Emisní mlhovina

Emisní ( samosvítící ) mlhovina je mezihvězdný mrak , který vyzařuje v optickém dosahu díky ionizaci vlastního plynu. Spektra takových mlhovin vykazují silné emisní čáry , včetně zakázaných , na pozadí slabého spojitého spektra . Emisní mlhoviny mohou mít různou povahu: mohou to být například oblasti H II nebo planetární mlhoviny .

Emisní mechanismus emisních mlhovin je vysvětlen fluorescencí : foton v ultrafialové oblasti je absorbován atomem a ionizuje jej, a poté jsou v důsledku rekombinace a řetězce spontánních přechodů emitovány fotony s nižší energií, včetně optický rozsah .

Charakteristika

Popis

Emisní (samosvítící) mlhoviny, stejně jako jiné mlhoviny , jsou mezihvězdná mračna plynu a prachu, která vystupují proti obloze. Vyzařují v optické oblasti , proto jsou klasifikovány jako difuzní (světelné) mlhoviny [1] . Emisní mlhoviny září díky ionizaci vlastního plynu, na rozdíl od reflexních mlhovin , které září pouze odraženým světlem hvězd . Teploty, velikosti a hmotnosti těchto mlhovin se mohou výrazně lišit (viz níže ) [2] [3] [4] .

Emisním mlhovinám se někdy říká „plynové“ mlhoviny, což je kontrastuje s „prašnými“ mlhovinami – tmavými a reflexními. Takové rozdělení neodráží složení, protože poměr plynu a prachu je v různých mlhovinách přibližně stejný, ale je způsobeno skutečností, že v „plynových“ mlhovinách je pozorována záře plynu a v „prachu“ pozorovací projevy - odraz nebo absorpce světla - jsou způsobeny prachem [5] .

Spektra emisních mlhovin mají emisní charakter: jsou v nich pozorovány silné emisní čáry , včetně zakázaných . Spojité spektrum je slabé a jeho tvar závisí na typu emisní mlhoviny (viz níže ). To umožňuje rozlišit emisní mlhoviny od mlhovin reflexních: jejich spektrum je spojité, stejně jako je tomu u hvězd, jejichž světlo odrážejí. Ve spektrech emisních mlhovin jsou nejnápadnější vodíkové čáry , zejména H-alfa , čáry neutrálního a ionizovaného helia a silné jsou i zakázané čáry dvojnásobně ionizovaného kyslíku a dalších prvků [3] [4] [6] .

Typy emisních mlhovin

Emisní mlhoviny mohou být různého charakteru: mohou to být například oblasti H II nebo planetární mlhoviny [4] [5] . Zbytky supernov jsou také často označovány jako emisní mlhoviny [2] [3] .

Regiony H II

Oblasti H II jsou mezihvězdná oblaka, jejichž látka je ionizována zářením mladých jasných hvězd raných spektrálních typů - O a B s teplotami nad 2⋅10 4 K [7] [8] [9] [10] . K aktivní tvorbě hvězd dochází v oblastech H II , jejich životnost není delší než několik milionů let a jsou soustředěny především v galaktických spirálních ramenech . Typickou oblastí H II je mlhovina v Orionu [11] .

Teploty takových objektů jsou řádově 10 4 K . Jejich velikost se zpravidla pohybuje od méně než jednoho světelného roku po několik stovek, koncentrace částic se pohybuje od několika do milionů cm −3 (pro srovnání, koncentrace částic ve vzduchu v blízkosti zemského povrchu je 2,5⋅10 19 cm − 3 ), hmotnosti — od 100 do 10000 M ⊙ [4] [9] [11] . Spojité spektrum v oblastech H II je spektrum tepelného záření s maximem v ultrafialové oblasti [3] .

Planetární mlhoviny

Planetární mlhoviny jsou někdy považovány za typ oblasti H II, protože hmota v nich je také ionizována zářením hvězdy, ale tyto objekty mají také řadu rozdílů. Planetární mlhovina vzniká, když rudý obr – hvězda o malé nebo střední hmotnosti v pozdní fázi evoluce , odhodí svůj vlastní obal, zatímco z hvězdy zůstane horké jádro, které ionizuje látku vyvrženého obalu. Planetární mlhoviny jsou soustředěny směrem ke středu Galaxie, jejich životnost nepřesahuje několik desítek tisíc let. Typickou planetární mlhovinou je mlhovina Helix [12] [13] [14] .

Teploty samotných planetárních mlhovin a hvězd, které je osvětlují, jsou vyšší než v oblastech H II: v jádrech planetárních mlhovin mohou dosáhnout 1,5⋅10 5 K . V tomto případě mají planetární mlhoviny menší rozměry – ne více než několik světelných let, a menší hmotnosti – v průměru 0,3 M ⊙ [3] [12] .

Mlhoviny ionizované rázovými vlnami

Existují mlhoviny, které nejsou ionizovány zářením, ale rázovými vlnami . V mezihvězdném prostředí mohou vznikat rázové vlny v důsledku výbuchů hvězd – nových nebo supernov , stejně jako při silném hvězdném větru [5] .

Zvláštním případem takových mlhovin jsou zbytky supernov , které jsou často považovány za typ emisních mlhovin. Na místě výbuchů supernov existují asi 100 tisíc let a k ionizaci hmoty v nich kromě rázových vln přispívá ultrafialové synchrotronové záření . Synchrotronové záření také vytváří spojité spektrum těchto objektů [3] [5] [15] . Typickým příkladem pozůstatku supernovy je Krabí mlhovina [16] .

Radiační mechanismus

V emisních mlhovinách dochází k nepřetržité ionizaci a rekombinaci atomů plynu, který mlhovinu tvoří. Atomy v mlhovině jsou ionizovány ultrafialovým zářením a rekombinace probíhá kaskádovým způsobem: elektron se nevrací okamžitě na zemskou úroveň, ale prochází několika excitovanými stavy , při přechodu mezi nimiž jsou fotony emitovány s nižší energií než počáteční. Ultrafialové fotony v mlhovině jsou tedy „zpracovány“ na optické – dochází k fluorescenci [17] [18] .

Počet emitovaných fotonů v určité linii na jednotku objemu za jednotku času je úměrný počtu srážek iontů s protony. V mlhovině je téměř veškerá hmota ionizována a koncentrace iontů je přibližně stejná jako koncentrace elektronů , takže povrchová jasnost mlhoviny je úměrná součtu podél linie pohledu. Takto získaná hodnota (nebo pro homogenní mlhovinu s rozsahem ) se nazývá emisní míra a koncentraci hmoty lze odhadnout z pozorované jasnosti povrchu [8] [19] .

Příčiny fluorescence

Kvalitativně jsou příčiny fluorescence popsány následovně. Můžeme uvažovat o situaci, kdy je mlhovina osvětlena hvězdou, která vyzařuje jako černé těleso s teplotou . V tomto případě je spektrální složení záření hvězdy v libovolném bodě popsáno Planckovým vzorcem pro teplotu , ale hustota energie záření klesá s rostoucí vzdáleností od hvězdy a na velké vzdálenosti odpovídá mnohem nižší teplotě než . V takové situaci by podle zákonů termodynamiky při interakci s hmotou mělo být záření redistribuováno přes frekvence - z vyšších frekvencí na nižší, což se děje v mlhovinách [20] .

Přesněji řečeno, tento jev je vysvětlen Rosselandovým teorémem . Uvažuje atomy se třemi možnými energetickými hladinami 1, 2, 3 ve vzestupném pořadí energie a dvěma opačnými cyklickými procesy: proces I s přechody 1 → 3 → 2 → 1 a proces II s přechody 1 → 2 → 3 → 1. v procesu I je vysokoenergetický foton absorbován atomem a jsou emitovány dva nízkoenergetické fotony a v procesu II jsou absorbovány dva nízkoenergetické fotony a jeden vysokoenergetický foton je emitován. Počet takových procesů za jednotku času je označen a . Věta říká, že pokud je zřeďovací koeficient záření hvězdy malý, to znamená, že hvězda je viditelná pod malým prostorovým úhlem (tyto parametry souvisejí jako ), pak se proces II vyskytuje mnohem méně často než proces I. V emisních mlhovinách, kde je ředění koeficientu poměrně malé a může být 10 −14 , tedy dochází k přeměně vysokoenergetických fotonů na nízkoenergetické fotony řádově častěji než naopak [21] .

Interakce záření s atomy

Můžete uvažovat o interakci záření s atomy vodíku , ze kterých se mlhovina převážně skládá. Hustota hmoty a záření v mlhovině je velmi nízká a typický atom vodíku je v ionizovaném stavu několik set let, dokud se v určitém okamžiku nesrazí s elektronem a rekombinuje se a po několika měsících je opět ionizován ultrafialový foton. Doba několika měsíců je mnohem delší než doba, během které atom přejde do nevybuzeného (základního) stavu spontánní emisí , proto jsou téměř všechny neutrální atomy v nevybuzeném stavu. To znamená, že mlhovina je neprůhledná pro fotony Lymanovy řady odpovídající přechodům ze základního stavu, ale průhledná pro fotony podřízené řady vodíku [8] [22] .

Když je volný elektron zachycen protonem , je emitován foton, jehož frekvence závisí na tom, v jaké energetické hladině se elektron nachází. Pokud to není hlavní úroveň, pak emitovaný foton opustí mlhovinu, protože patří do podřízené řady, a pokud elektron vstoupil do hlavní úrovně, pak je emitován foton v řadě Lyman, který je absorbován v mlhovině. , ionizuje další atom a proces se opakuje. Dříve nebo později je tedy foton v jedné z podřízených řad emitován a opouští mlhovinu. Totéž se děje se spontánními přechody mezi hladinami: když elektron přejde na jakoukoli hladinu, kromě pozemní, je emitován foton, který opouští mlhovinu, jinak je emitován foton v Lymanově sérii, který je následně absorbován. V určitém okamžiku se elektron přesune na druhou energetickou hladinu a foton bude emitován v Balmerově sérii ; poté bude možný pouze přechod z druhé úrovně na první s emisí fotonu v linii Lyman-alfa . Takový foton bude neustále absorbován a znovu vyzařován, ale nakonec mlhovinu opustí. To znamená, že každý ultrafialový foton, který ionizuje atom vodíku, se promění v určitý počet fotonů, mezi nimiž bude foton v Balmerově řadě a foton v linii Lyman-alfa [23] .

Výše uvedené také znamená, že celková intenzita Balmerových čar úzce souvisí s radiační silou hvězdy, která ionizuje mlhovinu v ultrafialové oblasti. Poté, pozorováním pouze v optickém rozsahu , lze porovnat intenzitu záření hvězdy v ní s intenzitou Balmerových čar a získat informace o záření hvězdy v různých částech spektra. Taková metoda, nazývaná Zanstra metoda , umožňuje odhadnout teplotu hvězdy. Podobná úvaha může být rozšířena na další atomy, jako je helium . Zároveň vodík, helium a ionizované helium mají ionizační potenciály 13,6, 24,6 a 54,4 eV , v tomto pořadí, takže svítivost mlhoviny v liniích těchto atomů odpovídá svítivosti hvězdy v různých částech ultrafialového záření. rozsah. Odhady teploty stejné hvězdy z čar různých atomů se mohou lišit: je to způsobeno rozdílem mezi spektrem hvězdy a spektrem absolutně černého tělesa [24] .

Při ionizaci zářením jsou relativní intenzity Balmerových čar prakticky nezávislé na teplotě - tento poměr mezi nimi se nazývá Balmerův dekrement . Balmerův úbytek pozorovaný v mnoha mlhovinách se liší od teoreticky předpovězeného v důsledku skutečnosti, že mezihvězdná absorpce je selektivní, to znamená, že různě zeslabuje záření na různých vlnových délkách. Porovnáním teoretického a pozorovaného Balmerova dekrementu lze určit velikost mezihvězdného zániku v Galaxii [25] .

