Planetární mlhovina

Planetární mlhovina  je astronomický objekt , který je obalem ionizovaného plynu kolem centrální hvězdy, bílého trpaslíka .

Vzniká při vyvržení vnějších vrstev červeného obra nebo veleobra o hmotnosti 0,8 až 8 hmotností Slunce v konečné fázi jeho vývoje. Planetární mlhoviny jsou objekty, které jsou podle astronomických standardů pomíjivé a existují pouze několik desítek tisíc let (s životností hvězdného předka několik miliard let). Nejsou příbuzné s planetami a byly pojmenovány pro svou povrchní podobnost při pozorování dalekohledem. V naší galaxii je známo asi 1500 planetárních mlhovin .

Planetární mlhoviny se vyznačují zaobleným tvarem s ostrým okrajem, ale v posledních letech bylo pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu mnoho planetárních mlhovin schopno detekovat velmi složitou a zvláštní strukturu. Zhruba kulovitý tvar je jen asi jedna pětina z nich. Mechanismy, které vytvářejí takovou rozmanitost forem, nejsou zcela pochopeny. Předpokládá se, že velkou roli v tom může hrát interakce hvězdného větru a dvojhvězd , magnetického pole a mezihvězdného prostředí .

Proces vzniku planetárních mlhovin spolu s výbuchy supernov hraje důležitou roli v chemickém vývoji galaxií, kdy se do mezihvězdného prostoru vrhá materiál obohacený o těžké prvky - produkty hvězdné nukleosyntézy (v astronomii jsou všechny prvky považovány za těžké, přičemž s výjimkou produktů primární nukleosyntézy velkého třesku  - vodík a helium , jako je uhlík , dusík , kyslík a vápník ).

Historie výzkumu

Většina planetárních mlhovin jsou slabé objekty a obecně nejsou viditelné pouhým okem. První objevenou planetární mlhovinou byla mlhovina Činka v souhvězdí Liška : Charles Messier , který hledal komety , ji při sestavování svého katalogu mlhovin (stacionárních objektů, které při pozorování oblohy vypadají jako komety) v roce 1764 katalogizoval pod číslem M27. V roce 1784 je William Herschel , objevitel Uranu , při sestavování svého katalogu identifikoval jako samostatnou třídu mlhovin ("třída IV") [1] a nazval je planetárními kvůli jejich podobnosti s diskem planety [2] [ 3] .

Neobvyklá povaha planetárních mlhovin byla objevena v polovině 19. století se začátkem používání spektroskopie při pozorováních . William Huggins se stal prvním astronomem, který získal spektra planetárních mlhovin – objektů, které vynikly svou neobvyklostí:

Některé z nejzáhadnějších z těchto pozoruhodných objektů jsou ty, které se při teleskopickém pohledu jeví jako kulaté nebo mírně oválné disky. ... Pozoruhodná je i jejich zelenomodrá barva, která je u jednotlivých hvězd extrémně vzácná. Navíc tyto mlhoviny nevykazují žádné známky centrálních shluků. Podle těchto znaků vynikají planetární mlhoviny ostře jako objekty, které mají vlastnosti zcela odlišné od vlastností Slunce a stálic . Z těchto důvodů a také pro jejich jasnost jsem tyto mlhoviny vybral jako nejvhodnější pro spektroskopický výzkum [4] .

Když Huggins studoval spektra mlhovin NGC 6543 ( Cat's Eye ), M27 ( Činka ), M57 ( Prsten ) a řady dalších, ukázalo se, že jejich spektrum je extrémně odlišné od spekter hvězd: všechna spektra hvězd do té doby byla získána absorpční spektra (spojité spektrum s velkým počtem tmavých čar), zatímco spektra planetárních mlhovin se ukázala jako emisní spektra s malým počtem emisních čar , což naznačovalo jejich povahu, která se zásadně liší od povaha hvězd:

Nepochybně jsou to mlhoviny 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 7672 jsou) a nelze spíše považovat za shluky hvězd stejného typu jako stálice a naše Slunce. <...> tyto objekty mají zvláštní a odlišnou strukturu <...> tyto objekty bychom se vší pravděpodobností měli považovat za obrovské masy svítícího plynu nebo páry [4] .

Dalším problémem bylo chemické složení planetárních mlhovin: Huggins byl ve srovnání s referenčními spektry schopen identifikovat čáry dusíku a vodíku , ale nejjasnější z čar o vlnové délce 500,7 nm nebyla pozorována ve spektrech tehdy známých chemické prvky. Bylo navrženo, že tato čára odpovídá neznámému prvku. Dostal jméno mlhovina předem  - analogicky s myšlenkou , která vedla k objevu hélia během spektrální analýzy Slunce v roce 1868 .

