Planetární mlhoviny jsou astronomické objekty, zhotovené především z plynných materiálů. Jsou rozšířené ve velikosti a fuzzy ve vzhledu, a obecně vykazují určitý stupeň symetrie. Mlhovina je osvětlena centrální hvězdou, která je někdy příliš slabá na to, aby byla vidět. Ačkoli zpočátku seskupeny s galaxiemi a hvězdokupy pod třídou „mlhovin“, nyní víme, že galaxie a hvězdokupy jsou tvořeny hvězdami, zatímco planetární mlhoviny jsou plynné.

planetární mlhoviny objevili astronomové již v 18. století, přičemž čtyři planetární mlhoviny byly zařazeny do katalogu mlhovin Charlesem Messierem v roce 1784. Nejznámější planetární mlhovina je prstencová Mlhovina v souhvězdí Lyra (Obrázek 1), které lze snadno pozorovat malým dalekohledem v létě na Severní polokouli. Termín „planetární mlhoviny“ byl vytvořen William Herschel pro jejich zjevnou podobnost s nazelenalý disky planety jako Uran a Neptun. Ukázalo se, že se jedná o nešťastné nesprávné pojmenování, protože planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami.

Obr. 1: Hubbleův Vesmírný Dalekohled obraz NGC 6720, Ring Nebula (credit: NASA a Space Telescope Science Institute).

• 1 Fyzikální a spektrální vlastnosti planetárních mlhovin
• 2 Planetárních mlhovin jako fáze hvězdné evoluce
• 3 Morfologie planetárních mlhovin
• 4 Zjišťování a rozložení planetárních mlhovin
• 5 Chemie planetárních mlhovin
• 6 Odkazy
• 7 Viz Také

Fyzikální a spektrální vlastnosti planetárních mlhovin

Planetární mlhoviny jsou typicky jeden světelný rok v průměru a jsou rozpíná rychlostí asi 20-50 km za sekundu. Hustota v mlhovinách je velmi nízká, pohybuje se od několika set do milionu atomů na kubický centimetr. Takové podmínky jsou lepší než jakékoli vakuum, kterého lze na zemi dosáhnout. Teplota plynu v mlhovině je asi 10 000 stupňů Celsia, a centrální hvězdy planetární mlhoviny jsou mezi nejžhavější hvězdy ve Vesmíru, s teplotou v rozmezí 25 000 až více než 200 000 stupňů Celsia. Centrální hvězdy jsou také velmi světelné, obvykle stokrát až tisíckrát svítivější než Slunce. Kvůli vysokým teplotám však vyzařují především v ultrafialovém záření a ve viditelném světle jsou často slabé.

spektra planetárních mlhovin se zásadně liší od spektra hvězd. Místo souvislé barvy od červené po modrou jako v případě Slunce dominují spektra planetárních mlhovin diskrétní emisní linie emitované atomy a ionty. Na rozdíl od hvězd, jejichž kontinuální spektra jim dávají kompozitní bílý vzhled, planetární mlhoviny mají bohatou paletu barev. Některé příklady silných emisních čar jsou červená čára vodíku a zelená čára dvojnásobně ionizovaného kyslíku (o++). Tyto jasné emisní linie jsou poháněny centrální hvězdou, která je zdrojem energie pro celou mlhovinu. Ultrafialové světlo emitované centrální hvězdou je zachyceno atomy v mlhovině a přeměněno na viditelné liniové záření. Nejprve ultrafialové světlo odstraňuje elektrony z atomu (v procesu nazývaném fotoionizace). Uvolněné elektrony pak buď rekombinují s ionty a vyzařují rekombinace line, nebo se srazí s jinými atomy a ionty způsobují emise collisionally nadšený line. Kvůli podmínkám nízké hustoty jsou atomové linie, které jsou obecně potlačeny za podmínek vysoké hustoty jako v laboratoři na zemi, ale které mohou být produkovány v podmínkách nízké hustoty planetárních mlhovin. Tyto „zakázané linie“ (jejichž příkladem je kyslíková zelená linie) jsou velmi prominentní v planetárních mlhovinách, což z nich činí ideální laboratoře pro studium atomové fyziky (Aller 1991).

