Nebuloasă planetară

nebuloasă planetară
 Fișiere media la Wikimedia Commons

O nebuloasă planetară  este un obiect astronomic care este o înveliș de gaz ionizat în jurul unei stele centrale, o pitică albă .

Se formează în timpul ejecției straturilor exterioare ale unei gigante sau supergigante roșii cu o masă de 0,8 până la 8 mase solare în stadiul final al evoluției sale. Nebuloasele planetare sunt obiecte care sunt efemere după standardele astronomice și au existat doar de câteva zeci de mii de ani (cu o viață a stelei strămoși de câteva miliarde de ani). Ele nu sunt înrudite cu planetele și au fost numite pentru asemănarea lor superficială atunci când au fost observate cu ajutorul unui telescop. În galaxia noastră sunt cunoscute aproximativ 1500 de nebuloase planetare .

Nebuloasele planetare se caracterizează printr-o formă rotunjită cu o margine ascuțită, dar în ultimii ani, folosind telescopul spațial Hubble , multe nebuloase planetare au reușit să detecteze o structură foarte complexă și particulară. Aproximativ o formă sferică sunt doar aproximativ o cincime dintre ele. Mecanismele care creează o asemenea varietate de forme nu rămân pe deplin înțelese. Se crede că interacțiunea dintre vântul stelar și stelele binare , câmpul magnetic și mediul interstelar poate juca un rol important în acest sens .

Procesul de formare a nebuloaselor planetare, împreună cu exploziile supernovelor , joacă un rol important în evoluția chimică a galaxiilor, aruncând în spațiul interstelar material îmbogățit cu elemente grele - produse ale nucleosintezei stelare (în astronomie, toate elementele sunt considerate grele, cu cu excepția produselor nucleosintezei primare a Big Bang -ului  - hidrogen și heliu , cum ar fi carbonul , azotul , oxigenul și calciul ).

Istoricul cercetării

Majoritatea nebuloaselor planetare sunt obiecte slabe și, în general, nu sunt vizibile cu ochiul liber. Prima nebuloasă planetară descoperită a fost Nebuloasa Dumbbell din constelația Chanterelle : Charles Messier , care căuta comete , când și- a alcătuit catalogul de nebuloase (obiecte staționare care arată ca comete când observă cerul) în 1764 a catalogat-o sub numărul M27. În 1784, William Herschel , descoperitorul lui Uranus , în alcătuirea catalogului său, le-a identificat ca o clasă separată de nebuloase („clasa IV”) [1] și le-a numit planetare datorită asemănării lor cu discul planetei [2] [ 3] .

Natura neobișnuită a nebuloaselor planetare a fost descoperită la mijlocul secolului al XIX-lea , odată cu începutul utilizării spectroscopiei în observații . William Huggins a devenit primul astronom care a obținut spectrele nebuloaselor planetare - obiecte care s-au remarcat prin neobișnuit:

Unele dintre cele mai enigmatice dintre aceste obiecte remarcabile sunt cele care, privite telescopic, apar ca niște discuri rotunde sau ușor ovale. ... Culoarea lor verzuie-albastru este de asemenea remarcabilă, ceea ce este extrem de rar pentru stelele singure. În plus, aceste nebuloase nu prezintă nicio dovadă de aglomerări centrale. Conform acestor semne, nebuloasele planetare se remarcă puternic ca obiecte care au proprietăți complet diferite de cele ale Soarelui și ale stelelor fixe . Din aceste motive, dar și din cauza luminozității lor, am ales aceste nebuloase ca fiind cele mai potrivite pentru cercetarea spectroscopică [4] .