Nízká frekvence srážek částic umožňuje zakázané přechody pro atomy, jako je kyslík nebo dusík , a v důsledku toho záření v zakázaných liniích : ačkoli je životnost atomu v metastabilním stavu poměrně dlouhá, je stále mnohem kratší než průměrná doba. mezi srážkami a spontánními přechody z metastabilních stavů jsou také možné. Podle intenzit zakázaných čar lze určit různé parametry mlhoviny: například intenzita čar určitého atomu nebo iontu závisí na obsahu tohoto prvku v mlhovině [26] [8] .

Rázové buzení

Když jsou atomy ionizovány, objevují se volné elektrony s určitou kinetickou energií. Dochází tedy i k nárazové excitaci atomů při srážce s takovými elektrony, po které dochází ke spontánní emisi . Tento mechanismus je hlavním přispěvatelem k emisi atomů s malým ionizačním potenciálem , jako je kyslík . U atomů s vysokým ionizačním potenciálem, zejména u vodíku, impaktní excitace významně nepřispívá k ionizaci, protože průměrná energie volného elektronu v mlhovině je mnohem menší než excitační energie atomu vodíku [27] .

Některé zakázané čáry odpovídají stavovým přechodům, které jsou excitovány dopady elektronů. To vám umožňuje měřit koncentraci elektronů a teplotu elektronů : čím vyšší je koncentrace, tím více budou odpovídající úrovně zalidněny, ale pokud je koncentrace příliš vysoká, dojde příliš často ke srážkám, atomy nebudou mít dostatek času na přechod z metastabilní stav a zakázané linie budou slabší. Elektronová teplota je mírou průměrné kinetické energie elektronů: určuje, jaký podíl elektronů je schopen vybudit určitý stav, lze ji tedy určit porovnáním intenzit zakázaných čar jednoho iontu v různých excitovaných stavech [26 ] .

Stupeň ionizace

Emisní mlhovina může být omezena svou vlastní hmotou ( angl.  plynem ohraničená mlhovina ) nebo zářením ( angl.  radiací ohraničená mlhovina ). V prvním případě se ultrafialové záření dostane do všech částí oblaku a viditelné hranice mlhoviny jsou určeny velikostí a tvarem samotného oblaku. Ve druhém případě ultrafialové záření není dostatečně silné na to, aby ionizovalo atomy vodíku ve všech částech oblaku a viditelné hranice mlhoviny jsou určeny silou ultrafialového záření [3] . Protože neutrální vodík dobře absorbuje světlo, hranice mezi oblastmi, kde je většina atomů ionizovaných a kde je většina atomů vodíku neutrálních, je docela ostrá. Pokud je v mlhovině jedna hvězda, pak oblast, kde by měla být ionizována většina atomů vodíku, má kulový tvar a nazývá se Strömgrenova koule [8] [28] .

Pokud je v mlhovině oblast, kde jsou atomy ionizovány dvakrát, pak lze pozorovat podobnou hranici mezi ní a oblastí, kde jsou atomy převážně ionizovány jednou. To vede k tomu, že oblasti mlhoviny vyzařující v určitých liniích mají různé velikosti: například oblast vyzařující v liniích ionizovaného helia je mnohem menší než oblast vyzařující v liniích neutrálního helia [28] .

Historie studia

V roce 1610 byla objevena mlhovina v Orionu , ale ještě dlouho poté si vědci nebyli vědomi rozdílů mezi mlhovinami a galaxiemi . V roce 1864 William Huggins poprvé studoval spektra různých mlhovin a na základě typu jejich spektra dospěl k závěru, že některá z nich se skládala ze zahřátého plynu: rozlišovaly se tak „plynové“ mlhoviny [29] [30] [31] . V roce 1868 navrhl, že některé jasné čáry ve spektrech mlhovin byly emitovány atomy dříve neznámého chemického prvku mlhovina , ale tato hypotéza byla chybná: v roce 1927 Ira Bowen ukázal, že čáry, které byly připisovány mlhovině, byly v skutečnosti zakázané linie dusíku a kyslíku [32] .

Vzhledem k jednoduchosti fyzikálních podmínek v takových mlhovinách – nízké hustotě hmoty a záření – se fyzika emisních mlhovin ukázala jako obor teoretické astrofyziky , který byl v první řadě podrobně rozpracován a jeho výsledky začaly být aplikované v jiných oborech astrofyziky [33] .

Poznámky

  1. ↑ Miláček D. Mlhovina  . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 28. července 2021. Archivováno z originálu dne 28. července 2021.
  2. ↑ 1 2 Galaktické mlhoviny Zasov A. V. . Velká ruská encyklopedie . Získáno 27. července 2021. Archivováno z originálu dne 27. července 2021.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Miláček D. Emisní mlhovina  . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 27. července 2021. Archivováno z originálu dne 4. července 2019.
  4. ↑ 1 2 3 4 Emisní mlhovina  . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 27. července 2021. Archivováno z originálu dne 25. května 2021.
  5. ↑ 1 2 3 4 Bochkarev N. G. Mlhoviny . Astronet . Získáno 27. července 2021. Archivováno z originálu dne 27. července 2021.
  6. ↑ Sobolev, 1985 , str. 258.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 434.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen a kol., 2007 , pp. 323-326.
  9. ↑ 1 2 Bochkarev N.G. Zóny ionizovaného vodíku . Velká ruská encyklopedie . Získáno 29. července 2021. Archivováno z originálu dne 4. března 2021.
  10. ↑ Emisní mlhovina  . Encyklopedie Britannica . Získáno 27. července 2021. Archivováno z originálu dne 27. července 2021.
  11. ↑ 1 2 HII  Region . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 29. července 2021. Archivováno z originálu dne 26. února 2021.
  12. ↑ 1 2 Planetární mlhoviny Arkhipova V.P. Velká ruská encyklopedie . Získáno 30. července 2021. Archivováno z originálu dne 27. února 2021.
  13. ↑ Planetární mlhoviny  . Astronomie . Melbourne: Swinburne University of Technology . Získáno 30. července 2021. Archivováno z originálu dne 1. října 2020.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 407-409.
  15. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 332-334.
  16. ↑ Miláček D. Zbytek  supernovy . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 30. července 2021. Archivováno z originálu dne 8. června 2021.
  17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 452-454.
  18. ↑ Sobolev, 1985 , str. 257-259.
  19. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 454.
  20. ↑ Sobolev, 1985 , str. 259-261.
  21. ↑ Sobolev, 1985 , str. 261-263.
  22. ↑ Sobolev, 1985 , str. 263-266, 284.
  23. ↑ Sobolev, 1985 , str. 263-266.
  24. ↑ Sobolev, 1985 , str. 263-269.
  25. ↑ Sobolev, 1985 , str. 287-289.
  26. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , str. 293-305.
  27. ↑ Sobolev, 1985 , str. 289-290.
  28. ↑ 1 2 Sobolev, 1985 , str. 275-278.
  29. ↑ Mlhovina . Historický přehled studia mlhovin  (anglicky) . Encyklopedie Britannica . Získáno 31. července 2021. Archivováno z originálu dne 2. ledna 2018.
  30. ↑ William  Huggins . Encyklopedie Britannica . Získáno 31. července 2021. Archivováno z originálu dne 11. července 2021.
  31. ↑ Historie astronomie . Astronomie . Ústav dějin přírodních věd a techniky. S.I. Vavilov . Získáno 31. července 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  32. ↑ Nebulium  . _ Encyklopedie Britannica . Získáno 31. července 2021. Archivováno z originálu dne 31. července 2021.
  33. ↑ Sobolev, 1985 , str. 257.

Literatura

 mezihvězdné médium
Komponenty
mlhoviny
Oblasti vzniku hvězd
Cirkumstelární útvary
ZářeníHvězdný vítr
 mlhoviny
Viditelné mlhoviny
předhvězdné mlhoviny
hvězdné mlhoviny
Posthvězdné mlhoviny
Mraky
Morfologie
Seznamy
  • Kategorie
  • Commons