planetární mlhoviny patří mezi velmi málo tříd nebeských objektů, které silně vyzařují v celém elektromagnetickém spektru od rádia po rentgen. Radiové kontinuum záření je emitováno ionizovanou plynovou složkou mlhovin. Molekulární a pevné složky přispívají k záření v oblastech infračervené a submilimetrové vlny(viz část níže). Optické oblasti dominují emise atomových linek z ionizovaného plynu. Milion stupňů bublina extrémně nízkou hustotou plynu vytvořené interakci větry proces produkuje emise v X-ray.

Planetární mlhoviny jako fáze hvězdné evoluce

i když existenci planetárních mlhovin byl známý pro více než 200 let, jejich původ nebyl pochopen, až relativně nedávno. V roce 1956, ruský astronom Josif Shklovsky navrhl, že planetární mlhoviny představují objekty, v pozdních fázích hvězdného vývoje a jsou potomci rudých obrů a prekurzorů bílých trpaslíků (Shklovsky 1978). Tuto hypotézu podpořily USA. astronomové George Abell a Peter Goldreich, který v roce 1966 navrhl, že mlhoviny představují katapultoval atmosfér červených obrů a že centrální hvězdy jsou zbytky červeného obra jader. Fyzický důvod vyhození však nebyl znám. V roce 1970, polský astronom Bohdan Paczynski zjištěno, že centrální hvězdy planetární mlhoviny jsou jádra asymptotic giant branch hvězdy (typ velmi staré červené obry) a že jsou zdrojem energie, jaderné spalování vodíku v shellu nad jádrem (Paczynski 1970). Evoluční stopy vypočítá Paczynski, prodloužena o další výpočty německý astronom Detlef Schönberner (Schönberner 1981), definovat přesnou cestu evoluce planetárních mlhovin v systému pozdních fázích hvězdného vývoje.

problém mlhovina vyhození byl vyřešen v roce 1978, kdy Kanadští astronomové Sun Kwok, Chris Purton a Pim FitzGerald vysledovat původ mlhoviny na hvězdné větry z asymptotické obří větve hvězdy a ukázal, že shell-like struktury mlhoviny je výsledkem „snow-plow“ efekt kolize dvou hvězdných větrů. Tento „interakci větry model“ byl široce používán k modelování morfologické struktury planetární mlhoviny (Balick & Frank, 2002). Naše současné chápání je, že hvězdy narozené s hmotností v rozmezí 1 až 8 násobek hmotnosti Slunce bude vyvíjet prostřednictvím planetárních mlhovin fázi. Protože tyto hvězdy tvoří asi 95% celé galaktické hvězdné populace, planetární mlhoviny, nikoli supernovy, jsou konečným osudem většiny hvězd. Rozsáhlejší popis našeho moderního chápání původu a vývoje planetárních mlhovin lze nalézt v této knize.

Obrázek 2: Proto-planetární mlhovina Cotton Candy mlhovina (IRAS 17150-3224) v souhvězdí Scorpius, jak pozoroval Hubbleův vesmírný dalekohled (kredit: Sun Kwok, Bruce Hrivnak a Kate Su).

planetární mlhoviny jsou rychle se vyvíjející objekty. Od okamžiku, kdy se hvězda listy asymptotické obří větve na čas spálí dostupné vodíkové palivové a postupně mizí, aby se stal bílý trpaslík, celková doba je několik desítek tisíc let. Protože typické životy hvězd se měří v miliardách let, planetární mlhoviny proto představují krátkou fázi slávy blízko konce života hvězdy. Přechod z asymptotické obří větve na začátku fotoionizační, tj. když teplota centrální hvězdy dosáhne 25,000 stupňů, je o několik tisíc let. Během této fáze mlhovina nesvítí liniovou emisí, ale pouze odraženým světlem od centrální hvězdy. Objekty v tomto přechodném období, známé jako „proto-planetární mlhoviny“ (Obrázek 2), představovaly chybějící článek v našem chápání vývoje planetárních mlhovin. Proto-planetární mlhoviny byly objeveny teprve v roce 1980 a pozorování těchto objektů poskytnout tolik potřebné informace o morfologických, dynamické a chemické evoluci planetárních mlhovin.