Când Huggins a studiat spectrele nebuloaselor NGC 6543 ( Cat's Eye ), M27 ( Dumbbell ), M57 ( Ring ) și al altora, s-a dovedit că spectrul lor este extrem de diferit de spectrul stelelor: toate spectrele stelelor. obținute până la acel moment erau spectre de absorbție (un spectru continuu cu un număr mare de linii întunecate), în timp ce spectrele nebuloaselor planetare s-au dovedit a fi spectre de emisie cu un număr mic de linii de emisie , ceea ce indica natura lor, care este fundamental diferită de natura stelelor:

Fără îndoială, nebuloasele 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 ) și 27 M sunt nu poate fi considerat mai mult a fi grupuri de stele de același tip ca stelele fixe și Soarele nostru. <...> aceste obiecte au o structură specială și diferită <...> noi, după toate probabilitățile, ar trebui să considerăm aceste obiecte ca mase uriașe de gaz sau vapori luminosi [4] .

O altă problemă a fost compoziția chimică a nebuloaselor planetare: Huggins , prin comparație cu spectrele de referință, a fost capabil să identifice linii de azot și hidrogen , dar cea mai strălucitoare dintre liniile cu o lungime de undă de 500,7 nm nu a fost observată în spectrele cunoscute atunci. elemente chimice. S-a sugerat că această linie corespunde unui element necunoscut. I s-a dat în avans numele de nebuliu  - prin analogie cu ideea care a dus la descoperirea heliului în timpul analizei spectrale a Soarelui în 1868 .

Ipotezele despre descoperirea unui nou element de nebuliu nu au fost confirmate. La începutul secolului al XX-lea, Henry Russell a emis ipoteza că linia de 500,7 nm nu corespunde unui element nou, ci unui element vechi în condiții necunoscute.

În anii 1920, s-a demonstrat că în gazele foarte rarefiate , atomii și ionii pot trece în stări metastabile excitate , care, la densități mai mari, nu pot exista mult timp din cauza ciocnirilor de particule. În 1927, Bowen a identificat linia de nebuliu de 500,7 nm ca fiind rezultată din tranziția de la starea metastabilă la atomul de oxigen dublu ionizat la sol (OIII) [5] . Liniile spectrale de acest tip, observate doar la densități extrem de mici, sunt numite linii interzise . Astfel, observațiile spectroscopice au făcut posibilă estimarea limitei superioare a densității gazului nebular. În același timp, spectrele nebuloaselor planetare obținute cu spectrometrele cu fantă au arătat „rupturi” și divizarea liniilor din cauza deplasărilor Doppler ale regiunilor emitente ale nebuloasei care se mișcă la viteze diferite, ceea ce a făcut posibilă estimarea vitezelor de expansiune ale nebuloaselor planetare. la 20–40 km/s.

În ciuda unei înțelegeri destul de detaliate a structurii, compoziției și mecanismului de radiație al nebuloaselor planetare, problema originii lor a rămas deschisă până la mijlocul anilor 1950 I.S.când, giganților roșii . , iar proprietățile nucleelor ​​lor coincid cu proprietățile piticelor albe fierbinți [6] [7] . În prezent, această teorie a originii nebuloaselor planetare a fost confirmată de numeroase observații și calcule.

Până la sfârșitul secolului al XX-lea, îmbunătățirile tehnologice au făcut posibilă studierea mai detaliată a nebuloaselor planetare. Telescoapele spațiale au făcut posibilă studierea spectrelor lor dincolo de domeniul vizibil, ceea ce nu se putea face înainte prin observații de pe suprafața Pământului . Observațiile în lungimile de undă în infraroșu și ultraviolete au oferit o nouă estimare, mult mai precisă , a temperaturii , densității și compoziției chimice a nebuloaselor planetare. Utilizarea tehnologiei cu matrice CCD a făcut posibilă analizarea liniilor spectrale mult mai puțin clare. Utilizarea telescopului spațial Hubble a scos la iveală structura extrem de complexă a nebuloaselor planetare, despre care se credea anterior a fi simplă și omogenă.

Este în general acceptat că nebuloasele planetare sunt de tip spectral P , deși această denumire este rar folosită în practică.

Origine

Nebuloasele planetare reprezintă stadiul final al evoluției multor stele. Soarele nostru este o stea de dimensiuni medii și doar un număr mic de stele o depășesc în masă. Stele cu o masă de câteva ori mai mare decât soarele în stadiul final al existenței se transformă în supernove . Stele de masă medie și mică la sfârșitul căii de evoluție creează nebuloase planetare.

O stea tipică cu o masă de câteva ori mai mică decât soarele strălucește în cea mai mare parte a vieții sale datorită reacțiilor de fuziune termonucleară a heliului din hidrogen din miezul său (deseori în locul termenului „fuziune” se folosește termenul „ardere”, în acest caz – arderea hidrogenului). Energia eliberată în aceste reacții împiedică steaua să se prăbușească sub propria sa gravitație, făcând-o astfel stabilă.

După câteva miliarde de ani, aprovizionarea cu hidrogen se usucă și nu există suficientă energie pentru a conține straturile exterioare ale stelei. Miezul începe să se micșoreze și să se încălzească. În prezent, temperatura nucleului Soarelui este de aproximativ 15 milioane K , dar după ce aprovizionarea cu hidrogen este epuizată, compresia nucleului va face ca temperatura să crească la nivelul de 100 milioane K. În același timp, exteriorul straturile se răcesc și cresc semnificativ în dimensiune datorită sâmburilor la temperaturi foarte ridicate. Steaua se transformă într-o gigantă roșie . Miezul în această etapă continuă să se micșoreze și să se încălzească; cand temperatura atinge 100 milioane K incepe procesul de sinteza a carbonului si oxigenului din heliu .

Reluarea reacțiilor termonucleare previne comprimarea ulterioară a nucleului. Heliul care arde în curând creează un miez inert de carbon și oxigen , înconjurat de o înveliș de heliu care arde. Reacțiile termonucleare care implică heliu sunt foarte sensibile la temperatură. Viteza de reacție este proporțională cu T40 , adică o creștere a temperaturii de numai 2% va dubla viteza reacției. Acest lucru face ca steaua să fie foarte instabilă: o creștere mică a temperaturii determină o creștere rapidă a ratei reacțiilor, crescând eliberarea de energie, care la rândul său determină creșterea temperaturii. Straturile superioare de heliu care arde încep să se extindă rapid, temperatura scade și reacția încetinește. Toate acestea pot fi cauza unor pulsații puternice, uneori suficient de puternice pentru a ejecta o parte semnificativă a atmosferei stelei în spațiul cosmic.

Gazul ejectat formează o înveliș în expansiune în jurul miezului expus al stelei. Pe măsură ce din ce în ce mai multă atmosferă se separă de stea, apar straturi din ce în ce mai adânci, cu temperaturi mai ridicate. Când suprafața goală ( fotosfera stelei ) atinge o temperatură de 30.000 K, energia fotonilor ultravioleți emiși devine suficientă pentru a ioniza atomii din materia ejectată, ceea ce o face să strălucească. Astfel, norul devine o nebuloasă planetară.

Durata de viață

Substanța nebuloasei planetare zboară departe de steaua centrală cu o viteză de câteva zeci de kilometri pe secundă. În același timp, pe măsură ce materia curge afară, steaua centrală se răcește, radiind rămășițele de energie; reacțiile termonucleare se opresc deoarece steaua nu are acum suficientă masă pentru a menține temperatura necesară fuziunii carbonului și oxigenului. În cele din urmă, steaua se va răci suficient de mult încât nu va mai emite suficientă lumină ultravioletă pentru a ioniza învelișul exterior de gaz. Steaua devine o pitică albă , iar norul de gaz se recombină , devenind invizibil. Pentru o nebuloasă planetară tipică, timpul de la formare până la recombinare este de 10.000 de ani.

Rafinatori Galactici

Nebuloasele planetare joacă un rol semnificativ în evoluția galaxiilor. Universul timpuriu a constat în principal din hidrogen și heliu , din care s-au format stele de tip II . Dar de-a lungul timpului, ca urmare a fuziunii termonucleare, în stele s-au format elemente mai grele. Astfel, materia nebuloaselor planetare are un conținut ridicat de carbon , azot și oxigen , iar pe măsură ce se extinde și pătrunde în spațiul interstelar, o îmbogățește cu aceste elemente grele, numite în general metale de astronomi .

