Қызыл алып жұлдыздардың өмірінің соңында пайда болатын планеталық тұмандықтар
Planetary nebula
Жұлдыздардың өмірінің соңында пайда болатын планеталық тұмандықтар – қызыл алып жұлдыздардан шығатын жарқыраған газ қабығы. Астрономия, тұмандықтар, жұлдыздар.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Қызыл алыптардың өлімінен туындайтын эмиссиялық тұмандық түрі
Type of emission nebula created by dying red giants
Планеталық тұмандық – қызыл алып жұлдыздардың өмірінің соңғы кезеңдерінде шығарылатын иондалған газдың кеңейіп, жарқырап жатқан қабығынан тұратын эмиссиялық тұмандық түрі. "Планеталық тұмандық" термині қате, себебі олар планеталармен ешқандай байланысы жоқ. Бұл термин астрономдардың алғашқы телескоптар арқылы байқаған осы тұмандықтардың планета тәрізді дөңгелек пішінінен туындаған. 1780 жылдары ағылшын астрономы Уильям Гершель осы тұмандықтарды планеталарға ұқсас деп сипаттаған болуы мүмкін; алайда, 1779 жылдың қаңтарында француз астрономы Антуан Даркье де Пеллепои өзінің Сақиналы тұмандықты байқауында оны "өте әлсіз, бірақ анық көрінетін; Юпитердей үлкен және сөніп бара жатқан планетаға ұқсайтын" деп сипаттады. Қазіргі заманғы түсінік басқаша болғанымен, ескі термин әлі де қолданылады. Барлық планеталық тұмандықтар орташа массасы шамамен 1-8 күн массасына ие жұлдыздың өмірінің соңында пайда болады. Күннің өмірлік циклының соңында планеталық тұмандыққа айналуы күтілуде. Олар салыстырмалы түрде қысқа өмір сүретін құбылыс, жұлдыздық эволюцияның әлдеқайда ұзақ кезеңдерімен салыстырғанда, ондаған мың жылға созылуы мүмкін. Қызыл алыптың атмосферасы толығымен тарағаннан кейін, ашық, ыстық және жарқын ядросы – планеталық тұмандық ядросы (П.Т.Я.) – шығарылған материалды иондайтын энергетикалық ультракүлгін сәулелену шығарады. Төмен ажыратымдылықтағы телескоптармен алғашқы байқаушылар үшін М27 және одан кейін ашылған планеталық тұмандықтар Уран сияқты алып планеталарға ұқсады. 1779 жылдың қаңтарында француз астрономы Антуан Даркье де Пеллепои өзінің Сақиналы тұмандықты байқауында оны "өте әлсіз тұмандық, бірақ анық көрінетін; Юпитердей үлкен және сөніп бара жатқан планетаға ұқсайтын" деп сипаттады. Даркье бұрын атап өткендей, Гершель де дискінің планетаға ұқсас екенін, бірақ планета болу үшін тым әлсіз екенін анықтады. 1785 жылы Гершель Жером Лаландқа былай деп жазды:
A planetary nebula is a type of emission nebula consisting of an expanding, glowing shell of ionized gas ejected from red giant stars late in their lives. The term "planetary nebula" is a misnomer because they are unrelated to planets. The term originates from the planet like round shape of these nebulae observed by astronomers through early telescopes. The first usage may have occurred during the 1780s with the English astronomer William Herschel who described these nebulae as resembling planets; however, as early as January 1779, the French astronomer Antoine Darquier de Pellepoix described in his observations of the Ring Nebula, "very dim but perfectly outlined; it is as large as Jupiter and resembles a fading planet". Though the modern interpretation is different, the old term is still used. All planetary nebulae form at the end of the life of a star of intermediate mass, about 1 8 solar masses. It is expected that the Sun will form a planetary nebula at the end of its life cycle. They are relatively short lived phenomena, lasting perhaps a few tens of millennia, compared to considerably longer phases of stellar evolution. Once all of the red giant's atmosphere has been dissipated, energetic ultraviolet radiation from the exposed hot luminous core, called a planetary nebula nucleus (P. N. N.), ionizes the ejected material. To early observers with low resolution telescopes, M27 and subsequently discovered planetary nebulae resembled the giant planets like Uranus. As early as January 1779, the French astronomer Antoine Darquier de Pellepoix described in his observations of the Ring Nebula, "a very dull nebula, but perfectly outlined; as large as Jupiter and looks like a fading planet". As noted by Darquier before him, Herschel found that the disk resembled a planet but it was too faint to be one. In 1785, Herschel wrote to Jérôme Lalande:
"Бұл аспан денелері, олар туралы әлі нақты түсінігіміз жоқ және олар аспандағы бізге таныс денелерден мүлдем басқаша болуы мүмкін. Мен қазірдің өзінде 15-30 секунд аралығында болатын төрт сәулелі дене таптым. Бұл денелердің планетаға ұқсас дискісі бар, яғни бүкіл беті бойынша бірдей жарықтығы бар, дөңгелек немесе біршама сопақ, және планеталардың дискісі сияқты контурлары анық, жарығы бір аяқты қарапайым телескоппен көрінетіндей, бірақ олар тек тоғызыншы шамадағы жұлдыз сияқты көрінеді." Ол оларды "тумандықтар" каталогының IV класына жатқызды, соңында 78 "планеталық тұмандықтарды" тізімге алды, олардың көпшілігі шын мәнінде галактикалар еді. Гершель осы нысандарға "планеталық тұмандықтар" терминін қолданды. Бұл терминнің шығу тегі белгісіз. "Планеталық тұмандық" атауы астрономдардың осы тұмандықтарды жіктеу үшін қолданатын терминологиясына берік орныққан және бүгінгі таңға дейін қолданылуда.
These are celestial bodies of which as yet we have no clear idea and which are perhaps of a type quite different from those that we are familiar with in the heavens. I have already found four that have a visible diameter of between 15 and 30 seconds. These bodies appear to have a disk that is rather like a planet, that is to say, of equal brightness all over, round or somewhat oval, and about as well defined in outline as the disk of the planets, of a light strong enough to be visible with an ordinary telescope of only one foot, yet they have only the appearance of a star of about ninth magnitude. He assigned these to Class IV of his catalogue of "nebulae", eventually listing 78 "planetary nebulae", most of which are in fact galaxies. Herschel used the term "planetary nebulae" for these objects. The origin of this term not known. The label "planetary nebula" became ingrained in the terminology used by astronomers to categorize these types of nebulae, and is still in use by astronomers today.
Спектра
Планеталық тұмандықтардың мәнділігі 19 ғасырдың ортасында алғашқы спектроскопиялық байқаулар жасалғанға дейін белгісіз күйде болды. Призманы қолданып, олардың жарығын шашыратып, Уильям Хаггинс астрономиялық объектілердің оптикалық спектрлерін зерттеген алғашқы астрономдардың бірі болды. Бастапқыда, бұл сызықтар небулий деп аталатын белгісіз элементке байланысты болуы мүмкін деген гипотеза жасалды. 1868 жылы Күннің спектрін талдау арқылы гелийдің ашылуына соққан идея да осыған ұқсас болды. Азот және оттегі иондарындағы (O+, O2+ (ә.ж. O III), және N+) бұл деңгейлерден электрондық өтулер 500,7 нм эмиссиялық сызық пен басқаларын тудырады.
The nature of planetary nebulae remained unknown until the first spectroscopic observations were made in the mid 19th century. Using a prism to disperse their light, William Huggins was one of the earliest astronomers to study the optical spectra of astronomical objects. At first, it was hypothesized that the line might be due to an unknown element, which was named nebulium. A similar idea had led to the discovery of helium through analysis of the Sun's spectrum in 1868. Electron transitions from these levels in nitrogen and oxygen ions (O+, O2+ (a. k. a. O iii), and N+) give rise to the 500.7 nm emission line and others.
