Nebuloasa de emisie

O nebuloasă de emisie ( autoluminoasă ) este un nor interstelar care radiază în domeniul optic datorită ionizării propriului gaz. Spectrele unor astfel de nebuloase arată linii de emisie puternice , inclusiv cele interzise , pe fundalul unui spectru continuu slab. Nebuloasele cu emisie pot fi de altă natură: pot fi, de exemplu, regiuni H II sau nebuloase planetare .

Mecanismul de emisie al nebuloaselor de emisie se explică prin fluorescență : un foton din domeniul ultraviolet este absorbit de un atom și îl ionizează, iar apoi, ca urmare a recombinării și a unui lanț de tranziții spontane , sunt emiși fotoni cu energie mai mică, inclusiv în domeniul optic .

Caracteristici

Descriere

Nebuloasele de emisie (autoluminoase), ca și alte nebuloase , sunt nori interstelari de gaz și praf care ies în evidență pe cer. Ele radiază în domeniul optic , prin urmare sunt clasificate ca nebuloase difuze (luminoase) [1] . Nebuloasele de emisie strălucesc datorită ionizării propriului gaz, spre deosebire de nebuloasele de reflexie , care strălucesc doar de lumina reflectată a stelelor . Temperaturile, dimensiunile și masele unor astfel de nebuloase pot diferi semnificativ (vezi mai jos ) [2] [3] [4] .

Nebuloasele de emisie sunt uneori numite nebuloase „gaz”, contrastându-le cu nebuloase „prafuite” – întunecate și reflectorizante. O astfel de diviziune nu reflectă compoziția, deoarece raportul dintre gaz și praf este aproximativ același în diferite nebuloase, dar se datorează faptului că în nebuloasele „gaz” se observă strălucirea gazului, iar în „praf” manifestările observaționale - reflecție. sau absorbția luminii – sunt cauzate de praf [5] .

Spectrele nebuloaselor de emisie au un caracter de emisie: în ele se observă linii de emisie puternice , inclusiv cele interzise . Spectrul continuu este slab, iar forma sa depinde de tipul nebuloasei de emisie (vezi mai jos ). Acest lucru face posibilă distingerea nebuloaselor de emisie de nebuloasele de reflexie: spectrul acestora din urmă este continuu, așa cum este cazul stelelor a căror lumină o reflectă. În spectrele nebuloaselor de emisie, liniile de hidrogen sunt cele mai vizibile , în special H-alfa , liniile de heliu neutru și ionizat , iar liniile interzise de oxigen dublu ionizat și alte elemente sunt, de asemenea, puternice [3] [4] [6] .

Tipuri de nebuloase de emisie

Nebuloasele de emisie pot fi de natură diferită: pot fi, de exemplu, regiuni H II sau nebuloase planetare [4] [5] . Resturile de supernove sunt adesea denumite nebuloase de emisie [2] [3] .

Regiunile H II

Regiunile H II sunt nori interstelari, a căror substanță este ionizată de radiația stelelor tinere, strălucitoare, de tipuri spectrale timpurii - O și B cu temperaturi peste 2⋅10 4 K [7] [8] [9] [10] . Formarea stelelor active are loc în regiunile H II , durata lor de viață nu depășește câteva milioane de ani și sunt concentrate în principal în brațele spirale galactice . O regiune tipică H II este Nebuloasa Orion [11] .

Temperaturile unor astfel de obiecte sunt de ordinul a 10 4 K . De regulă, dimensiunile lor variază de la mai puțin de un an lumină până la câteva sute, concentrațiile de particule variază de la câteva până la milioane de cm −3 (pentru comparație, concentrația de particule în aerul de lângă suprafața Pământului este de 2,5⋅10 19 cm −). 3 ), mase — de la 100 la 10000 M ⊙ [4] [9] [11] . Spectrul continuu în regiunile H II este spectrul radiațiilor termice cu un maxim în domeniul ultraviolet [3] .

Nebuloase planetare

Nebuloasele planetare sunt uneori considerate ca un tip de regiune H II, deoarece materia din ele este, de asemenea, ionizată de radiația stelei, dar aceste obiecte au și o serie de diferențe. O nebuloasă planetară se formează atunci când o gigantă roșie - o stea de masă mică sau medie aflată într-un stadiu târziu de evoluție , își aruncă propria înveliș, în timp ce miezul fierbinte rămâne din stea, care ionizează substanța învelișului ejectat. Nebuloasele planetare sunt concentrate spre centrul Galaxiei, durata lor de viață nu depășește câteva zeci de mii de ani. O nebuloasă planetară tipică este Nebuloasa Helix [12] [13] [14] .

