Войти
Составное рентгеновское / оптическое изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543) 
NGC 6326, планетарная туманность со светящимися пучками извергающегося газа, которые освещены двойной центральной звездой A планетарной туманностью, сокращенно PN или множественным числом PNe, является разновидностью эмиссионная туманность, состоящая из расширяющейся светящейся оболочки из ионизированного газа, выброшенного красным гигантом звездами в конце их жизни.
Термин «планетарные туманности» неверно употреблен, потому что они не связаны с планетами или экзопланетами. Термин происходит от похожей на планету круглой формы этих туманностей, наблюдаемых астрономами в первые телескопы. Первое использование могло произойти в 1780-х годах у английского астронома Уильяма Гершеля, который описал эти туманности как похожие на планеты; однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа в своих наблюдениях Кольцевой туманности описал «очень тусклую, но идеально очерченную; она размером с Юпитер и напоминает увядающую планету ». Хотя современная интерпретация отличается, старый термин все еще используется.
Все планетарные туманности образуются в конце жизни звезды промежуточной массы, около 1-8 солнечных. Ожидается, что Солнце сформирует планетарную туманность в конце своего жизненного цикла. Это относительно недолговечные явления, длящиеся, возможно, несколько десятков тысяч лет, по сравнению со значительно более длинными фазами звездной эволюции. После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеялась, энергичное ультрафиолетовое излучение обнаженного горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенный материал. Затем поглощенный ультрафиолетовый свет возбуждает оболочку из туманного газа вокруг центральной звезды, заставляя ее выглядеть как ярко окрашенная планетарная туманность.
Планетарные туманности, вероятно, играют решающую роль в химической эволюции Млечного Пути, вытесняя элементы в межзвездную среду из звезд, где были созданы эти элементы. Планетарные туманности наблюдаются в более далеких галактиках, что дает полезную информацию об их химическом составе.
Начиная с 1990-х годов, изображения космического телескопа Хаббла показали, что многие планетарные туманности имеют чрезвычайно сложную и разнообразную морфологию. Около одной пятой из них имеют примерно сферическую форму, но большинство из них несферически симметрично. Механизмы, которые создают такое большое разнообразие форм и характеристик, еще недостаточно изучены, но двойные центральные звезды, звездные ветры и магнитные поля могут иметь значение.
NGC 7293, туманность Хеликс.
NGC 2392, Туманность Льва.Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя еще не названной) была Туманность Гантель в созвездии Лисичка. Его заметил Шарль Мессье в 1764 году и занесен в его каталог туманных объектов под номером M27. Для первых наблюдателей с телескопами низкого разрешения M27 и впоследствии обнаруженные планетарные туманности напоминали планеты-гиганты, такие как Уран. Уильям Гершель, первооткрыватель Урана, возможно, ввел термин «планетарная туманность». Однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа в своих наблюдениях Кольцевой туманности описал «очень тусклую, но идеально очерченную туманность размером с Юпитер и выглядит как увядающая планета ». Каким бы ни было истинное происхождение термина, название «планетарная туманность» прочно вошло в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами.
Истинная природа этих объектов была неопределенной, и Гершель сначала подумал, что это звезды, окруженные веществом, которое конденсировалось в планеты, а не то, что, как теперь известно, свидетельствует о мертвых звездах, которые сожгли все вращающиеся планеты. В 1782 г. (238 лет назад) (1782 г.) Уильям Гершель открыл объект, ныне известный как NGC 7009 («Туманность Сатурна»), на котором он использовал термин «планетарная туманность ".
В 1785 году Гершель написал Джерому Лаланду :
. Это небесные тела, о которых мы пока не имеем четкого представления и которые, возможно, имеют тип, совершенно отличный от тех, что мы знакомы с небесами. Я уже нашел четыре, которые имеют видимый диаметр от 15 до 30 секунд. Кажется, что эти тела имеют диск, который очень похож на планету, то есть равной яркости по всему периметру, круглый или несколько овальный, и имеет такие же четкие очертания, как и диск планет, из света, достаточно сильного, чтобы быть видимыми в обычный телескоп всего в один фут, но они выглядят только как звезды девятой величины.
Гершель отнес их к Классу IV своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетарных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками.
Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине 19 века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для рассеивания их света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов.
On 29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, когда он наблюдал туманность Кошачий глаз. Его наблюдения звезд показали, что их спектры состоят из континуума излучения с множеством наложенных темных линий. Он обнаружил, что многие туманные объекты, такие как туманность Андромеды (как она тогда была известна), имеют очень похожие спектры. Однако, когда Хаггинс взглянул на туманность Кошачий глаз, он обнаружил совсем другой спектр. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения туманность Кошачий глаз и другие подобные объекты показали ряд эмиссионных линий. Самый яркий из них был на длине волны 500,7 нанометров, что не соответствовало линии какого-либо известного элемента.
Сначала было высказано предположение, что линия могла быть вызвана неизвестным элемент, который получил название nebulium. Подобная идея привела к открытию гелия путем анализа спектра Солнца в 1868 году. Хотя гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, "туманности" не было. В начале 20 века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм не является новым элементом, а связана с знакомым элементом в незнакомых условиях.
Физики показали в 1920-х годов, что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут занимать возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах, которые в противном случае были бы де- возбуждены столкновениями, которые произошли бы при более высоких плотностях. Электронные переходы с этих уровней в ионах азота и кислорода (O, O (также известного как O iii) и N) вызывают эмиссионную линию 500,7 нм и другие. Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями. Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что туманности образованы из чрезвычайно разреженного газа.
Планетарная туманность NGC 3699 отличается неправильной пятнистостью и темной трещиной. Центральные звезды планетарных туманностей - это очень жарко. Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может схлопнуться до малых размеров. Планетарные туманности стали рассматриваться как завершающий этап звездной эволюции. Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к мысли, что планетарные туманности возникли в результате того, что внешние слои звезды были выброшены в космос в конце ее жизни.
К концу 20-го века технический прогресс помогли продолжить изучение планетарных туманностей. Космические телескопы позволили астрономам изучать длины волн света, выходящие за рамки тех, которые излучает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определять небулярные температуры, плотности и содержание элементов. Технология устройств с зарядовой связью позволил точно измерить гораздо более слабые спектральные линии, чем это было возможно ранее. Космический телескоп Хаббла также показал, что, хотя многие туманности кажутся простыми и правильными при наблюдении с земли, очень высокое оптическое разрешение, достижимое с помощью телескопов над земной атмосферой, показывает чрезвычайно сложные
Согласно схеме спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности классифицируются как Тип- P, хотя на практике это обозначение используется редко.
Компьютерное моделирование образования планетарной туманности из звезды с искривленным диском, показывающее сложность, которая может возникнуть из-за небольшой начальной асимметрии. Звезды с массой более 8 Солнца (M⊙), вероятно, закончат свою жизнь драматическими взрывами сверхновых, в то время как планетарные туманности, по-видимому, возникают только в конце жизни звезд средней и низкой массы между 0,8 M ⊙ до 8,0 M ⊙. Звезды-прародители, образующие планетарные туманности, проведут большую часть своей жизни, превращая свой водород в гелий в ядре звезды с помощью ядерного синтеза при температуре около 15 миллионов К. Эта генерируемая энергия создает внешнее давление в результате реакций синтеза в ядре, уравновешивая разрушающее внутреннее давление гравитации звезды. Это состояние равновесия известно как главная последовательность, которое может длиться от десятков миллионов до миллиардов лет, в зависимости от массы.
Когда источник водорода в ядре начинает уменьшаться, гравитация начинает сжимать ядро, вызывая повышение температуры примерно до 100 миллионов К. Такие более высокие температуры ядра затем заставляют более холодные внешние слои звезды расширяться, создавая гораздо большие красные гигантские звезды. Эта конечная фаза вызывает резкое увеличение светимости звезды, когда высвобождаемая энергия распределяется по гораздо большей площади поверхности, что фактически приводит к снижению средней температуры поверхности. В терминах звездной эволюции звезды, испытывающие такое увеличение светимости, известны как звезды ветви асимптотических гигантов (AGB). На этом этапе звезда может потерять от 50 до 70% своей общей массы из-за звездного ветра.
для более массивных асимптотических гигантских ветвей звезд, образующих планетарные туманности, чьи предки превышают примерно 3M ⊙, их ядра и дальше будут сжиматься. Когда температура достигает около 100 миллионов К, имеющиеся ядра гелия сливаются с углеродом и кислородом, так что звезда снова возобновляет излучение энергии, временно останавливая сжатие ядра.. Эта новая фаза горения гелия (слияние ядер гелия) образует растущее внутреннее ядро из инертного углерода и кислорода. Над ним - тонкая оболочка, горящая гелием, окруженная оболочкой, горящей водородом. Однако эта новая фаза длится всего 20 000 лет или около того, очень короткий период по сравнению со всей жизнью звезды.
Выход атмосферы в межзвездное пространство не ослабевает, но когда внешняя поверхность обнаженного ядра достигает температуры, превышающей примерно 30 000 К, испускается достаточно ультрафиолетовых фотонов ионизирует выброшенную атмосферу, заставляя газ сиять как планетарная туманность.
Туманность Ожерелья состоит из яркого кольца размером около двух световые годы в поперечнике, усеянная плотными яркими узлами газа, напоминающими бриллианты в ожерелье. Узлы ярко светятся из-за поглощения ультрафиолетового света центральными звездами. После того, как звезда проходит фазу асимптотической ветви гигантов (AGB), начинается фаза короткой планетарной туманности в звездной эволюции, когда дуют газы. от центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда - это остаток своего предшественника AGB, вырожденного электронами углеродно-кислородного ядра, которое потеряло большую часть своей водородной оболочки из-за потери массы на AGB. Когда газы расширяются, центральная звезда претерпевает двухэтапную эволюцию: сначала становится все горячее по мере того, как она продолжает сжиматься, и реакции синтеза водорода происходят в оболочке вокруг ядра, а затем медленно охлаждают, когда водородная оболочка истощается из-за синтеза и потери массы. Во второй фазе она излучает свою энергию, и реакции синтеза прекращаются, поскольку центральная звезда недостаточно тяжелая, чтобы генерировать температуру ядра, необходимую для слияния углерода и кислорода. Во время первой фазы центральная звезда поддерживает постоянную светимость, в то же время она становится все горячее, в конечном итоге достигая температуры около 100000 К. Во второй фазе она так сильно охлаждается, что не испускает достаточно ультрафиолетового излучения для ионизации все более отдаленное газовое облако. Звезда становится белым карликом, а расширяющееся газовое облако становится невидимым для нас, завершая фазу эволюции планетарной туманности. Для типичной планетарной туманности между ее образованием и рекомбинацией образовавшейся плазмы.
Планетарные туманности могут играть очень важную роль в галактической эволюции. Новорожденные звезды почти полностью состоят из водорода и гелия, но по мере того, как звезды развиваются через фазу асимптотической ветви гигантов, они создают более тяжелые элементы посредством ядерного синтеза., которые в конечном итоге изгоняются сильными звездными ветрами. Планетарные туманности обычно содержат большее количество элементов, таких как углерод, азот и кислород, и они возвращаются в межзвездную среду с помощью этих мощных ветров. Таким образом, планетарные туманности значительно обогащают Млечный Путь и их туманности этими более тяжелыми элементами, которые астрономы все вместе называют металлами и в частности обозначаются параметром металличности Z.
Последующие поколения звезд, образованные из таких туманностей, также будут иметь более высокую металличность. Хотя эти металлы присутствуют в звездах в относительно небольших количествах, они оказывают заметное влияние на звездную эволюцию и реакции синтеза. Когда звезды образовывались раньше во вселенной , они теоретически содержали меньшее количество более тяжелых элементов. Известные примеры - бедные металлами звезды Population II. (См. Звездное население.) Содержание звездной металличности определяется с помощью спектроскопии.
NGC 6720, Кольцевая туманность 
Туманность "Лимонный ломтик" (IC 3568). Типичная планетарная туманность имеет размер примерно один световой год в поперечнике и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью обычно от 100 до 10 000 частиц на см. (Для сравнения, атмосфера Земли содержит 2,5 × 10 частиц на см.) Молодые планетарные туманности имеют самую высокую плотность, иногда до 10 частиц на см. По мере того как туманности стареют, их расширение приводит к уменьшению их плотности. Массы планетарных туманностей находятся в диапазоне от 0,1 до 1 массы.
Солнца. Излучение центральной звезды нагревает газы до температур примерно 10,000 K. Температура газа в центральных областях обычно намного выше, чем на периферии, достигая 16000–25000 К. Объем в окрестности центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом с температурой около 1000000 К. Этот газ Возникает с поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра.
Туманности можно описать как ограниченные материей или излучением. В первом случае в туманности недостаточно вещества, чтобы поглотить все УФ-фотоны, испускаемые звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. В последнем случае центральная звезда испускает недостаточно УФ-фотонов для ионизации всего окружающего газа, и фронт ионизации распространяется наружу в околозвездную оболочку нейтральных атомов.
Сейчас известно, что в нашей галактике существует около 3000 планетарных туманностей из 200 миллиардов звезд. Их очень короткое время жизни по сравнению с общим временем жизни звезд объясняет их редкость. В основном они встречаются около плоскости Млечного Пути, с наибольшей концентрацией около галактического центра.
Воспроизвести На этой анимации показано, как две звезды в сердце планетарной туманности, такой как Флеминг 1, может управлять созданием впечатляющих струй материала, выбрасываемого из объекта. Только около 20% планетарных туманностей сферически симметричны (например, см. Абель 39 ). Существует большое разнообразие форм, в том числе и очень сложные. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на: звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, спиральные, биполярные, квадрупольные и другие типы, хотя большинство из них относятся только к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сконцентрированы в галактической плоскости и, вероятно, созданы относительно молодыми массивными звездами-прародителями; и биполяры в галактическом балдже, по-видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. С другой стороны, сферические туманности, вероятно, созданы старыми звездами, подобными Солнцу.
Огромное разнообразие форм частично является эффектом проекции - одна и та же туманность, если смотреть под разными углами, будет выглядеть по-разному. Тем не менее, причина огромного разнообразия физических форм до конца не изучена. Одной из причин может быть гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды двойные звезды. Другая возможность состоит в том, что планеты нарушают отток вещества от звезды по мере образования туманности. Было установлено, что более массивные звезды образуют туманности неправильной формы. В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и выдвинули гипотезу, что поля могут быть частично или полностью ответственны за их замечательные формы.
Abell 78, 24-дюймовый телескоп на горе. Лимон, Аризона. Любезно предоставлено Джозефом Д. Шульманом. Планетарные туманности были обнаружены в составе четырех галактических шаровых скоплений : Мессье 15, Мессье 22, NGC 6441 и Паломар 6. Свидетельства также указывают на возможное открытие планетарных туманностей в шаровых скоплениях в галактике M31. Однако в настоящее время существует только один случай обнаружения планетарной туманности в рассеянном скоплении, что согласовано с независимыми исследователями. Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Эндрюс-Линдси 1. Действительно, благодаря членству в скоплении, PHR 1315-6555 обладает одними из самых точных расстояний, установленных для планетарной туманности (т. Е. Решение о расстоянии 4%). Случаи NGC 2818 и NGC 2348 в Мессье 46 демонстрируют несовпадение скоростей планетарных туманностей и скоплений, что указывает на совпадение на прямой видимости. Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами скопление / PN, включает Abell 8 и Bica 6, а также He 2-86 и NGC 4463.
Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут образовываться из главной последовательности звезд с массой от одной до восьми солнечных масс, что означает, что возраст звезды-прародителя превышает 40 миллионов лет. Хотя существует несколько сотен известных рассеянных скоплений в пределах этого возрастного диапазона, множество причин ограничивают шансы найти внутри планетарную туманность. По одной причине фаза планетарной туманности для более массивных звезд составляет порядка тысяч лет, что с космической точки зрения является мгновением ока. Кроме того, отчасти из-за своей малой общей массы, рассеянные скопления обладают относительно плохой гравитационной связью и имеют тенденцию рассеиваться через относительно короткое время, обычно от 100 до 600 миллионов лет.
Странная пара стареющих звезд создает впечатляющую форму планетарной туманности. 
Крошечная планетарная туманность NGC 6886.Расстояния до планетарных туманностей обычно плохо определены. Расстояние до ближайшей планетарной туманности можно определить, измерив скорость их расширения. Наблюдения с высоким разрешением, сделанные с интервалом в несколько лет, покажут расширение туманности перпендикулярно лучу зрения, а спектроскопические наблюдения доплеровского сдвига покажут скорость расширения на луче зрения. Сравнение углового расширения с производной скоростью расширения покажет расстояние до туманности.
Вопрос о том, как можно создать такой разнообразный диапазон форм туманностей, является дискуссионным. Предполагается, что взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с разной скоростью, приводит к появлению большинства наблюдаемых форм. Однако некоторые астрономы предполагают, что близкие двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. Было показано, что некоторые из них обладают сильными магнитными полями, и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей.
Существует два основных метода определения содержания металлов в туманностях. Они основаны на линиях рекомбинации и линиях, возбужденных столкновениями. Иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью двух методов. Это можно объяснить наличием небольших колебаний температуры внутри планетарных туманностей. Расхождения могут быть слишком большими, чтобы быть вызванными температурными эффектами, и некоторые предполагают существование холодных узлов, содержащих очень мало водорода, для объяснения наблюдений. Однако такие узлы еще не наблюдались.
Звездный портал  | На Викискладе есть материалы, связанные с Планетарными туманностями. |