Generațiile ulterioare de stele formate din materie interstelară vor conține o cantitate inițială mai mare de elemente grele. Deși proporția lor în compoziția stelelor rămâne nesemnificativă, prezența lor modifică semnificativ ciclul de viață al stelelor de tip I (vezi Populația de stele ).

Caracteristici

Caracteristici fizice

O nebuloasă planetară tipică are o întindere medie de un an lumină și constă din gaz extrem de rarefiat, cu o densitate de aproximativ 1000 de particule pe cm3, ceea ce este neglijabil în comparație, de exemplu, cu densitatea atmosferei Pământului, dar aproximativ 10-100. de ori mai mare decât densitatea spațiului interplanetar prin distanța orbitei Pământului față de Soare. Nebuloasele planetare tinere au cea mai mare densitate, atingând uneori 106 particule per cm³. Pe măsură ce nebuloasele îmbătrânesc, expansiunea lor duce la o scădere a densității.

Radiația de la steaua centrală încălzește gazele la temperaturi de ordinul a 10.000 K. În mod paradoxal, temperatura gazului crește adesea odată cu creșterea distanței față de steaua centrală. Acest lucru se datorează faptului că cu cât un foton are mai multă energie , cu atât este mai puțin probabil să fie absorbit. Prin urmare, fotonii de energie joasă sunt absorbiți în regiunile interioare ale nebuloasei, iar fotonii rămași, de înaltă energie, sunt absorbiți în regiunile exterioare, determinând creșterea temperaturii lor.

Nebuloasele pot fi împărțite în materie săracă și sărace în radiații . Conform acestei terminologii, în primul caz, nebuloasa nu are suficientă materie pentru a absorbi toți fotonii ultravioleți emiși de stea. Prin urmare, nebuloasa vizibilă este complet ionizată. În al doilea caz, steaua centrală emite fotoni ultravioleți insuficienti pentru a ioniza tot gazul din jur, iar frontul de ionizare trece în spațiul interstelar neutru.

Deoarece majoritatea gazului nebuloasei planetare este ionizat (adică este plasmă ), câmpurile magnetice au un efect semnificativ asupra structurii acesteia , provocând fenomene precum filamentele și instabilitatea plasmei.

Cantitate și distribuție

Astăzi, în galaxia noastră , formată din 200 de miliarde de stele, sunt cunoscute 1500 de nebuloase planetare. Durata lor scurtă de viață în comparație cu viața stelară este motivul numărului lor mic. Practic, toate se află în planul Căii Lactee și în cea mai mare parte sunt concentrate în apropierea centrului galaxiei și practic nu sunt observate în grupuri de stele.

Utilizarea matricelor CCD în locul filmului fotografic în cercetarea astronomică a extins semnificativ lista nebuloaselor planetare cunoscute.

Structura

Majoritatea nebuloaselor planetare sunt simetrice și aproape sferice ca aspect, ceea ce nu le împiedică să aibă multe forme foarte complexe. Aproximativ 10% din nebuloasele planetare sunt practic bipolare, iar doar un număr mic sunt asimetrice. Chiar și o nebuloasă planetară dreptunghiulară este cunoscută . Motivele pentru o astfel de varietate de forme nu sunt pe deplin înțelese, dar se crede că interacțiunile gravitaționale ale stelelor din sistemele binare pot juca un rol important. Conform unei alte versiuni, planetele existente perturbă răspândirea uniformă a materiei în timpul formării unei nebuloase. În ianuarie 2005, astronomii americani au anunțat prima detectare a câmpurilor magnetice în jurul stelelor centrale a două nebuloase planetare și apoi au sugerat că acestea sunt parțial sau în întregime responsabile pentru crearea formei acestor nebuloase. Rolul semnificativ al câmpurilor magnetice în nebuloasele planetare a fost prezis de Grigor Gurzadyan încă din anii 1960 [8] . Există, de asemenea, presupunerea că forma bipolară se poate datora interacțiunii undelor de șoc din propagarea frontului de detonare în stratul de heliu de pe suprafața piticii albe care se formează (de exemplu, în Ochiul pisicii , Clepsidra , Nebuloasele furnicilor ). ).