Temperaturile nebuloaselor planetare în sine și stelelor care le luminează sunt mai mari decât cele din regiunile H II: în nucleele nebuloaselor planetare pot ajunge la 1,5⋅10 5 K . În acest caz, nebuloasele planetare au dimensiuni mai mici - nu mai mult de câțiva ani lumină, și mase mai mici - în medie 0,3 M ⊙ [3] [12] .

Nebuloase ionizate de undele de șoc

Există nebuloase care sunt ionizate nu de radiații, ci de undele de șoc . În mediul interstelar, undele de șoc pot fi create ca urmare a exploziilor de stele - noi sau supernove , precum și în timpul unui vânt stelar puternic [5] .

Un caz special de astfel de nebuloase sunt rămășițele de supernovă , care sunt adesea considerate ca un tip de nebuloase cu emisie. Ele există de aproximativ 100 de mii de ani în locul exploziilor supernovei și în ele, pe lângă undele de șoc, radiația ultravioletă sincrotron contribuie la ionizarea materiei . Radiația sincrotron creează, de asemenea, un spectru continuu al acestor obiecte [3] [5] [15] . Un exemplu tipic de rămășiță de supernovă este Nebuloasa Crabului [16] .

Mecanism de radiație

În nebuloasele cu emisie, există o ionizare și o recombinare continuă a atomilor gazului care formează nebuloasa. Atomii din nebuloasă sunt ionizați de radiația ultravioletă , iar recombinarea are loc în cascadă: electronul nu se întoarce imediat la nivelul solului, ci trece prin mai multe stări excitate , în timpul tranziției între care fotonii sunt emiși cu o energie mai mică decât cea inițială. Astfel, fotonii ultravioleți din nebuloasă sunt „procesați” în cei optici – apare fluorescența [17] [18] .

Numărul de fotoni emiși într-o anumită linie pe unitatea de volum pe unitatea de timp este proporțional cu numărul de ciocniri ale ionilor cu protonii. Într-o nebuloasă, aproape toată materia este ionizată, iar concentrația de ioni este aproximativ egală cu concentrația de electroni , prin urmare, luminozitatea suprafeței nebuloasei este proporțională cu însumată de-a lungul liniei de vedere. Valoarea (sau pentru o nebuloasă omogenă cu întindere ) obținută în acest fel se numește măsura de emisie , iar concentrația de materie poate fi estimată din luminozitatea suprafeței observate [8] [19] . $n_{i}$ $n_{e}$ $n_{i}n_{e}\aprox n_{e}^{2)$ ${\textstyle E=\int n_{e}^{2}dl}$ $n_{e}^{2}L$ $L$

Cauzele fluorescenței

Calitativ, cauzele fluorescenței sunt descrise după cum urmează. Putem considera o situație în care nebuloasa este iluminată de o stea care radiază ca un corp negru cu temperatură . În acest caz, compoziția spectrală a radiației stelei în orice punct este descrisă de formula lui Planck pentru temperatură , dar densitatea energiei radiației scade odată cu creșterea distanței până la stea și la distanțe mari corespunde unei temperaturi mult mai scăzute decât . Într-o astfel de situație, conform legilor termodinamicii , atunci când interacționează cu materia, radiația ar trebui să fie redistribuită pe frecvențe - de la frecvențe mai înalte la cele inferioare, ceea ce se întâmplă în nebuloase [20] . $T_{*}$ $T_{*}$ $T_{*}$

Mai riguros, acest fenomen este explicat prin teorema lui Rosseland . Consideră atomii cu trei niveluri de energie posibile 1, 2, 3 în ordine crescătoare a energiei și două procese ciclice opuse: procesul I cu tranzițiile 1 → 3 → 2 → 1 și procesul II cu tranzițiile 1 → 2 → 3 → 1. În procesul I, un foton de înaltă energie este absorbit de atom și doi fotoni de energie joasă sunt emiși, iar în procesul II, doi fotoni de energie scăzută sunt absorbiți și un foton de energie înaltă este emis. Numărul de astfel de procese pe unitatea de timp este notat, respectiv, cu și . Teorema afirmă că, dacă coeficientul de diluție al radiației stelei este mic, adică steaua este vizibilă la un unghi solid mic (acești parametri sunt legați ca ), atunci , adică procesul II are loc mult mai puțin frecvent decât procesul I. Astfel, în nebuloasele cu emisie, unde coeficientul de diluție este destul de mic și poate fi de 10 −14 , transformarea fotonilor de mare energie în fotoni de joasă energie are loc ordine de mărime mai des decât invers [21] . $N_{I)$ $N_{II)$ $W$ $\Omega$ ${\textstyle W={\frac {\Omega }{4\pi }}}$ ${\textstyle {\frac {N_{II}}{N_{I}}}\aprox W}$

