ПЛАНЕТА́РНЫЕ ТУМА́ННОСТИ

ПЛАНЕТА́РНЫЕ ТУМА́ННОСТИ, ог­ром­ные ио­ни­зо­ван­ные га­зо­вые обо­лоч­ки, ок­ру­жаю­щие го­ря­чую ком­пакт­ную звез­ду. Обо­лоч­ка сбра­сы­ва­ет­ся звез­дой на позд­ней ста­дии её эво­лю­ции. Назв. «П. т.» по­лу­чи­ли вслед­ст­вие сво­его сход­ст­ва с изо­бра­же­ния­ми пла­нет – све­тя­щих­ся дис­ков – в от­ли­чие от изо­бра­же­ний звёзд, не имею­щих за­мет­ных раз­ме­ров.

Рис. 1. Кольцевая планетарная туманность М57 в созвездии Лира.

П. т. – срав­ни­тель­но сла­бые (туск­лые) объ­ек­ты, по­это­му не­воо­ру­жён­ным гла­зом ни од­на из них не вид­на. Пер­вая П. т. от­кры­та Ш. Мес­сье в 1764. Са­мые яр­кие и боль­шие пла­не­тар­ные ту­ман­но­сти за­не­се­ны в ка­та­лог Мес­сье 1784: коль­це­вая П. т. в со­звез­дии Ли­ра – М57 (рис. 1), в со­звез­дии Ли­сич­ка – М27, в со­звез­дии Боль­шая Мед­ве­ди­ца – М97, в со­звез­дии Пер­сей – М76. Боль­шой вклад в от­кры­тие П. т. в кон. 18 в. внёс У. Гер­шель. К кон. 19 в. на­счи­ты­ва­лось 123 П. т. В 20 в. по­ис­ки П. т. в на­шей Га­лак­ти­ке бы­ли про­дол­же­ны Г. Аро, амер. ас­тро­но­ма­ми Р. Мин­ков­ским, К. Хе­най­зом, Дж. Эй­бел­лом, чеш. ас­тро­но­мом Л. Ко­го­уте­ком и др. Не­ко­то­рые П. т. но­сят име­на сво­их пер­во­от­кры­ва­те­лей, дру­гие име­ют собств. на­зва­ния – Ган­тель, Со­ва, Ко­ша­чий Глаз, Эс­ки­мос. В 21 в. по­ис­ки но­вых П. т. ин­тен­сив­но про­дол­жа­ют­ся на ос­но­ве спец. об­зо­ров не­ба. На 2014 в на­шей Га­лак­ти­ке от­кры­то ок. 3000 П. т. Зна­чит. чис­ло П. т. об­на­ру­же­но и в др. га­лак­ти­ках.

Пер­вый спектр П. т. по­лу­чен в 1864 англ. ас­тро­но­мом У. Хёг­гин­сом. Ока­за­лось, что спектр со­сто­ит из силь­ных ли­ний из­лу­че­ния га­за, что ука­за­ло на при­ро­ду этих объ­ек­тов. Ещё в 1791 У. Гер­шель вы­ска­зал идею све­че­ния П. т. за счёт энер­гии её центр. звез­ды (яд­ра П. т.). Толь­ко в 20 в. Х. Зан­ст­ра (Ни­дер­лан­ды), А. Боу­эн и Д. Мен­зел (США), М. Си­тон (Ве­ли­ко­бри­та­ния) и др. соз­да­ли тео­рию све­че­ния П. т., в ос­но­ве ко­то­рой ле­жа­ло по­гло­ще­ние жё­ст­ко­го УФ-из­лу­че­ния яд­ра ту­ман­но­сти с дли­ной вол­ны ко­ро­че 91,2 нм ато­ма­ми П. т., их ио­ни­за­ция и по­сле­дую­щее из­лу­че­ние в спек­траль­ных ли­ни­ях. Дол­гое вре­мя не уда­ва­лось оп­ре­де­лить, ка­ким хи­мич. эле­мен­там при­над­ле­жат не­ко­то­рые силь­ные ли­нии из­лу­че­ния, – воз­ник­ла идея не­из­вест­но­го эле­мен­та «не­бу­лия». В 1928 А. Боу­эн до­ка­зал, что ли­нии «не­бу­лия» – это из­лу­че­ние с ме­та­ста­биль­ных уров­ней O²⁺ (за­пре­щён­ное в обыч­ных ус­ло­ви­ях).

В 1956 И. С. Шклов­ский вы­дви­нул ги­по­те­зу о том, что П. т. 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 ок. 0,8 мас­сы Солн­ца). Совр. кар­ти­на фор­ми­ро­ва­ния П. т. та­ко­ва: звез­да на ста­дии т. н. асим­пто­ти­че­ской вет­ви крас­ных ги­ган­тов мед­лен­но те­ря­ет мас­су в те­че­ние ок. 1 млн. лет; в кон­це ста­дии это ве­ще­ст­во ув­ле­ка­ет­ся и сгре­ба­ет­ся бы­ст­рым звёзд­ным вет­ром, об­ра­зуя про­стран­ст­вен­ную струк­ту­ру – бу­ду­щую П. т. Звез­да, по­те­ряв свою обо­лоч­ку, сжи­ма­ет­ся на­гре­ва­ясь. 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 П. т. – ок. 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 хи­мич. эле­мен­тов. Об­ра­зо­ва­ние хи­мич. эле­мен­тов ин­тен­сив­но про­ис­хо­дит в звез­де на ста­дии асим­пто­тич. вет­ви: уве­ли­чи­ва­ет­ся со­дер­жа­ние ге­лия, уг­ле­ро­да, азо­та и не­ко­то­рых др. эле­мен­тов. П. т., на­ря­ду со сверх­но­вы­ми звёз­да­ми, – гл. ис­точ­ник по­пол­не­ния меж­звёзд­ной сре­ды хи­мич. эле­мен­та­ми тя­же­лее во­до­ро­да.