Morfologie planetárních mlhovin

Obrázek 3: Bipolární mlhovina NGC 2346 v souhvězdí Monoceros (kredit: NASA a Space Telescope Science Institute).

Planetární mlhoviny mají různé morfologické struktury, což je nejen krásná na pohled, ale také náročné na pochopení. Vysoká citlivost a rozlišovací schopnost poskytovaná Hubbleovým vesmírným dalekohledem značně rozšířily naše pohledy na planetární mlhoviny (viz obrázky v Kwok 2001). Ačkoli mnoho planetárních mlhovin má shell-like struktury podobné Kroužek Mlhoviny, některé ukazují motýl-jako struktury s dvojicí bipolárních laloků (Obrázek 3). Další známý bipolární planetární mlhoviny patří NGC 6302 v Scorpius, Hubble 5 ve Střelci, NGC 6537 ve Střelci, atd. Aktuální myšlení je, že bipolární laloky jsou vytvořeny pomocí high-speed, kolimovaný hvězdného větru, přestože fyzické původu směrové povaze této vítr není zřejmé. Astronomové nyní věří, že transformace ze sférické na bipolární formu probíhá velmi rychle, pravděpodobně během několika set let.

Pozorování pomocí Hubblova kosmického Dalekohledu odhalily, že mnoho planetárních mlhovin má více vrstev, a tyto jsou označeny jako „skořápky“, „kč“ a „halo“. Počítačové modelování (Steffen & Schoenberner 2006) prokázala, že tyto více skořepinové konstrukce jsou dynamické důsledkem interakce větry (viz předchozí oddíl), stejně jako měnící se fotoionizační účinky na vyvíjející se centrální hvězdy. Jiné drobné morfologické struktury zahrnují oblouky, kroužky, trysky, ANSA a více laloků a pravděpodobně odrážejí epizodickou a / nebo směr měnící povahu hvězdných větrů (obrázek 4).

Obrázek 4: Kruhové soustředné oblouky lze vidět kolem planetární mlhoviny NGC 6543 (kredit: NASA a Space Telescope Science Institute).

bohaté morfologické struktury planetární mlhoviny naznačují, že tam jsou složité dynamické procesy v práci, zahrnující, např. vyhození, kolimace, a precese. Lepší pochopení fyzikálních mechanismů za těmito morfologickými strukturami pomůže astronomům pochopit vzdálenější jevy, jako jsou aktivní galaktická jádra.

objev a distribuce planetárních mlhovin

planetární mlhoviny jsou obvykle identifikovány podle jejich emisního spektra. Nejnovější objevy nových planetárních mlhovin jsou výsledkem zobrazovacích průzkumů galaxie pomocí úzkopásmového filtru kolem linie ha vodíku (Parker et al. 2006). To umožňuje snadné oddělení emisních mlhovin od hvězd. V galaxii Mléčná dráha je katalogizováno přibližně 2500 planetárních mlhovin, ale kvůli zastínění galaktického prachu a neúplnosti průzkumů se očekává, že celková populace bude asi desetinásobná. Kvůli spektrálním podobnostem mohou být planetární mlhoviny zaměňovány s jinými objekty emisní linie, jako jsou oblasti HII (mlhoviny spojené s mladými hvězdami), symbiotické hvězdy nebo novae (obě jsou výsledkem binární evoluce hvězd). Většina planetárních mlhovin v galaxii Mléčná dráha je distribuována kolem galaktické roviny, protože jejich předci pocházejí z hvězdné populace střední hmoty.

vzhledem k tomu, že světlo z planetárních mlhovin je soustředěno v emisních liniích, lze je snadno odlišit od hvězd i v galaxiích daleko. