Планетарна маглина

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
X-зрачен/оптички спој на слики од Мачкино Око.
NGC 6326, планетарна маглина со вжарени прамени кои се осветлени од придружната [1] централна ѕвезда.

Планетарна маглина — вид на оддавна маглина која се состои од сјајна обвивка од јонизиран гас кој е исфрлен од црвениот џин, последната развојна етапа на ѕвездите.[2] Зборот 'маглина' е со латинско потекло и означува магла или облак а ппоимот 'планетарна маглина' е кованица кој настанала во 1780-тите години кога Вилијам Хершел гледајќи низ својот телескоп , овие објекти му наликувале на кружните форми кои ги имале планетите. Името кое го дал Хершел останало и не е сменето до ден денес.[3][4] Маглините се релативно краткорочни појави, кој траат неколку десетина или пак илијадници години, во споредба со типичниот животен век на една ѕвезда кој може да изнесува и неколку милијарди години.

Начинот на кој се создаваат планетарните маглини е опишан на следниот начин: при крајот на животот на ѕвездата за време на состојбата наречена црвен џин, надворешните слоеви на ѕвездата се исфрлени нанадвор под дејство на ѕвездениот ветер. На крајот кога поголемиот дел од атмосферата на црвениот џин е расеана, оголеното топло, и сјајно јадро оддава ултравиолетово зрачење и ги јонизира отфрлените обвивки на ѕвездата.[2] Впиената ултравиолетова светлина ги енергизира обвивките од маглиновиот гас околу централната ѕвезда, и добива изглед на светло обоена планетарна маглина во неколку дискретни видливи бранови должини.

Планетарните маглини играат важна улога во хемискиот развој на Млечниот Пат, на начин што повторно се враќа материјалот во меѓуѕвездената средина од ѕвездите каде елементите, се добиени преку спојувањето на јадрата (како на пример јаглерод, азот, кислород и неон). Планетарните маглини се исто така набљудувани и во многу од далечните галаксии, при што се добиваат корисни податоци за хемиското присуство на елементите во овие гасови.

Денес, сликите од Хабл покажуваат дека планетарните маглини имаат мошне сложена и променлива морфологија. Околу една петина од нив се сферични, но повеќето се сферно симетрични. Механизмите кои ги создаваат овие променливи облици не се доволно јасни, но централните двојни ѕвезди, ѕвездените ветришта и магнетните полиња се од некоја важност.

Набљудувања[уреди | уреди извор]

NGC 7293, Хеликс.
Заслуга:НАСА, ЕВА, и К.Р. О'дел
NGC 2392,Еским
Заслуга: НАСА, ЕВА, Ендру Фрухтер

Планетарните маглини општо гледано се слабо видливи објекти, не можат да бидат видени со голо око. Првата планетарна маглина која била откриена е Тег во соѕвездието Лисица. Била набљудувана од Шарл Месје во 1764 г. и означена како M27 во неговиот каталог на небесни објекти.[5] За првите набљудувачи со слаби раздвојни телескопи, M27 и подоцнежно откриените планетарни маглини на некој начин им наликувале на џиновските планети како на пример Уран. Вилијам Хершел, откривачот на Уран ја создал кованицата 'планетарна маглина' за овие ојекти.[5][6] На почетокот Хершел мислел дека овие објекти биле ѕвезди опколени со материјал кој создавал планети, но денес се знае дека станува збор за остатоци од згаснатите ѕвезди кои ги изгореле најблиските планети.[7]

Природата на планетарните маглини била непозната се до првите спектроскопски набљудувања во средината на XIX век. Користејќи призма за да се расее светлината, Вилијам Хагинс биле еден од првите астрономи кој го проучувал оптичкиот спектар на астрономските објекти.[6] На 29 август 1864 г., Хагинс бил првиот кој го разгледувал спектарот на планетарната маглина NGC 6543 којашто и истовремено ја набљудувал.[5] Неговите набљудувања покажале дека спектарот се состои од континуум на зрачење со многу темни линии кои се препокриваат. Подоцна тој отктива дека многу од маглинестите објекти како што била маглината Андромеда (која била тогаш позната под тоа име) имала спектар кој бил многу сличен. Овие маглини подоцна се покажало дека се галаксии.