Předpoklady o objevu nového prvku mlhoviny se nepotvrdily. Na počátku 20. století Henry Russell předpokládal, že čára 500,7 nm neodpovídá novému prvku, ale starému prvku za neznámých podmínek.

Ve 20. letech 20. století se ukázalo, že ve velmi zředěných plynech mohou atomy a ionty přecházet do excitovaných metastabilních stavů, které při vyšších hustotách nemohou kvůli srážkám částic dlouhodobě existovat. V roce 1927 Bowen identifikoval 500,7 nm linii mlhoviny, která vznikla přechodem z metastabilního stavu na pozemní dvojitě ionizovaný atom kyslíku ( OIII) [5] . Spektrální čáry tohoto typu, pozorované pouze při extrémně nízkých hustotách, se nazývají zakázané čáry . Spektroskopická pozorování tedy umožnila odhadnout horní hranici hustoty mlhovinového plynu. Spektra planetárních mlhovin získaná pomocí štěrbinových spektrometrů zároveň vykazovala „lámavost“ a rozštěpení čar v důsledku Dopplerových posunů emitujících oblastí mlhoviny pohybujících se různými rychlostmi, což umožnilo odhadnout expanzní rychlosti planetárních mlhovin. rychlostí 20-40 km/s.

Navzdory poměrně podrobnému pochopení struktury, složení a mechanismu záření planetárních mlhovin zůstala otázka jejich původu otevřená až do poloviny 50. let 20. století I.S.kdy, červených obrů . , a vlastnosti jejich jader se shodují s vlastnostmi horkých bílých trpaslíků [6] [7] . V současnosti byla tato teorie o původu planetárních mlhovin potvrzena četnými pozorováními a výpočty.

Koncem 20. století umožnila zdokonalení technologie podrobnější studium planetárních mlhovin. Vesmírné dalekohledy umožnily studovat jejich spektra mimo viditelný rozsah, což dříve nebylo možné pozorováním ze zemského povrchu . Pozorování v infračervených a ultrafialových vlnových délkách poskytla nový, mnohem přesnější odhad teploty , hustoty a chemického složení planetárních mlhovin. Použití technologie CCD-matice umožnilo analyzovat mnohem méně jasné spektrální čáry. Použití Hubbleova vesmírného dalekohledu odhalilo extrémně složitou strukturu planetárních mlhovin, o nichž se dříve myslelo, že jsou jednoduché a homogenní.

Obecně se uznává, že planetární mlhoviny jsou spektrálního typu P , i když se toto označení v praxi používá jen zřídka.

Původ

Planetární mlhoviny představují poslední fázi evoluce mnoha hvězd. Naše Slunce je hvězda střední velikosti a hmotností ji převyšuje jen malý počet hvězd. Hvězdy s hmotností několikanásobně větší než Slunce se v konečné fázi existence mění v supernovy . Hvězdy střední a nízké hmotnosti na konci evoluční cesty vytvářejí planetární mlhoviny.

Typická hvězda s hmotností několikanásobně menší než Slunce svítí po většinu svého života díky reakcím termojaderné fúze hélia z vodíku ve svém jádru (často se místo výrazu „fúze“ používá výraz „hořící“, v tento případ - spalování vodíku). Energie uvolněná při těchto reakcích brání hvězdě před kolapsem pod vlastní gravitací, čímž se stává stabilní.

Po několika miliardách let zásoba vodíku vyschne a není dostatek energie, aby pojal vnější vrstvy hvězdy. Jádro se začne smršťovat a zahřívat. V současné době je teplota jádra Slunce přibližně 15 milionů K , ale po vyčerpání zásoby vodíku způsobí stlačení jádra zvýšení teploty až na úroveň 100 milionů K. Zároveň se vnější vrstvy se ochlazují a výrazně se zvětšují v důsledku velmi vysokých teplot zrn. Hvězda se promění v rudého obra . Jádro v této fázi pokračuje ve smršťování a ohřívání; když teplota dosáhne 100 milionů K , začíná proces syntézy uhlíku a kyslíku z helia .