Орталық жұлдыздар
Планеталық тұмандықтардың орталық жұлдыздары өте ыстық. Ғарыш телескоптары астрономдарға Жер атмосферасы өткізбейтін жарық толқындарының ұзындықтарын зерттеуге мүмкіндік берді. Планеталық тұмандықтарды инфрақызыл және ультракөк сәулелермен зерттеу, тұмандықтардың температурасын, тығыздығын және элементтік құрамын әлдеқайда дәл анықтауға жол ашты. Зарядпен байланысты құрылғы технологиясы бұрынғыдан әлдеқайда әлсіз спектрлік сызықтарды дәл өлшеуге мүмкіндік берді. Хаббл ғарыш телескопы сонымен қатар, көптеген тұмандықтар Жерден қарағанда қарапайым және реттелген құрылымға ие болып көрінетінін көрсетті, бірақ Жер атмосферасынан жоғарыдағы телескоптардың жоғары оптикалық ажыратымдылығы өте күрделі құрылымдарды аңғарды. Морган-Кинен спектралдық жіктеу жүйесінде планеталық тұмандықтар P типіне жатады, алайда бұл белгілеу практикада көбінесе қолданылмайды.
The central stars of planetary nebulae are very hot. Space telescopes allowed astronomers to study light wavelengths outside those that the Earth's atmosphere transmits. Infrared and ultraviolet studies of planetary nebulae allowed much more accurate determinations of nebular temperatures, densities and elemental abundances. Charge coupled device technology allowed much fainter spectral lines to be measured accurately than had previously been possible. The Hubble Space Telescope also showed that while many nebulae appear to have simple and regular structures when observed from the ground, the very high optical resolution achievable by telescopes above the Earth's atmosphere reveals extremely complex structures. Under the Morgan Keenan spectral classification scheme, planetary nebulae are classified as Type P, although this notation is seldom used in practice.
Физикалық сипаттамалары
Әдеттегі планеталық тұмандықтың диаметрі шамамен бір жарық жылына тең, және ол өте сирек газдан тұрады, оның тығыздығы әдетте 100-ден 10 000-ға дейін бөлшекше / см³ құрайды. (Салыстыру үшін, Жер атмосферасында әр см³-ге 2,5 бөлшекшеден келеді.) Жас планеталық тұмандықтардың тығыздығы ең жоғары, кейде 10⁶ бөлшекшеге жетеді. Тұмандықтар ескірген сайын, кеңеюіне байланысты тығыздығы төмендейді. Планеталық тұмандықтардың массасы 0,1-ден 1 күн массасына дейін ауытқиды. Орталық аймақтардағы газ температурасы әдетте шеткері аймақтарға қарағанда жоғары болады және 16 000–25 000 К-қа жетеді. Орталық жұлдыздың жанындағы көлем көбінесе температурасы шамамен 1 000 000 К-ға дейін жететін өте ыстық (корональды) газбен толтырылады. Бұл газ жылдам жұлдыз жел түрінде орталық жұлдыздың бетінен пайда болады. Тұмандықтар материямен шектелген немесе сәулеленумен шектелген деп сипатталуы мүмкін. Бірінші жағдайда, тұмандықта жұлдыздың шығарған барлық ультракөк сәуле фотондарын сіңіруге жеткілікті материя болмайды, ал көрінетін тұмандық толық иондалған болады. Екінші жағдайда, орталық жұлдыздың барлық айналасындағы газды иондауға жеткілікті ультракөк сәуле фотондары жеткіліксіз, ал иондану фронты бейтарап атомдардың жұлдыздардың қабығына қарай кеңейеді.
A typical planetary nebula is roughly one light year across, and consists of extremely rarefied gas, with a density generally from 100 to 10,000 particles per cm3. (The Earth's atmosphere, by comparison, contains 2.5 particles per cm3.) Young planetary nebulae have the highest densities, sometimes as high as 106 particles per cm3. As nebulae age, their expansion causes their density to decrease. The masses of planetary nebulae range from 0.1 to 1 solar masses. The gas temperature in central regions is usually much higher than at the periphery reaching 16,000–25,000 K. The volume in the vicinity of the central star is often filled with a very hot (coronal) gas having the temperature of about 1,000,000 K. This gas originates from the surface of the central star in the form of the fast stellar wind. Nebulae may be described as matter bounded or radiation bounded. In the former case, there is not enough matter in the nebula to absorb all the UV photons emitted by the star, and the visible nebula is fully ionized. In the latter case, there are not enough UV photons being emitted by the central star to ionize all the surrounding gas, and an ionization front propagates outward into the circumstellar envelope of neutral atoms.