Сепак, кога Хагинс погледнал кон Мачкино Око, топј добил многу поразличен спектар. Наместо да добир силен континуум со впивачки линии кои се препокриваат, маглината Мачкино Око и сличните на неа објекти имале амао мал број на оддавни линии.[6] Најсветлите од овие биле со бранови должини од 500,7 нанометри, која не е линија за некој познат елемент.[8] На почетокот се претпоставувало дека линијата се должи на посотењето на некој непознат елемент, кој бил наречен небулиум. Слична идеја довела до откривањето на хелиумот преку анализата на сончевиот спектар во 1868 година.[5]

Додека хелиумот бил откриен на Земјата по неговото откривање на Сонцето,небулиумот не бил најден. Во почетокот на XX век Хенри Норис Расел предложил дека не се работи за нов елемент, туку линијата 500,7 нм е линја на познат елемент во напознати услови.[5]

Физичарите покажале во 1920-тите дека гасот има крајно мали густини, електроните можат да ги населат возбудените матастабилни енергетски нивоа во атомите и јоните кои при поголеми густини набрзина се одвозбудуваат.[9] Премините на електроните од овие нивоа во азотните и кислородните јони (O+, O2+ на OIII, и N+) ја оддават 500,7 нм линија.[5] Овие спектрални линии, кои можат да се видат само во многу ретки средини се наречени забранети линии. Спектроскопските набљудувања покажале дека маглините се сотавени од крајно разедени гасови.[10]

Централните ѕвезди во планетарните маглини се могу топли.[2] Само кога ѕвездата ќе го истроши своето нуклеарно гориво може да се собере до таа големина. Планетарната маглина е всушност последниот чекор од развојот на ѕвездата. Спектроскопските набљудувања дека сите планетарни маглини се шират. Ова довело до идејата дека планетарните маглини се создадени кога надворешните слоеви на атмосферата на ѕвездата се исфрлени во околниот простор при крајот на животот на ѕвездата.[5]

Кон крајот на XX век, развојот на технологијата помогнал за подетално да се разгледаат и проучат планетарните маглини.[11] [[вселенски телескоп|вселенските телескопи] им овозможиле на астрономите да ги проучуваат светлинските бранови должини надвор од Земјината атмосфера. Инфрацрвеното и ултравиолетовото проучување на планетарните маглини овозможиле уште попрецизни определувања на температурите, гутините и присуството на другите елементи во маглините.[12][13] ССD технологијата овозможила да се измерат и помалку светлите спектрални линии. Вселенскиот телескоп Хабл исто така покажал дека голем број од маглините имаат едноставни и обични состави кога се набљудувани од површината, високата разделна моќ на телескопите кои се поставени во орбита на Земјата покажале дека маглините имаат неопбични и сложени состави.[14][15]

Според Морган-Кинановата спектрална класификациона шема, планетарните маглини се класифицирани како Вид-P, иако овој запис ретко се користи во практиката.[16]

Потекло[уреди | уреди извор]

Сметачка симулација за создавањето на планетарна маглина од ѕвезда со вртложен диск, при што може да се забележи сложеноста која е резултат на малата почетна асиметрија.
Заслуга: Винсент Ике

Ѕвездите со маси поголеми од 8 сончеви маси (M) најверојатно својот живот ќе го завршат како експлозии на супернови, додека пак планетарните маглини се случуваат само при крајот на животот на ѕвездите чии маси се движат меѓу 0.8 M и 8.0 M. [17] Ѕвездите кои создаваат планетарни маглини, ќе го потрошат поголемиот дел од своите животи претворајќи го водородот во хелиум во јадрото на ѕвездата преку процесот на јадрено спојување на температура од 15 милиони К. Оваа енергија создава притисок кон надворешноста на ѕвездата, и оваа сила е врамнотежена од силата на гравитацијата на самата ѕвезда.[18] Поради ова, сите единечни средни и мали ѕвезди на главната низа имаат животни периоди од десетина милиони до неколку милијарди години.

Кога изворот на водород во јадрото на ѕвездата е истрошено, гравитацијата почнува да го собира јадрото, предизвикувајќи пораст на температурата од околу 100 милиони К.[19] Ваквите високи температури во јадрото предизвикуваат поладните надворешни обвивки да се рашират и да создадат многу поголем црвен џин. Овој последен чекор во животот на ѕвездата предизвикува драматичен раст во сјајноста на ѕвездата, при што ослободената енергија е распределена на многу поголема површина, иако просечната површинска температура е многу помала. Гледанo преку помите за ѕвездениот развој, ѕвездите кои имаат вакви зголемувања во сјајноста се познати како асимптотска гранка на ѕвезди џинови.[19]

За помасивните асимптотски ѕвезди кои создаваат планетарни маглини, чии ѕвезди надминуваат 3M, нивните јадра ќе продолжат да се собираат. Кога температурите ќе стигнат до 100 милиони К, достапните хелиумови јадра се спојуваат и создаваат јаглерод и кислород, со што ѕвездата и понатаму продолжува да оддава енергија и привремено го запира собирањето на јадрото. Ова согорување на хелиумот создава јадро од инертни јаглеродни и кислородни атоми. Над ова, постои тенка хелумоба обвивка која служи како гориво, па над неа, водородната обвивка во која се одвиваат јадрени реакции. Овој, период од ѕвездениот развој, е краткорочен отприлика трае околу 20.000, во споредба со целиот животен век на ѕвездата.