Obnovení termonukleárních reakcí brání dalšímu stlačení jádra. Hořící helium brzy vytvoří inertní jádro z uhlíku a kyslíku , obklopené obalem hořícího helia. Termonukleární reakce zahrnující helium jsou velmi citlivé na teplotu. Rychlost reakce je úměrná T40 , tj. zvýšení teploty pouze o 2 % zdvojnásobí rychlost reakce. Díky tomu je hvězda velmi nestabilní: malé zvýšení teploty způsobí rychlé zvýšení rychlosti reakcí, čímž se zvýší uvolňování energie, což zase způsobí zvýšení teploty. Horní vrstvy hořícího helia se začnou rychle roztahovat, teplota klesá a reakce se zpomaluje. To vše může být příčinou silných pulsací, někdy dostatečně silných na to, aby vyvrhly významnou část atmosféry hvězdy do vesmíru.

Vyvržený plyn tvoří rozpínající se obal kolem obnaženého jádra hvězdy. Jak se stále větší část atmosféry odděluje od hvězdy, objevují se hlubší a hlubší vrstvy s vyšší teplotou. Když holý povrch ( fotosféra hvězdy ) dosáhne teploty 30 000 K, energie emitovaných ultrafialových fotonů se stane dostatečnou k ionizaci atomů ve vyvržené hmotě, která ji rozzáří. Oblak se tak stává planetární mlhovinou.

Životnost

Látka planetární mlhoviny odlétá od centrální hvězdy rychlostí několika desítek kilometrů za sekundu. Současně, jak hmota vytéká, centrální hvězda se ochlazuje a vyzařuje zbytky energie; termonukleární reakce se zastaví, protože hvězda nyní nemá dostatek hmoty na udržení teploty potřebné pro fúzi uhlíku a kyslíku. Nakonec se hvězda ochladí natolik, že již nebude emitovat dostatek ultrafialového světla k ionizaci vnějšího obalu plynu. Hvězda se stává bílým trpaslíkem a oblak plynu se rekombinuje a stává se neviditelným. U typické planetární mlhoviny je doba od vzniku po rekombinaci 10 000 let.

Galaktické rafinerie

Planetární mlhoviny hrají významnou roli ve vývoji galaxií. Raný vesmír sestával hlavně z vodíku a hélia , ze kterých se vytvořily hvězdy typu II . Ale postupem času se v důsledku termojaderné fúze ve hvězdách vytvořily těžší prvky. Hmota planetárních mlhovin má tedy vysoký obsah uhlíku , dusíku a kyslíku a jak se rozpíná a proniká do mezihvězdného prostoru, obohacuje ji o tyto těžké prvky, které astronomové obecně nazývají kovy .

Následující generace hvězd vytvořených z mezihvězdné hmoty budou obsahovat větší počáteční množství těžkých prvků. Přestože jejich podíl ve složení hvězd zůstává nevýznamný, jejich přítomnost výrazně mění životní cyklus hvězd typu I (viz Hvězdná populace ).

Charakteristika

Fyzikální vlastnosti

Typická planetární mlhovina má průměrný rozsah jeden světelný rok a skládá se z vysoce zředěného plynu o hustotě asi 1000 částic na cm3, což je ve srovnání např. s hustotou zemské atmosféry zanedbatelné, ale asi 10-100 krát větší než hustota meziplanetárního prostoru vzdáleností oběžné dráhy Země od Slunce. Mladé planetární mlhoviny mají nejvyšší hustotu, někdy dosahující 10 6 částic na cm³. Jak mlhoviny stárnou, jejich expanze vede ke snížení hustoty.

Záření z centrální hvězdy ohřívá plyny na teploty v řádu 10 000 K. Paradoxně teplota plynu často stoupá s rostoucí vzdáleností od centrální hvězdy. Je to proto, že čím více energie má foton , tím menší je pravděpodobnost, že bude absorbován. Proto jsou nízkoenergetické fotony absorbovány ve vnitřních oblastech mlhoviny a zbývající, vysokoenergetické fotony jsou absorbovány ve vnějších oblastech, což způsobuje zvýšení jejich teploty.

Mlhoviny lze rozdělit na hmotu chudé a na záření chudé . Podle této terminologie v prvním případě nemá mlhovina dostatek hmoty, aby absorbovala všechny ultrafialové fotony emitované hvězdou. Viditelná mlhovina je proto zcela ionizována. Ve druhém případě centrální hvězda emituje nedostatečné ultrafialové fotony k ionizaci veškerého okolního plynu a ionizační fronta přechází do neutrálního mezihvězdného prostoru.

Protože většina plynu planetární mlhoviny je ionizovaná (tj. je to plazma ), magnetická pole mají významný vliv na její strukturu a způsobují jevy, jako jsou vlákna a nestabilita plazmatu.

Množství a distribuce

Dnes je v naší galaxii , která se skládá z 200 miliard hvězd, známo 1500 planetárních mlhovin. Jejich krátká životnost ve srovnání s hvězdným životem je důvodem jejich malého počtu. V podstatě všechny leží v rovině Mléčné dráhy a z větší části se soustředí poblíž středu galaxie a v hvězdokupách je prakticky nepozorujeme.

Použití CCD polí místo fotografického filmu v astronomickém výzkumu významně rozšířilo seznam známých planetárních mlhovin.

Struktura

Většina planetárních mlhovin je symetrická a téměř kulového vzhledu, což jim nebrání mít mnoho velmi složitých tvarů. Přibližně 10 % planetárních mlhovin je prakticky bipolárních a jen malý počet je asymetrických. Známá je dokonce i pravoúhlá planetární mlhovina . Důvody pro takovou rozmanitost forem nejsou plně pochopeny, ale předpokládá se, že gravitační interakce hvězd v binárních systémech mohou hrát velkou roli. Podle jiné verze stávající planety narušují rovnoměrné šíření hmoty při vzniku mlhoviny. V lednu 2005 američtí astronomové oznámili první detekci magnetických polí kolem centrálních hvězd dvou planetárních mlhovin a poté navrhli, že jsou částečně nebo zcela zodpovědní za vytvoření tvaru těchto mlhovin. Významnou roli magnetických polí v planetárních mlhovinách předpověděl Grigor Gurzadyan již v 60. letech 20. století [8] . Existuje také předpoklad, že bipolární tvar může být způsoben interakcí rázových vln z šíření čela detonace ve vrstvě helia na povrchu tvořícího se bílého trpaslíka (například v Kočičím oku , přesýpacích hodin , v mlhovinách mravenců ).

Aktuální problémy ve studiu planetárních mlhovin

Jednou z výzev při studiu planetárních mlhovin je přesné určení jejich vzdálenosti. U některých blízkých planetárních mlhovin je možné vypočítat vzdálenost od nás pomocí naměřené expanzní paralaxy : snímky s vysokým rozlišením pořízené před několika lety ukazují expanzi mlhoviny kolmo k linii pohledu a spektroskopická analýza Dopplerova posunu umožňují vypočítat rychlost expanze podél linie pohledu. Porovnání úhlové expanze se získanou rychlostí expanze umožní vypočítat vzdálenost k mlhovině.

Existence takové rozmanitosti tvarů mlhovin je předmětem vášnivých debat. Všeobecně se má za to, že důvodem může být interakce mezi hmotou, která se vzdaluje od hvězdy různými rychlostmi. Někteří astronomové se domnívají, že dvojhvězdné systémy jsou zodpovědné za přinejmenším nejsložitější obrysy planetárních mlhovin. Nedávné studie potvrdily přítomnost silných magnetických polí v několika planetárních mlhovinách, jejichž předpoklady byly opakovaně uváděny. Při formování tvaru některých z nich mohou hrát roli i magnetické interakce s ionizovaným plynem.

V současné době existují dvě různé metody pro detekci kovů v mlhovině, založené na různých typech spektrálních čar. Někdy tyto dvě metody poskytují zcela odlišné výsledky. Někteří astronomové mají tendenci to připisovat přítomnosti mírných teplotních výkyvů v planetární mlhovině. Jiní se domnívají, že rozdíly v pozorováních jsou příliš nápadné na to, aby se daly vysvětlit teplotními vlivy. Předkládají předpoklady o existenci studených shluků obsahujících velmi malé množství vodíku. Sraženiny, jejichž přítomnost může podle jejich názoru vysvětlit rozdíl v odhadu množství kovů, však nebyly nikdy pozorovány.

Poznámky

1. ↑ William Herschel , 1802. [XVIII.] Katalog 500 nových mlhovin, mlhovinových hvězd, planetárních mlhovin a shluků hvězd; s poznámkami o stavbě nebes. William Herschel, LL.DFRS Přečteno 1. července 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), str. 477-528.
2. ↑ Hoskin M. William Herschel a planetární mlhoviny // Časopis pro dějiny astronomie. - 2014. - Sv. 45, č. 2 . - S. 209-225. - doi : 10.1177/002182861404500205 . - .
3. ↑ Encyklopedie pro děti. Svazek 8: astronomie / kap. vyd. M. D. Aksjonová. - M. : Avanta +, 1997. - S. 160-161. — 688 s. — ISBN 5-89501-008-3 .
4. ↑ 12 Huggins W., Miller W.A. (1864). O spektrech některých mlhovin, 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. O povaze planetárních mlhovin a jejich jádrech // Astronomical Journal. - Ročník 33, č. 3, 1956. - ss. 315-329.
7. ↑ Hvězdy Shklovského I. S .: jejich zrození, život a smrt . - M . : Nauka, 1984. Archivovaný výtisk (nepřístupný odkaz) . Získáno 26. března 2006. Archivováno z originálu 10. prosince 2005. (neurčitý) 
8. ↑ Gurzadyan G. A. Planetární mlhoviny. — M .: Nauka, 1993.

