ПЛАНЕТА́РНЫЕ ТУМА́ННОСТИ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
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.
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.
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.