Во целото ова сценарио, испуштањето на атмосферата продолжува непречено во меѓуѕвездениот простор, но во моментот кога надворешната обвивка на изложеното јадро ќе постигне темепература од 30.000 К, се оддават доволно моќни ултравиолетови фотони, кои ја јонизираат исфрлената атмосфера, со што предизвикуваат гасот да засвети како планетарна маглина.[19]

Животен век[уреди | уреди извор]

Ѓердан се состои од светол прстен кој се протега на две светлосни години, исполнет со густи, светли јазли на гас кои наликуваат на подредени дијаманти во ѓердан. Јазлите имаат силен сјај поради впивањето на ултравиолетовата светлина од централната ѕвезда.[20]

Откако ѕвездата ќе помине низ асимптотската гранка на џинови, започнува кусиот период на постоењето како планетарна маглина,[11] како што гасовите се одувуваат од централната ѕвезда со брзини од неколку километри во секунда. Централната ѕвезда е остатокот од џинот, т.е. електронски дегенерирано јаглеродно-кислолородно јадро, кое останало без својата обвивка од водород поради загубата на маса.[11] Како што гасот се шири, централната ѕвезда поминува низ двостепен развој, прво станува потопла како што продолжува да се собира и јадрените реакции продолжуваат во обвивките околу јадрото за подоцна да почне да се лади како што е истрошено водородното гориво.[11] При втората фаза, ѕвездата ја оддава својата енергија и јадрените реакции запираат, бидејќи ѕвездата нема доволна маса, а со тоа и температура за да започне процесот на спојување на кислородот и јаглеродот во јадрото.[5][11] За време на првата фаза, централната ѕвезда ја одржува постојаната сјајност,[11] додека истовремено станува се потопла и потопла, за на крај да постигне и температури од околу 100,000 К. Во втората фаза, толку многу се изладува што се оневозможува јонизацијата на околниот гас поради непостоењето на ултравиолетовото зрачење. Со тоа ѕвездата станува бело џуџе, и гасот кој се шири во непосредна близина станува невидлив за нас, со што завршува делот од развојот на ѕвездата познат како планетарна маглина.[11] За вообичаена планетарна маглина, периодот на постоење изнесува, околу 10,000 години[11]т.е станува збор за фазата по создавањто на ѕвездата и пред преструктурирањето на истата.[5]

Галактички рециклатори[уреди | уреди извор]

Планетарните маглини имаат важна улога во галактичкиот развој. Првичниот универзум се состоел само од водород и хелиум, но ѕвездите ги создаваат потешките елементи по пат на јадрено. Гасовите во планетарната маглина содржат голем дел од елементите како што се јаглерод, азот и кислород, и како што истите се шират и спојуваат во меѓуѕвездената средина, ја збогатуваат со потешки елементи, збирно наречени метали од страна на астрономите.[21]

Подоцнежните генерации на ѕвезди се создаваат од овие јадрени остатоци и притоа истите во својот хемиски состав ќе имаат поголемо присуство на тешки елементи. Иако тешките елементи сеуште се само мал дел од целовкупната маса на ѕвездата, тие имаат означувачки ефект во развојот на ѕвездата. Ѕвездите кои се создале мошне рано во универзумот и содржат мали количества на тешки елементи се познати како ѕвезди од I генерација (Погледајте ѕвездени генерации).[22]

Особености[уреди | уреди извор]

Физички особености[уреди | уреди извор]

NGC 6720, Прстен
Заслуга: STScI/AURA

Вообичаената планетарна маглина има пречник од околу една светлосна година, и се состои од крајно раззреден гас, со густина која се движи од 100 до 10.000 честички на cm3.[23] (Земјината атмосфера пак содржи, 2,5×1019 честички per cm3.) Младите планетарни маглини ги имаат најголемите густини, понекогаш и над 106 честички на cm3. Како што маглините стареат,нивното ширење предизвикува густината да се намалува. Масите на планетарните маглини се движат од 0,1 до 1 соларна маса.[23]

Зрачењето од централната ѕвезда ги загрева гасовите до температури од околу 10.000 К.[24] Температурата на гасот во централните области е најчесто многу повисока отколку на надворешноста 16.000–25.000 К.[25] Зафатнината во близината на централната ѕвезда е често исполнет со многу топол коронален гас со температура од 1.000.000 К. Овој гас потекнува од површината на централната ѕвезда во облик на ѕвезден ветер.[26]

Маглините можат да се опишат како материски ограничени или Зрачно ограничени. Во првиот случај, нема доволно материја во маглината која би го впила ултравиолетовото зрачење од ѕвездата, за маглината да биде целосно јонизирана. Во вториот случај, не постојат ултравиолетови фотони кои се оддадени од ѕвездата за да го јонизираат гасот, и јонизирачкиот фронт се движи нанадвор во непосредната обвивка на неутралните атоми.[27]

Бројност и распределба[уреди | уреди извор]

Познати се околу 3000 планетарни маглини во нашата галаксија,[28] која има околу 200 милијарди. Нивните куси животи споредени целиот животен век на ѕвездите е причината за нивната реткост. Најмногу ги има во близина на рамнината на Млечниот Пат, со најголема честота во близина на галактичкиот центар.[29]

Морфологија[уреди | уреди извор]

Оваа анимација покажува како двете ѕвезди во срцето на планетарната маглина Флеминг 1 ги контролираат создавањто на неверојатни млазови на материјал кој е исфрлен од телото.

Само околу 20% од планетарните маглини се сферично симетрични (на пример, Абел 39).[30] Планетарните маглини имаат најразлични облици а се забележани и ногу сложени облици на маглини. Планетарните маглини се класифицирани различно од различни автори и тоа како: ѕвездени, дисковити, прстенести, неправилни, хеликоидни, биполарни, квадриполарни,[31] и други видови,[32] иако повеќето од нив припаѓаат на само три видови: сферични, елиптични и биполарни. Би поларните маглини се концентрирани на галактичката рамнина, често произведени од млади масивни ѕвезди, додека биполарните се сместени во галактичката испакнатост и оските имсе напоредни со галактичката рамнина.[33] Од друга сстрана, сферичните маглини се добиени од стари ѕвезди како што е Сонцето.[26]

Големата разноликост на облици делумно се должи на пресликувачкиот ефект кога истатата маглина се гледа под различни агли истата би изгледала различно. Сепак, причината за големата разниколикост на физичките облици не е целосно разбрана.[32] Гравитационите заемодејства со придружните ѕвезди, доколку станува збор за двојна ѕвезда се една од причините. Друга можност е дека планетите го нарушуваат токот на материјалот подалеку од ѕвездата како што маглината се шири. Одредено е дека колку што е помасивна ѕвездата толку е понеправилен обликот на маглината.[34] Во јануари 2005 година,астрономите објавија дека ги забележале магнетните полиња околу централните ѕвезди на две планетарни маглини, и претпоставиле дека и магнетните полиња можно е да се делумно или пак целосно одговорни за интересните облици на маглините.[35][36]

Присуство во ѕвездени јата[уреди | уреди извор]

Абел 78, снимена со 61 сантиматарскиот телескоп на планината Лемон во Аризона. Заслуга на Џозеф Д. Шулман.

Планетарните маглини се забележани и како членови на четири збиени јата: NGC 7078, NGC 6656, NGC 6441 и Паломар 6. Но, досега постои само еден потврден случај на планетарна маглина откриена во расеаните јата.[37] Случаите на NGC 2348 и NGC 2818, најчесто се наведени како вистинити случаи, но, тие се случајни маглини во полето на гледањето.[29][38][39]

Поради малата вкупна маса, расеаните јата имаат мала гравитациона поврзаност. Последователно, расеаните јата се расејуваат во релативно куси временски периоди, од прилика од 100 до 600 милиони години.[40]

Теориските модели предвидуваат дека планетарните маглини можат да се создадат од ѕвездите во главната низа со маса која изнесува меѓу една и осум сончеви маси, со што ѕвездите кои ги создаваат се постари од 40 милиони години. Иако се познати неколку стотина расеани јата со оваа старост, бројни причини ги ограничуваат шансите за пронаоѓање на планетарни маглини. Една од причините е поради фазата на планетарна маглина кај помасивните ѕвезди е од редот на неколку илијадници години - трепет во периодноста на космичките поимања.[29]

Моментални проблеми во проучувањето на планетарните маглини[уреди | уреди извор]

Чуден пар од остарени ѕвезди кои извајуваат неверојатен облик на планетарна маглина.[41]
Мала планетарна маглина NGC 6886.