Сандар мен таралу
Біздің галактикамызда 200 миллиард жұлдыздың арасында шамамен 3000 планеталық тұмандықтар табылды. Жұлдыздың жалпы өмір сүру мерзіміне қарағанда олардың өмір сүру ұзақтығы өте қысқа болғандықтан, сирек кездеседі. Олар көбінесе Құс жолының жазықтығында орналасқан, ең көп шоғырланған жері Галактикалық орталыққа жақын.
About 3000 planetary nebulae are now known to exist in our galaxy, out of 200 billion stars. Their very short lifetime compared to total stellar lifetime accounts for their rarity. They are found mostly near the plane of the Milky Way, with the greatest concentration near the Galactic Center.
Морфология
Планеталық тұмандықтардың шамамен 20% ғана шар тәрізді симметриялы (мысалы, Абель 39 қараңыз). Пішіндердің алуан түрлілігі бар, олардың кейбіреулері өте күрделі. Планеталық тұмандықтар түрлі авторлар бойынша жұлдыздық, дискілік, сақиналық, иррегулярлық, спиральдік, биполярлық, төртполярлық және басқа да типтерге жіктеледі, бірақ олардың көпшілігі үш типке ғана жатады: шар тәрізді, эллипстік және биполярлық. Биполярлық тұмандықтар галактикалық жазықтықта шоғырланған, оларды, мүмкін, салыстырмалы түрде жас, массивті жұлдыздар тудырған; ал галактикалық дөңгелектің биполярлары орбиталық осьтерін галактикалық жазықтыққа параллель бағытта орналастыруға бейім. Ал шар тәрізді тұмандықтар Күнге ұқсас ескі жұлдыздардан пайда болған болуы мүмкін. Дегенмен, физикалық пішіндердің мұндай алуан түрлілігінің себебі әлі толыққанды түсіндірілмеген. 2005 жылдың қаңтар айында астрономдар екі планеталық тұмандықтың орталық жұлдыздарының айналасындағы магниттік өрістерді алғаш рет анықтағанын хабарлады және бұл өрістер олардың ерекше пішіндеріне жартылай немесе толығымен жауапты болуы мүмкін деген гипотезаны ұсынды. Алайда, қазіргі уақытта тәуелсіз зерттеушілер келісетін ашық шоғырда табылган планеталық тұмандықтың тек бір ғана жағдайы бар. Бұл жағдай планеталық тұмандық PHR 1315 6555 және ашық шоғыр Andrews Lindsay 1-ге қатысты. Шындығында, шоғырға мүшелік арқылы PHR 1315 6555 планеталық тұмандықтар үшін ең нақты қашықтыққа ие (яғни, 4% қашықтық шешімі). Месие 46-дағы NGC 2818 және NGC 2348 жағдайлары планеталық тұмандықтар мен шоғырлар арасындағы жылдамдықтардың сәйкес келмейтінін көрсетеді, бұл олардың көру сызығындағы сәйкес келуі екенін көрсетеді. Кластер/ПН жұптары болуы мүмкін болжамды жағдайлардың ішкі жиынтығына Abell 8 және Bica 6, He 2 86 және NGC 4463 кіреді. Теориялық модельдер планеталық тұмандықтар бірден сегіз күн массасына дейін болатын негізгі тізбектегі жұлдыздардан пайда болатынын болжайды, бұл атажұлдыздың жасын 40 миллион жылдан астам деп көрсетеді. Осындай жастағы жүздеген ашық шоғырлар болғанымен, планеталық тұмандықты табу мүмкіндігін шектейтін бірнеше себеп бар.
Only about 20% of planetary nebulae are spherically symmetric (for example, see Abell 39). A wide variety of shapes exist with some very complex forms seen. Planetary nebulae are classified by different authors into: stellar, disk, ring, irregular, helical, bipolar, quadrupolar, and other types, although the majority of them belong to just three types: spherical, elliptical and bipolar. Bipolar nebulae are concentrated in the galactic plane, probably produced by relatively young massive progenitor stars; and bipolars in the galactic bulge appear to prefer orienting their orbital axes parallel to the galactic plane. On the other hand, spherical nebulae are probably produced by old stars similar to the Sun. Nevertheless, the reason for the huge variety of physical shapes is not fully understood. In January 2005, astronomers announced the first detection of magnetic fields around the central stars of two planetary nebulae, and hypothesized that the fields might be partly or wholly responsible for their remarkable shapes. However, there is currently only one case of a planetary nebula discovered in an open cluster that is agreed upon by independent researchers. That case pertains to the planetary nebula PHR 1315 6555 and the open cluster Andrews Lindsay 1. Indeed, through cluster membership, PHR 1315 6555 possesses among the most precise distances established for a planetary nebula (i. e., a 4% distance solution). The cases of NGC 2818 and NGC 2348 in Messier 46, exhibit mismatched velocities between the planetary nebulae and the clusters, which indicates they are line of sight coincidences. A subsample of tentative cases that may potentially be cluster/PN pairs includes Abell 8 and Bica 6, and He 2 86 and NGC 4463. Theoretical models predict that planetary nebulae can form from main sequence stars of between one and eight solar masses, which puts the progenitor star's age at greater than 40 million years. Although there are a few hundred known open clusters within that age range, a variety of reasons limit the chances of finding a planetary nebula within.
Планеталық тұмандықтарды зерттеудегі өзекті мәселелер
Планеталық тұмандықтарға дейінгі қашықтықтар көбінесе нашар анықталады, бірақ Gaia миссиясы қазір олардың орталық жұлдыздары мен көрші жұлдыздар арасындағы тікелей параллактикалық қашықтықты өлшеуде. Сонымен қатар, кеңею жылдамдықтарын өлшеу арқылы жақын орналасқан планеталық тұмандықтарға дейінгі қашықтықты анықтауға болады. Бірнеше жыл аралығында алынған жоғары сапалы бақылаулар тұмандықтың көзге көріну сызығына перпендикуляр кеңеюін көрсетеді, ал Доплер эффектісінің спектроскопиялық бақылаулары көзге көріну сызығындағы кеңею жылдамдығын анықтайды. Бұрыштық кеңеюді алынған кеңею жылдамдығымен салыстыру тұмандыққа дейінгі қашықтықты анықтайды. Олардың кейбіреулерінде күшті магниттік өрістер бар екені көрсетілді, ал олардың иондалған газдармен өзара әрекеттесуі планеталық тұмандықтардың кейбір пішіндерін түсіндіруге көмектеседі. Небюлалардағы металл мөлшерін анықтаудың екі негізгі әдісі бар. Олар рекомбинациялық сызықтар мен соқтығысудан қоздырылған сызықтарға негізделген. Екі әдіс бойынша алынған нәтижелерде кейде үлкен айырмашылықтар кездеседі. Бұл планеталық тұмандықтар ішіндегі температураның шағын ауытқуларымен түсіндірілуі мүмкін. Бірақ кейбір айырмашылықтар температураның әсерінен туындамайтындай үлкен болуы мүмкін, сондықтан кейбір ғалымдар сутегінің азын қамтитын суық түйіндердің бар екенін болжайды, бұл байқауларды түсіндіруге көмектеседі. Дегенмен, мұндай түйіндер әліге дейін байқалған жоқ.
The distances to planetary nebulae are generally poorly determined, but the Gaia mission is now measuring direct parallactic distances between their central stars and neighboring stars. It is also possible to determine distances to nearby planetary nebula by measuring their expansion rates. High resolution observations taken several years apart will show the expansion of the nebula perpendicular to the line of sight, while spectroscopic observations of the Doppler shift will reveal the velocity of expansion in the line of sight. Comparing the angular expansion with the derived velocity of expansion will reveal the distance to the nebula. Several have been shown to exhibit strong magnetic fields, and their interactions with ionized gas could explain some planetary nebulae shapes. There are two main methods of determining metal abundances in nebulae. These rely on recombination lines and collisionally excited lines. Large discrepancies are sometimes seen between the results derived from the two methods. This may be explained by the presence of small temperature fluctuations within planetary nebulae. The discrepancies may be too large to be caused by temperature effects, and some hypothesize the existence of cold knots containing very little hydrogen to explain the observations. However, such knots have yet to be observed.