning alla delar av molnet, och nebulosans synliga gränser bestäms av själva molnets storlek och form. I det andra fallet är ultraviolett strålning inte tillräckligt kraftfull för att jonisera väteatomer i alla delar av molnet, och nebulosans synliga gränser bestäms av kraften i ultraviolett strålning [3] . Eftersom neutralt väte absorberar ljus väl är gränsen mellan de regioner där de flesta atomerna är joniserade och där de flesta väteatomerna är neutrala ganska skarp. Om det finns en stjärna i nebulosan så har området där de flesta väteatomerna ska joniseras en sfärisk form och kallas Strömgrens sfär [8] [28] .

Om det finns ett område i nebulosan där atomerna joniseras två gånger, så kan en liknande gräns observeras mellan den och regionen där atomerna huvudsakligen joniseras en gång. Detta leder till det faktum att områdena i nebulosan som emitterar i vissa linjer har olika storlekar: till exempel är regionen som emitterar i linjer av joniserat helium mycket mindre än regionen som emitterar i linjer av neutralt helium [28] .

Studiens historia

1610 upptäcktes Orionnebulosan , men under en lång tid efter det var forskarna inte ens medvetna om skillnaderna mellan nebulosor och galaxer . År 1864 studerade William Huggins först spektra av olika nebulosor och, baserat på typen av deras spektrum, drog slutsatsen att några av dem bestod av uppvärmd gas: sålunda urskiljdes "gas"-nebulosor [29] [30] [31] . 1868 föreslog han att några av de ljusa linjerna i nebulosans spektra emitterades av atomer av det tidigare okända kemiska grundämnet nebulium , men denna hypotes var felaktig: 1927 visade Ira Bowen att linjerna som tillskrevs nebulium var i faktum de förbjudna linjerna av kväve och syre [32] .

På grund av enkelheten i de fysiska förhållandena i sådana nebulosor – den låga densiteten av materia och strålning – visade sig emissionsnebulosornas fysik vara den gren av teoretisk astrofysik som utvecklades i detalj i första hand, och dess resultat började bli tillämpas inom andra grenar av astrofysik [33] .

Anteckningar

  1. ↑ Älskling D. Nebula  . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 28 juli 2021. Arkiverad från originalet 28 juli 2021.
  2. ↑ 1 2 Zasov A.V. Galaktiska nebulosor . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 27 juli 2021. Arkiverad från originalet 27 juli 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Emissionsnebulosa  . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 27 juli 2021. Arkiverad från originalet 4 juli 2019.
  4. ↑ 1 2 3 4 Emissionsnebulosa  . _ Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hämtad 27 juli 2021. Arkiverad från originalet 25 maj 2021.
  5. ↑ 1 2 3 4 Bochkarev N. G. Nebulosor . Astronet . Hämtad 27 juli 2021. Arkiverad från originalet 27 juli 2021.
  6. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 258.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 434.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007 , s. 323-326.
  9. ↑ 1 2 Bochkarev N.G. Zoner av joniserat väte . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 29 juli 2021. Arkiverad från originalet 4 mars 2021.
  10. ↑ Emissionsnebulosa  . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 27 juli 2021. Arkiverad från originalet 27 juli 2021.
  11. ↑ 1 2 HII-  regionen . Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hämtad 29 juli 2021. Arkiverad från originalet 26 februari 2021.
  12. ↑ 1 2 Arkhipova V.P. Planetariska nebulosor . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 30 juli 2021. Arkiverad från originalet 27 februari 2021.
  13. ↑ Planetariska nebulosor  . Astronomi . Melbourne: Swinburne University of Technology . Hämtad 30 juli 2021. Arkiverad från originalet 1 oktober 2020.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 407-409.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 332-334.
  16. ↑ Älskling D. Supernovarest  . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 30 juli 2021. Arkiverad från originalet 8 juni 2021.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 452-454.
  18. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 257-259.
  19. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 454.
  20. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 259-261.
  21. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 261-263.
  22. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 263-266, 284.
  23. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 263-266.
  24. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 263-269.
  25. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 287-289.
  26. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , sid. 293-305.
  27. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 289-290.
  28. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , sid. 275-278.
  29. ↑ Nebulosa . Historisk översikt över studiet av nebulosor  (engelska) . Encyclopedia Britannica . Hämtad 31 juli 2021. Arkiverad från originalet 2 januari 2018.
  30. ↑ William  Huggins . Encyclopedia Britannica . Hämtad 31 juli 2021. Arkiverad från originalet 11 juli 2021.
  31. ↑ Astronomis historia . Astronomi . Institutet för naturvetenskap och teknik. SI. Vavilov . Hämtad 31 juli 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020.
  32. ↑ Nebulium  . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 31 juli 2021. Arkiverad från originalet 31 juli 2021.
  33. ↑ Sobolev, 1985 , sid. 257.

Litteratur

 interstellärt medium
Komponenter
Nebulosor
Regioner för stjärnbildning
Circumstellära formationer
StrålningStjärnvind
 Nebulosor
Synliga nebulosor
prestellära nebulosor
stjärnnebulosor
Poststellära nebulosor
Moln
Morfologi
Listor
  • Kategori
  • Commons