Interacțiunea radiației cu atomii

Puteți lua în considerare interacțiunea radiației cu atomii de hidrogen , din care constă în principal nebuloasa. Densitatea materiei și a radiațiilor din nebuloasă este foarte scăzută, iar un atom de hidrogen tipic este în stare ionizată timp de câteva sute de ani, până când la un moment dat se ciocnește cu un electron și se recombină, iar după câteva luni este din nou ionizat de către un foton ultraviolet. O perioadă de câteva luni este mult mai lungă decât timpul în care un atom trece într-o stare neexcitată (de bază) prin emisie spontană , prin urmare, aproape toți atomii neutri sunt într-o stare neexcitată. Aceasta înseamnă că nebuloasa este opac pentru fotonii din seria Lyman corespunzând tranzițiilor de la starea fundamentală, dar transparentă pentru fotonii din seria subordonată a hidrogenului [8] [22] .

Când un electron liber este captat de un proton , este emis un foton, a cărui frecvență depinde de nivelul de energie în care se află electronul. Dacă acesta nu este nivelul principal, atunci fotonul emis părăsește nebuloasa, deoarece aparține seriei subordonate, iar dacă electronul a intrat în nivelul principal, atunci este emis un foton din seria Lyman, care este absorbit în nebuloasă. , ionizând un alt atom, iar procesul se repetă. Astfel, mai devreme sau mai târziu, un foton dintr-una din seriile subordonate este emis și părăsește nebuloasa. Același lucru se întâmplă și cu tranzițiile spontane între niveluri: atunci când un electron trece la orice nivel, cu excepția celui de la sol, este emis un foton, care părăsește nebuloasa, altfel este emis un foton în seria Lyman, care este apoi absorbit. La un moment dat, electronul se va muta la al doilea nivel de energie și un foton va fi emis în seria Balmer ; după aceea, va fi posibilă doar trecerea de la al doilea nivel la primul cu emisia unui foton în linia Lyman-alfa . Un astfel de foton va fi absorbit și reemis în mod constant, dar va părăsi în cele din urmă nebuloasa. Aceasta înseamnă că fiecare foton ultraviolet care ionizează un atom de hidrogen se transformă într-un anumit număr de fotoni, printre care va fi un foton din seria Balmer și un foton din linia Lyman-alfa [23] .

Cele de mai sus înseamnă, de asemenea, că intensitatea totală a liniilor Balmer este strâns legată de puterea de radiație a stelei care ionizează nebuloasa în domeniul ultraviolet. Apoi, observând numai în domeniul optic , se poate compara intensitatea radiației stelei din ea cu intensitatea liniilor Balmer și se poate obține informații despre radiația stelei în diferite părți ale spectrului. O astfel de metodă, numită metoda Zanstra , permite estimarea temperaturii unei stele. Raționament similar poate fi extins la alți atomi, cum ar fi heliul . În același timp, hidrogenul, heliul și heliul ionizat au potențiale de ionizare de 13,6, 24,6 și respectiv 54,4 eV , astfel, luminozitatea nebuloasei în liniile acestor atomi corespunde luminozității stelei în diferite părți ale ultravioletei. gamă. Estimările temperaturii aceleiași stele din liniile diferiților atomi pot fi diferite: aceasta se datorează diferenței dintre spectrul stelei și spectrul unui corp absolut negru [24] .

Când sunt ionizate de radiații, intensitățile relative ale liniilor Balmer sunt practic independente de temperatură - acest raport dintre ele se numește decrement Balmer . Scăderea Balmer observată în multe nebuloase diferă de cea prezisă teoretic datorită faptului că absorbția interstelară este selectivă, adică atenuează diferit radiația la diferite lungimi de undă. Comparând decrementul Balmer teoretic și observat, se poate determina magnitudinea extincției interstelare în Galaxie [25] .

Frecvența scăzută a ciocnirilor de particule face posibile tranziții interzise pentru atomi precum oxigenul sau azotul și, în consecință, radiația în linii interzise : deși durata de viață a unui atom în stare metastabilă este destul de mare, este totuși mult mai mică decât timpul mediu. între coliziuni și tranziții spontane din stările metastabile sunt de asemenea posibile. În funcție de intensitățile liniilor interzise, se pot determina diverși parametri ai nebuloasei: de exemplu, intensitatea liniilor unui anumit atom sau ion depinde de conținutul acestui element din nebuloasă [26] [8] .

Excitație de impact

Când atomii sunt ionizați, apar electronii liberi cu o anumită energie cinetică. Prin urmare, există și excitația de impact a atomilor într-o coliziune cu astfel de electroni, după care are loc o emisie spontană . Acest mecanism este principalul contributor la emisia de atomi cu un potențial de ionizare mic , cum ar fi oxigenul . Pentru atomii cu un potențial de ionizare ridicat, în special pentru hidrogen, excitația de impact nu are o contribuție semnificativă la ionizare, deoarece energia medie a unui electron liber într-o nebuloasă este mult mai mică decât energia de excitație a unui atom de hidrogen [27] .

Unele linii interzise corespund tranzițiilor de stare care sunt excitate de impactul electronilor. Acest lucru vă permite să măsurați concentrația și temperatura electronilor : cu cât concentrația este mai mare, cu atât nivelurile corespunzătoare vor fi mai populate, dar dacă concentrația este prea mare, ciocnirile vor avea loc prea des, atomii nu vor avea suficient timp pentru a trece de la starea metastabilă, iar liniile interzise vor fi mai slabe. Temperatura electronului este o măsură a energiei cinetice medii a electronilor: determină ce fracție de electroni este capabilă să excite o anumită stare, deci poate fi determinată prin compararea intensităților liniilor interzise ale unui ion în diferite stări excitate [26]. ] .

Gradul de ionizare

O nebuloasă de emisie poate fi limitată de propria sa materie ( ing. nebuloasă delimitată de gaz ) sau de radiație ( ing. nebuloasă delimitată de radiații ). În primul caz, radiația ultravioletă ajunge în toate părțile norului, iar limitele vizibile ale nebuloasei sunt determinate de dimensiunea și forma norului însuși. În al doilea caz, radiația ultravioletă nu este suficient de puternică pentru a ioniza atomii de hidrogen din toate părțile norului, iar limitele vizibile ale nebuloasei sunt determinate de puterea radiației ultraviolete [3] . Deoarece hidrogenul neutru absoarbe bine lumina, granița dintre regiunile în care majoritatea atomilor sunt ionizați și unde majoritatea atomilor de hidrogen sunt neutri este destul de clară. Dacă există o stea în nebuloasă, atunci regiunea în care majoritatea atomilor de hidrogen ar trebui ionizați are o formă sferică și se numește sfera Strömgren [8] [28] .

Dacă există o regiune în nebuloasă în care atomii sunt ionizați de două ori, atunci o limită similară poate fi observată între aceasta și regiunea în care atomii sunt ionizați în principal o dată. Aceasta duce la faptul că regiunile nebuloasei care emite în anumite linii au dimensiuni diferite: de exemplu, regiunea care emite în linii de heliu ionizat este mult mai mică decât regiunea care emite în linii de heliu neutru [28] .

Istoria studiului

În 1610, a fost descoperită Nebuloasa Orion , dar mult timp după aceea, oamenii de știință nici măcar nu au fost conștienți de diferențele dintre nebuloase și galaxii . În 1864, William Huggins a studiat pentru prima dată spectrele diferitelor nebuloase și, pe baza tipului spectrului lor, a concluzionat că unele dintre ele constau din gaz încălzit: astfel, s-au distins nebuloasele „gaz” [29] [30] [31] . În 1868, el a sugerat că unele dintre liniile strălucitoare din spectrele nebuloaselor au fost emise de atomii elementului chimic necunoscut anterior nebuliu , dar această ipoteză a fost eronată: în 1927, Ira Bowen a arătat că liniile care au fost atribuite nebuliului erau în fapt liniile interzise de azot și oxigen [32] .

Datorită simplității condițiilor fizice din astfel de nebuloase — densitatea scăzută a materiei și a radiațiilor —, fizica nebuloaselor de emisie s-a dovedit a fi ramura astrofizicii teoretice care a fost dezvoltată în detaliu în primul rând, iar rezultatele sale au început să fie aplicat în alte ramuri ale astrofizicii [33] .

Note

↑ Darling D. Nebula . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 28 iulie 2021. Arhivat din original la 28 iulie 2021.
↑ 1 2 Zasov A.V. Nebuloase galactice . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 27 iulie 2021. Arhivat din original la 27 iulie 2021. (nedefinit)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Dragă D. Nebuloasă de emisie . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 27 iulie 2021. Arhivat din original la 4 iulie 2019.
↑ 1 2 3 4 Nebuloasa de emisie . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 27 iulie 2021. Arhivat din original la 25 mai 2021.
↑ 1 2 3 4 Bochkarev N. G. Nebuloase . Astronet . Preluat la 27 iulie 2021. Arhivat din original la 27 iulie 2021. (nedefinit)
↑ Sobolev, 1985 , p. 258.
↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 434.
↑ 1 2 3 4 5 Karttunen și colab., 2007 , pp. 323-326.
↑ 1 2 Bochkarev N.G. Zone de hidrogen ionizat . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 29 iulie 2021. Arhivat din original la 4 martie 2021. (nedefinit)
↑ Nebuloasă de emisie . Enciclopedia Britannica . Preluat la 27 iulie 2021. Arhivat din original la 27 iulie 2021.
↑ 1 2 Regiunea HII . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 29 iulie 2021. Arhivat din original la 26 februarie 2021.
↑ 1 2 Arkhipova V.P. Nebuloase planetare . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 30 iulie 2021. Arhivat din original la 27 februarie 2021. (nedefinit)
↑ Nebuloase planetare . Astronomie . Melbourne: Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 30 iulie 2021. Arhivat din original la 1 octombrie 2020.
↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 407-409.
↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 332-334.
↑ Darling D. Rămășița supernovei . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 30 iulie 2021. Arhivat din original la 8 iunie 2021.
↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 452-454.
↑ Sobolev, 1985 , p. 257-259.
↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 454.
↑ Sobolev, 1985 , p. 259-261.
↑ Sobolev, 1985 , p. 261-263.
↑ Sobolev, 1985 , p. 263-266, 284.
↑ Sobolev, 1985 , p. 263-266.
↑ Sobolev, 1985 , p. 263-269.
↑ Sobolev, 1985 , p. 287-289.
↑ 1 2 Sobolev, 1985 , p. 293-305.
↑ Sobolev, 1985 , p. 289-290.
↑ 1 2 Sobolev, 1985 , p. 275-278.
↑ Nebuloasă . Studiu istoric al studiului nebuloaselor (engleză) . Enciclopedia Britannica . Preluat la 31 iulie 2021. Arhivat din original la 2 ianuarie 2018.
↑ William Huggins . Enciclopedia Britannica . Preluat la 31 iulie 2021. Arhivat din original la 11 iulie 2021.
↑ Istoria astronomiei . Astronomie . Institutul de Istorie a Științelor Naturale și Tehnologiei. SI. Vavilov . Preluat la 31 iulie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020. (nedefinit)
↑ Nebulium . _ Enciclopedia Britannica . Preluat la 31 iulie 2021. Arhivat din original la 31 iulie 2021.
↑ Sobolev, 1985 , p. 257.

Literatură

Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Sobolev VV Curs de astrofizică teoretică . - al 3-lea, revizuit. — M .: Nauka , 1985. — 504 p.
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

mediu interstelar
Componente	gaz interstelar praf interstelar nor interstelar raze cosmice Un câmp magnetic
Nebuloase	Nebuloasă difuză (luminoasă). nebuloasă întunecată nebuloasa de emisie nebuloasa de reflexie rest de supernova nebuloasă planetară nebuloasa protoplanetară
Regiunile de formare a stelelor	nor molecular Globulă Regiunea HII
Formațiuni circumstelare	Disc circumstelar ( Discul de acreție disc protoplanetar disc rezidual ) Fluxuri polare cu jet Obiect Iarbă - Haro
Radiația	Vânt stelar

Nebuloase
Nebuloase vizibile	nebuloasă întunecată nebuloasă difuză nebuloasa de emisie nebuloasă planetară rest de supernova Restul noului Regiunea HII nebuloasa de reflexie nebuloasă variabilă nebuloasa pre-planetară
nebuloase prestelare	nor molecular gigant Globul lui Bok Globul de gaz în evaporare nebuloasa solara
nebuloase stelare	Restul noului nebuloasa protoplanetară Nebuloasa lupului - Rayet
Nebuloase poststelare	nebuloasă planetară rest de supernova plerion Superbulă
nori	nor interstelar nor molecular cirus infrarosu nor de mare viteză Regiunea HI
Morfologie	nebuloasă bipolară Nebuloasa Pinwheel
Liste	Listă difuz Planetară (PNe) Protoplanetar (PPNe) Rămășițe de supernovă (SNR)
Categorie Comune