Введение
Тип эмиссионной туманности, созданной умирающими красными гигантами
Планетарная туманность — это тип эмиссионной туманности, состоящий из расширяющейся, светящейся оболочки ионизированного газа, выбрасываемого красными гигантскими звёздами на поздних стадиях их жизни. Термин «планетная туманность» является ошибочным, поскольку они не имеют отношения к планетам. Это название произошло из-за планетоподобной округлой формы этих туманностей, наблюдаемой астрономами в ранние телескопы. Первое использование этого термина могло произойти в 1780-х годах, когда английский астроном Уильям Гершель описал эти туманности как напоминающие планеты; однако, ещё в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепоа в своих наблюдениях туманности Кольцо описал её как «очень тусклую, но чётко очерченную; она такая же большая, как Юпитер, и напоминает угасающую планету». Хотя современная интерпретация отличается, старый термин всё ещё используется. Все планетарные туманности формируются в конце жизни звезды средней массы, примерно в 1–8 солнечных масс. 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 длительными фазами звёздной эволюции. Когда вся атмосфера красного гиганта рассеивается, энергичное ультрафиолетовое излучение от открытого горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (П.Н.Н.), ионизирует выброшенный материал. Первым наблюдателям с телескопами низкого разрешения М27 и впоследствии открытые планетарные туманности напоминали гигантские планеты, такие как Уран. Ещё в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепоа в своих наблюдениях за туманностью Кольцо описал её как «очень тусклую туманность, но с чёткими очертаниями; такая же большая, как Юпитер, и выглядит как угасающая планета». Как отметил Даркье ранее, Гершель обнаружил, что диск напоминает планету, но был слишком тусклым, чтобы быть ею. В 1785 году Гершель написал Жерому Лаланду:
«Это небесные тела, о которых мы пока не имеем ясного представления и которые, возможно, совершенно отличаются от тех, с которыми мы знакомы на небесах. Я уже обнаружил четыре, видимый диаметр которых составляет от 15 до 30 секунд. Эти тела, по-видимому, имеют диск, который скорее похож на планету, то есть, с одинаковой яркостью по всей поверхности, круглый или слегка овальный, и примерно так же чётко очерчен, как диск планет, света достаточно сильного, чтобы быть видимым в обычный телескоп всего в один фут, но они имеют лишь вид звезды примерно девятой звёздной величины». Он отнёс их к четвёртому классу своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками. Гершель использовал термин «планетные туманности» для этих объектов. Происхождение этого термина неизвестно. Название «планетная туманность» прочно вошло в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами.
Спектра
Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине XIX века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для разложения их света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов. Первоначально предполагалось, что эта линия может быть вызвана неизвестным элементом, который был назван небулием. Аналогичная идея привела к открытию гелия при анализе спектра Солнца в 1868 году. Электронные переходы между этими уровнями в ионах азота и кислорода (O+, O²⁺ (также известные как O III) и N⁺) приводят к возникновению эмиссионной линии на длине волны 500,7 нм и других линий.
Центральные звезды
Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. Космические телескопы позволили астрономам изучать световые длины волн, которые не проходят через атмосферу Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили значительно точнее определять температуры, плотности и элементный состав туманностей. Технология приборов с зарядовой связью (ПЗС) позволила с высокой точностью измерять гораздо более слабые спектральные линии, чем было возможно ранее. Космический телескоп Хаббл также показал, что многие туманности, кажущиеся простыми и регулярными при наблюдениях с Земли, на самом деле обладают чрезвычайно сложной структурой, которая раскрывается благодаря очень высокому оптическому разрешению телескопов, расположенных за пределами земной атмосферы. В спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности классифицируются как тип P, хотя эта нотация редко используется на практике.
