Планетарные туманности
Планета́рные тума́нности, огромные ионизованные газовые оболочки, окружающие горячую компактную звезду. Оболочка сбрасывается звездой на поздней стадии её эволюции. Своё название планетарные туманности получили вследствие сходства с изображениями планет – светящимися дисками – в отличие от изображений звёзд, не имеющих заметных размеров.
Планетарные туманности – сравнительно слабые (тусклые) объекты, поэтому невооружённым глазом ни одна из них не видна. Первая планетарная туманность была открыта Ш. Мессье в 1764 г. (Гантель). Четыре самые яркие и большие планетарные туманности занесены в каталог Мессье 1781 г.: кольцевая планетарная туманность в созвездии Лира – М57 (Кольцо; рис. 1), в созвездии Лисичка – М27 (Гантель), в созвездии Большая Медведица – М97 (Сова), в созвездии Персей – М76 (Маленькая Гантель). Большой вклад в открытие планетарных туманностей в конце 18 в. внёс У. Гершель. К концу 19 в. насчитывалось 123 планетарных туманности. В 20 в. поиски планетарных туманностей в нашей Галактике были продолжены Г. Аро, Р. Минковским, К. Хенайзом, Дж. Эйбеллом, Л. Когоутеком и др. Некоторые планетарные туманности носят имена своих первооткрывателей, другие имеют собственные названия – Гантель, Сова, Кошачий Глаз (рис. 2), Эскимос. В 21 в. поиски новых планетарных туманностей интенсивно продолжаются на основе специальных обзоров неба. По состоянию на 2022 г. в нашей Галактике открыто более 3000 планетарных туманностей. Значительное их число обнаружено и в других галактиках.
Рис. 1. Планетарная туманность Кольцо (M57, NGC 6720), расположенная в созвездии Лира на расстоянии около 2500 световых лет от Земли. Диаметр туманности составляет около 1 светового года. В центре виден белый карлик, оставшийся от родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Первый спектр планетарной туманности получен в 1864 г. У. Хёггинсом. Оказалось, что спектр состоит из сильных линий излучения газа, что указало на природу этих объектов. Ещё в 1791 г. У. Гершель высказал идею свечения планетарной туманности за счёт энергии её центральной звезды (ядра планетарной туманности). Только в 20 в. Х. Занстра, А. С. Боуэн, Д. Мензел, М. Ситон и др. создали теорию свечения планетарных туманностей, в основе которой лежало поглощение жёсткого ультрафиолетового (УФ) излучения ядра туманности с длиной волны короче 91,2 нм атомами туманности, их ионизация и последующее излучение в спектральных линиях. Долгое время не удавалось определить, каким химическим элементам принадлежат некоторые сильные линии излучения, – возникла идея неизвестного элемента «небулия». В 1928 г. А. Боуэн доказал, что линии «небулия» – это излучение с метастабильных уровней O2+ (запрещённое в обычных условиях).
В 1956 г. И. С. Шкловский выдвинул гипотезу о том, что планетарные туманности образуются из красных гигантов и представляют собой промежуточную стадию эволюции звезды от красного гиганта к белому карлику. Идея блестяще подтвердилась как последующими наблюдениями, так и расчётами эволюции звёзд промежуточной массы (от 8 до примерно 0,8 массы Солнца). Современная картина формирования планетарных туманностей такова: звезда на стадии т. н. асимптотической ветви красных гигантов медленно теряет массу в течение около 1 млн лет; в конце стадии это вещество увлекается и сгребается быстрым звёздным ветром, образуя пространственную структуру – будущую планетарную туманность. Звезда, потеряв свою оболочку, сжимается и нагревается. Растущее УФ-излучение звезды ионизует оболочку, в спектре возникают и усиливаются линии излучения. После исчерпания источников энергии звезда охлаждается и становится белым карликом.
Время жизни планетарной туманности – около 25 тыс. лет: туманность расширяется со скоростью 20–30 км/c, её плотность уменьшается, свечение ослабевает и, наконец, плотность туманности становится такой же, как плотность окружающей межзвёздной среды, – туманность исчезает, обогатив среду продуктами синтеза химических элементов. Образование химических элементов интенсивно происходит в звезде на стадии асимптотической ветви: увеличивается содержание гелия, углерода, азота и некоторых других элементов. Планетарные туманности, наряду со сверхновыми звёздами, – главный источник пополнения межзвёздной среды химическими элементами тяжелее водорода.