Спек­тры П. т. со­дер­жат мно­го­числ. ли­нии из­лу­че­ния хи­мич. эле­мен­тов в раз­ных ста­ди­ях ио­ни­за­ции в за­ви­си­мо­сти от темп-ры яд­ра. Са­мы­ми яр­ки­ми яв­ля­ют­ся ли­нии H и O²⁺ (т.н. не­бу­ляр­ные ли­нии с дли­на­ми волн 500,7 и 495,9 нм). В спек­трах П. т. пред­став­ле­ны ли­нии бо­лее 30 хи­мич. эле­мен­тов, в т. ч. He, C, N, O, Ne, S, Ar, Cl. Мн. ио­ны (и ней­траль­ные ато­мы) из­лу­ча­ют в за­пре­щён­ных ли­ни­ях. В ИК-об­лас­ти спек­тра об­на­ру­же­но из­лу­че­ние мо­ле­кул CO, OH, H₂, HCN, NH₃ и др., в ча­ст­но­сти по­ли­цик­лич. аро­ма­тич. уг­ле­во­до­ро­дов, свя­зан­ных с пы­лью, на­хо­дя­щей­ся обыч­но на пе­ри­фе­рии П. т. В ра­дио­диа­па­зо­не по­ток из­лу­че­ния П. т. об­на­ру­жи­ва­ет­ся на час­то­тах >3 ГГц.

Спек­траль­ные дан­ные по­зво­ля­ют оце­ни­вать темп-ру и ус­ко­ре­ние си­лы тя­же­сти яд­ра, элек­трон­ную плот­ность и элек­трон­ную темп-ру га­за ту­ман­но­сти, а так­же оп­ре­де­лять хи­мич. со­став П. т. Темп-ры ядер П. т. за­клю­че­ны в пре­де­лах от 25000 К до св. 150000 К, то­гда как элек­трон­ная темп-ра га­за П. т. ле­жит в диа­па­зо­не 8000–17000 К. Раз­ли­чие обу­слов­ле­но при­сут­ст­ви­ем за­пре­щён­ных ли­ний из­лу­че­ния, на воз­бу­ж­де­ние ко­то­рых элек­тро­ны тра­тят свою энер­гию. Диа­па­зон плот­но­сти П. т. зна­чи­те­лен – от <10² до 10⁵ элек­тро­нов в 1 см³. Ср. мас­са П. т. со­став­ля­ет 0,3 мас­сы Солн­ца, а мас­сы ядер П. т. на­хо­дят­ся в ин­тер­ва­ле от 0,55 до 0,8 мас­сы Солн­ца.

Боль­шин­ст­во П. т. име­ет пы­ле­вые обо­лоч­ки с темп-рой по­ряд­ка 100 К. Пыль на­гре­ва­ет­ся из­лу­че­ни­ем звез­ды и га­за П. т. 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 П. т. пыль ещё ос­та­ёт­ся.

Рис. 2. Планетарная туманность NGC 6543 (фото космического телескопа «Хаббл»).

Фор­мы П. т. весь­ма раз­но­об­раз­ны. На­блю­де­ния, вы­пол­нен­ные кос­мич. те­ле­ско­пом «Хаббл», по­зво­ли­ли вы­явить де­та­ли мор­фо­ло­гии, не­раз­ли­чи­мые при на­зем­ных на­блю­де­ни­ях. Об­щие свой­ст­ва струк­ту­ры П. т. – 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 П. т. на очень ран­них ста­ди­ях их эво­лю­ции (рис. 2).

Цен­траль­ные звёз­ды П. т. так­же раз­но­об­раз­ны, как и са­ми П. т. Не­ко­то­рые из них име­ют спек­тры, по­хо­жие на спек­тры обыч­ных го­ря­чих звёзд. Встре­ча­ет­ся осо­бый класс ядер П. т. с ли­ния­ми из­лу­че­ния O⁵⁺ (напр., яд­ро П. т. NGC 246), не имею­щий ана­ло­гов сре­ди обыч­ных звёзд, а так­же др. яд­ра с ано­ма­лия­ми спек­тров. Мн. цен­траль­ные звёз­ды яв­ля­ют­ся двой­ны­ми, и это силь­но про­яв­ля­ет­ся в мор­фо­ло­гии П. т. и их эво­лю­ции.

П. т. – очень важ­ная, хо­тя и крат­ко­врем. фа­за в эво­лю­ции по­дав­ляю­ще­го боль­шин­ст­ва звёзд. Изу­че­ние П. т. су­ще­ст­вен­но для по­ни­ма­ния ме­ха­низ­ма по­те­ри мас­сы звёз­да­ми, хи­мич. обо­га­ще­ния га­лак­тик и ис­то­рии звез­до­об­ра­зо­ва­ния в них. П. т. так­же да­ют воз­мож­ность де­таль­но изу­чать ди­на­ми­ку звёзд­ных сис­тем, по­сколь­ку их лу­че­вые ско­ро­сти лег­ко из­ме­ря­ют­ся по до­п­ле­ров­ско­му сме­ще­нию яр­ких эмис­си­он­ных ли­ний.