Растојанијата до планетарните маглини се непрецизно или неточно определени.[42] Можно е да се одредат растојанијата до поблиските планетарни маглини со мерење на нивните стапки на ширење. Набљудувањата со висока разделна моќ направени во периоди разделени на неколку години ќе го покажат ширењето нормално на линијата на набљудувањето, додека пак спектроскопските набљудувања на Доплеровото поместување ќе ја покаже брзината на ширење во во линијата на погледот. Споредувањето на аголното ширење со добиената брзина од ширењето ќе го покаже растојанието на маглината.[14]

Проблемот пак со толку големата различност на облиците на планетарните маглини е доста дебатирана тема. Се претпоставува дека заемодејствата меѓу различните брзини дава раст на повеќето набљудувани облици.[32] Но, неки од астрономите претпоставуваат дека блиските двојни ѕвезди се оние кои се одговорни за посложените облици на планетарните маглини.[43] Некои од нив се покажало дека поседуваат силни магнетни полиња,[44] и нивните заемодејства со јонизираниот гас можат да ги објаснат некои од облиците на планетарните маглини.[36]

Постојат два главни методи за одредување на присуството на метали во маглините. Ова се должи на преспојувањето на линиите и судирните возбудени линии. Големите разлики понекогаш можат да се видат со употреба на еден од споменатите методи. Ова може да се објасни со присуството на малите температурни промени во планетарните маглини. Разликите можат да бидат толку големи за да бидат предизвикани од температурата, и некои претпоставуваат дека постојат јазли на студенило каде присуството на водород е минимално со што можат да се објаснат набљудуваните резултати. Но, ваквите јазли треба допрва да се набљудуваат за да се потврдат овие предвидувања.[45]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Miszalski и др. 2011
  2. 2,0 2,1 2,2 Frankowski & Soker 2009, стр. 654–8
  3. SEDS 2013
  4. Hubblesite.org 1997
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 5,8 Kwok 2000, стр. 1–7
  6. 6,0 6,1 6,2 Moore 2007, стр. 279–80
  7. Malin, David (1993), A View of the Universe, Cambridge, Massachusetts: Sky Publishing Corporation, стр. 168, ISBN 0876541015 
  8. Huggins & Miller 1864, стр. 437–44
  9. Bowen 1927, стр. 295–7
  10. Gurzadyan 1997
  11. 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 11,7 Kwok 2005, стр. 271–8
  12. Hora и др. 2004, стр. 296–301
  13. Kwok и др. 2006, стр. 445–6
  14. 14,0 14,1 Reed и др. 1999, стр. 2430–41
  15. Aller & Hyung 2003, стр. 15
  16. Krause 1961, стр. 187
  17. Maciel, Costa & Idiart 2009, стр. 127–37
  18. Harpaz 1994, стр. 55–80
  19. 19,0 19,1 19,2 Harpaz 1994, стр. 99–112
  20. „Hubble Offers a Dazzling Necklace“. Picture of the Week. ESA/Hubble. http://www.spacetelescope.org/images/potw1133a/. конс. 18 август 2011 г. 
  21. Kwok 2000, стр. 199–207
  22. Marochnik, Shukurov & Yastrzhembsky 1996, стр. 6–10
  23. 23,0 23,1 Osterbrock & Ferland 2005, стр. 10
  24. Gurzadyan 1997, стр. 238
  25. Gurzadyan 1997, стр. 130–7
  26. 26,0 26,1 Osterbrock & Ferland 2005, стр. 261–2
  27. Osterbrock & Ferland 2005, стр. 207
  28. Parker и др. 2006, стр. 79–94
  29. 29,0 29,1 29,2 Majaess, Turner & Lane 2007, стр. 1349–60
  30. Jacoby, Ferland & Korista 2001, стр. 272–86
  31. Kwok & Su 2005, стр. L49–52
  32. 32,0 32,1 32,2 Kwok 2000, стр. 89–96
  33. Rees & Zijlstra 2013
  34. Morris 1990, стр. 526–30
  35. SpaceDaily Express 2005
  36. 36,0 36,1 Jordan, Werner & O'Toole 2005, стр. 273–9
  37. Parker 2011, стр. 1835–1844
  38. Kiss и др. 2008, стр. 399–404
  39. Mermilliod и др. 2001, стр. 30–9
  40. Allison 2006, стр. 56–8
  41. Cosmic Sprinklers Explained“ (конс. 13 февруари 2013 г).
  42. R. Gathier. „Distances to Planetary Nebulae“ (конс. 31 мај 2014 г).
  43. Soker 2002, стр. 481–6
  44. Gurzadyan 1997, стр. 424
  45. Liu и др. 2000, стр. 585–587