Физические характеристики
Типичная планетарная туманность имеет диаметр около одного светового года и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью, как правило, от 100 до 10 000 частиц на см³. (Для сравнения, в атмосфере Земли содержится 2,5 частиц на см³). Наибольшей плотностью обладают молодые планетарные туманности, иногда достигающей 10⁶ частиц на см³. С возрастом туманности их расширение приводит к снижению плотности. Масса планетарных туманностей варьируется от 0,1 до 1 солнечной массы. Температура газа в центральных областях обычно значительно выше, чем на периферии, достигая 16 000–25 000 К. Объем вблизи центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом с температурой около 1 000 000 К. Этот газ образуется на поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра. Туманности могут быть описаны как ограниченные веществом или излучением. В первом случае в туманности недостаточно вещества для поглощения всех ультрафиолетовых фотонов, испускаемых звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. Во втором случае центральная звезда испускает недостаточно ультрафиолетовых фотонов для ионизации всего окружающего газа, и ионизационный фронт распространяется наружу в циркумзвездную оболочку нейтральных атомов.
Число и распределение
Из 200 миллиардов звёзд в нашей галактике известно около 3000 планетарных туманностей. Их крайне короткий срок жизни по сравнению с общим временем жизни звёзд объясняет их редкость. В основном они встречаются вблизи плоскости Млечного Пути, с наибольшей концентрацией в районе Галактического центра.
Морфология
Только около 20% планетарных туманностей обладают сферической симметрией (например, Abell 39). Существует большое разнообразие форм, в том числе очень сложные. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на: звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, спиральные, биполярные, квадруполярные и другие типы, хотя большинство из них относится лишь к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сосредоточены в галактической плоскости, вероятно, образованные относительно молодыми массивными звездами-предшественниками; а биполярные туманности в галактическом ядре, по-видимому, предпочитают ориентировать свои оси вращения параллельно галактической плоскости. С другой стороны, сферические туманности, вероятно, образуются старыми звездами, подобными Солнцу. Тем не менее, причина такого огромного разнообразия физических форм до конца не выяснена. В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и предположили, что эти поля могут быть частично или полностью ответственны за их необычные формы. Однако в настоящее время существует только один случай планетарной туманности, обнаруженной в открытом скоплении, который признается независимыми исследователями. Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315 6555 и открытому скоплению Андрюса-Линдси 1. Фактически, благодаря принадлежности к скоплению, для PHR 1315 6555 получено одно из наиболее точных определений расстояния до планетарной туманности (то есть, решение с точностью 4%). В случаях NGC 2818 и NGC 2348 в Messier 46 наблюдается рассогласование скоростей между планетарными туманностями и скоплениями, что указывает на то, что это совпадения на линии визирования. К подвыборке предварительных случаев, которые потенциально могут представлять собой пары скопление/PN, относятся Abell 8 и Bica 6, а также He 2 86 и NGC 4463. Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут образовываться из звезд главной последовательности массой от одной до восьми солнечных масс, что указывает на возраст звезды-предшественника более 40 миллионов лет. Хотя известно несколько сотен открытых скоплений в этом возрастном диапазоне, различные факторы ограничивают вероятность обнаружения планетарной туманности внутри них.
Текущие проблемы в исследованиях планетарных туманностей
Расстояния до планетарных туманностей обычно определены неточно, но миссия Gaia в настоящее время измеряет прямые параллактические расстояния между их центральными звездами и соседними звездами. Также возможно определение расстояний до близких планетарных туманностей путем измерения скорости их расширения. Высокоразрешающие наблюдения, выполненные с интервалом в несколько лет, покажут расширение туманности перпендикулярно лучу зрения, а спектроскопические наблюдения сдвига Доплера определят скорость расширения вдоль луча зрения. Сопоставление углового расширения с вычисленной скоростью расширения позволит установить расстояние до туманности. Показано, что некоторые из них обладают сильными магнитными полями, и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей. Существуют два основных метода определения химического состава туманностей по содержанию металлов. Они основаны на рекомбинационных линиях и линиях, возбужденных столкновениями. Иногда наблюдаются значительные расхождения между результатами, полученными с помощью этих двух методов. Это может быть связано с наличием небольших флуктуаций температуры внутри планетарных туманностей. Однако расхождения могут быть слишком велики, чтобы быть объяснены только температурными эффектами, и некоторые предполагают существование холодных сгустков, содержащих очень мало водорода, для объяснения наблюдаемых данных. Тем не менее, такие сгустки пока не обнаружены.
Ссылки на источники
(Главу 1 можно скачать здесь.)