Рис. 2. Планетарная туманность Кошачий Глаз (NGC 6543), расположенная на расстоянии около 3000 световых лет от Земли в созвездии Дракон. Туманность имеет сложную, многослойную структуру, включающую в себя множество концентрических сферических оболочек. Фото: космический телескоп «Хаббл».Спектры планетарных туманностей содержат многочисленные линии излучения химических элементов в разных стадиях ионизации в зависимости от температуры ядра. Самыми яркими являются линии H и O2+ (т. н. небулярные линии с длинами волн 500,7 и 495,9 нм). В спектрах планетарных туманностей представлены линии более 30 химических элементов, в том числе He, C, N, O, Ne, S, Ar, Cl. Многие ионы (и нейтральные атомы) излучают в запрещённых линиях. В инфракрасной области спектра обнаружено излучение молекул CO, OH, H2, HCN, NH3 и др., в частности полициклических ароматических углеводородов, связанных с пылью, находящейся обычно на периферии планетарной туманности. В радиодиапазоне поток излучения планетарных туманностей обнаруживается на частотах > 3 ГГц.
Спектральные данные позволяют оценивать температуру и ускорение силы тяжести ядра, электронную плотность и электронную температуру газа туманности, а также определять её химический состав. Температуры ядер планетарных туманностей заключены в пределах от 25 тыс. К до свыше 150 тыс. К, тогда как электронная температура газа лежит в диапазоне 8–17 тыс. К. Различие обусловлено присутствием запрещённых линий излучения, на возбуждение которых электроны тратят свою энергию. Диапазон плотности планетарных туманностей значителен: от < 102 до 105 электронов в 1 см3. Средняя масса планетарных туманностей составляет 0,3 массы Солнца, а массы их ядер находятся в интервале от 0,55 до 0,8 массы Солнца.
Большинство планетарных туманностей имеет пылевые оболочки с температурой порядка 100 К. Пыль нагревается излучением звезды и газа туманности и излучает в диапазоне длин волн 20–60 мкм. Пыль со временем разрушается, её молекулы диссоциируют и превращаются в газ. Однако и у очень старых планетарных туманностей пыль ещё остаётся.
Рис. 3. Изображение планетарной туманности Кошачий Глаз (NGC 6543) и окружающего её газового гало в условных цветах. Диаметр гало составляет более 3 световых лет. Такие гало, вероятно, образовались из вещества, выброшенного звездой на более ранних стадиях эволюции (до образования планетарной туманности). Фото: Северный оптический телескоп (обсерватория Рока-де-лос-Мучачос).Формы планетарных туманностей весьма разнообразны. Наблюдения, выполненные космическим телескопом «Хаббл», позволили выявить детали морфологии, неразличимые при наземных наблюдениях. Общие свойства структуры планетарных туманностей – симметрия и форма эллипса в первом приближении; максимум яркости в двух точках, симметричных относительно центральной звезды; понижение яркости вблизи центра. Детали, выявленные телескопом «Хаббл», показали сложную динамику формирования планетарных туманностей на очень ранних стадиях их эволюции (рис. 2, 3).
Центральные звёзды планетарных туманностей также разнообразны, как и сами эти туманности. Некоторые из них имеют спектры, похожие на спектры обычных горячих звёзд. Встречается особый класс ядер планетарных туманностей с линиями излучения O5+ (например, ядро туманности NGC 246), не имеющий аналогов среди обычных звёзд, а также другие ядра с аномалиями спектров. Многие центральные звёзды являются двойными, и это сильно проявляется в морфологии планетарных туманностей и их эволюции.
Планетарные туманности – очень важная, хотя и кратковременная фаза в эволюции подавляющего большинства звёзд. Изучение планетарных туманностей существенно для понимания механизма потери массы звёздами, химического обогащения галактик и истории звездообразования в них. Планетарные туманности также дают возможность детально изучать динамику звёздных систем, поскольку их лучевые скорости легко измеряются по доплеровскому смещению ярких эмиссионных линий.