Literatura

• Aller L. , Liller U. Planetární mlhoviny. — M .: Mir, 1971.
• Kostyakova E. B. Fyzika planetárních mlhovin. — M .: Nauka, 1982.
• Planetární mlhoviny Pottash S. R. — M .: Mir, 1987.
• Planetární mlhoviny  / G. S. Khromov  // Cosmos Physics: Little Encyclopedia  / Ed.: R. A. Sunyaev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 494-495. — 783 str. — 70 000 výtisků.
• Aller, Lawrence H. & Hyung, Siek (2003), Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (vyzvaná recenze) , v Kwok, Sun; Dopita, Michael & Sutherland, Ralph, Planetární mlhoviny: Jejich evoluce a role ve vesmíru, Sborník příspěvků z 209. sympozia Mezinárodní astronomické unie konaného v Canbeře, Austrálie, 19.–23. listopadu 2001, Planetární mlhoviny: Jejich evoluce a role v vesmír (Astronomická společnost Pacifiku). - T. 209: 15 
• Gurzadyan, Grigor A. (1997), Fyzika a dynamika planetárních mlhovin , Springer, ISBN 978-3-540-60965-0 , < https://books.google.com/?id=xxVkZBVIZeAC > 
• Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution , A. K. Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6 , < https://books.google.com/?id=kd4VEZv8oo0C&dq > 
• Huggins, W. & Miller, W. A. ​​​​(1864), On the Spectra of some of the Nebulae , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, sv. 154: 437–44 , doi 10.1098/rstl.1864.0013 
• Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J. & Korista, Kirk T. (2001), The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas , The Astrophysical Journal vol . 560 (1): 272–86, doi : 10.1086/322489 , < http //uknowledge.uky.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1104&context=physastron_facpub > 
• Kwok, Sun (2000), Vznik a evoluce planetárních mlhovin , Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8 , < https://books.google.com/?id=7NfqpZxO_o0C >  (Kapitola 1 lze stáhnout tady .)
• Kwok, Slunce (červen 2005), Planetární mlhoviny: Nové výzvy ve 21. století , Journal of the Korean Astronomical Society vol. 38 (2): 271–8 , DOI 10.5303/JKAS.2005.38.2.271 
• Liu, X.-W.; podlaží, PJ; Barlow, MJ & Danziger, IJ (březen 2000), NGC 6153: planetární mlhovina bohatá na superkovy? , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 312 (3): 585–628 , DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x 
• Soker, Noam (únor 2002), Proč je každá bipolární planetární mlhovina „jedinečná“ , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 330 (2): 481–6 , DOI 10.1046/j.1365-8711.2052.x051 
• První detekce magnetických polí v centrálních hvězdách čtyř planetárních mlhovin , SpaceDaily Express, 6. ledna 2005 , < http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html > . Staženo 18. října 2009. 
• Rees, B. & Zijlstra, A. A. (červenec 2013), Zarovnání vektorů úhlové hybnosti planetárních mlhovin v Galactic Bulge , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 435 (2): 975–991 , DOI 10.1093/mnras/ stt1300 

Odkazy

• Mezihvězdné médium a mlhoviny na Scientific.ru
• Planetární mlhoviny na Astrogalaxii
• Nebulae // Encyklopedie "Kolem světa"
• Surdin V.G. planetární mlhovina . Astronet . Datum přístupu: 29. srpna 2020. (Ruština)
• Popov S. B. Formy planetárních mlhovin . Astronet (29. června 2020). Datum přístupu: 29. srpna 2020. (Ruština)
• Planetární mlhoviny , SEDS, 9. září 2013 , < http://messier.seds.org/planetar.html > . Staženo 10. listopadu 2013. 

Slovníky a encyklopedie	Velká dánština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online)
V bibliografických katalozích	BNF : 12002958q GND : 4174792-6 J9U : 987007550800605171 LCCN : sh85102649 NKC : ph254462