Probleme actuale în studiul nebuloaselor planetare

Una dintre provocările în studierea nebuloaselor planetare este determinarea cu precizie a distanței acestora. Pentru unele nebuloase planetare din apropiere, este posibil să se calculeze distanța față de noi utilizând paralaxa de expansiune măsurată : imaginile de înaltă rezoluție luate cu câțiva ani în urmă arată extinderea nebuloasei perpendicular pe linia de vedere , iar analiza spectroscopică a deplasării Doppler va fac posibilă calcularea ratei de expansiune de-a lungul liniei de vedere. Compararea expansiunii unghiulare cu rata de expansiune obținută va face posibilă calcularea distanței până la nebuloasă.

Existența unei asemenea varietăți de forme de nebuloase este un subiect de dezbatere aprinsă. Se crede pe scară largă că motivul pentru aceasta poate fi interacțiunea dintre materia care se îndepărtează de stea cu viteze diferite. Unii astronomi cred că sistemele stelare binare sunt responsabile pentru cel puțin cele mai complexe contururi ale nebuloaselor planetare. Studii recente au confirmat prezența câmpurilor magnetice puternice în mai multe nebuloase planetare, ipotezele despre care au fost prezentate în mod repetat. Interacțiunile magnetice cu gazul ionizat pot juca, de asemenea, un rol în formarea formei unora dintre ele.

În prezent, există două metode diferite de detectare a metalelor în nebuloasă, bazate pe diferite tipuri de linii spectrale. Uneori, aceste două metode dau rezultate complet diferite. Unii astronomi tind să atribuie acest lucru prezenței unor ușoare fluctuații de temperatură în interiorul nebuloasei planetare. Alții cred că diferențele de observații sunt prea izbitoare pentru a fi explicate prin efectele temperaturii. Ei au prezentat ipoteze cu privire la existența aglomerărilor reci care conțin o cantitate foarte mică de hidrogen. Cu toate acestea, cheagurile, a căror prezență, în opinia lor, poate explica diferența de estimare a cantității de metale, nu au fost niciodată observate.

Note

  1. ↑ William Herschel , 1802. [XVIII.] Catalogul a 500 de nebuloase noi, stele nebuloase, nebuloase planetare și aglomerări de stele; cu Remarks on the Construction of the Heavens. De William Herschel, LL.DFRS Read 1 iulie 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), p. 477-528.
  2. ↑ Hoskin M. William Herschel și The Planetary Nebulae // Journal for the History of Astronomy. - 2014. - Vol. 45, nr. 2 . - P. 209-225. - doi : 10.1177/002182861404500205 . - Cod biblic .
  3. ↑ Enciclopedie pentru copii. Volumul 8: astronomie / cap. ed. M. D. Aksyonova. - M. : Avanta +, 1997. - S. 160-161. — 688 p. — ISBN 5-89501-008-3 .
  4. ↑ 1 2 Huggins W., Miller W.A. (1864). Pe spectrele unora dintre nebuloase, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  5. ↑ Bowen, I. S. (1927). Originea liniilor nebulare principale, Publicațiile Societății Astronomice din Pacific, 39, 295
  6. ↑ Shklovsky I. S. Despre natura nebuloaselor planetare și a nucleelor ​​lor // Astronomical Journal. - Volumul 33, Nr. 3, 1956. - ss. 315-329.
  7. ↑ Stelele Shklovsky I. S .: nașterea, viața și moartea lor . - M . : Nauka, 1984. Copie arhivată (link inaccesibil) . Consultat la 26 martie 2006. Arhivat din original pe 10 decembrie 2005. 
  8. ↑ Gurzadyan G. A. Nebuloase planetare. — M .: Nauka, 1993.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 mediu interstelar
Componente
Nebuloase
Regiunile de formare a stelelor
Formațiuni circumstelare
RadiațiaVânt stelar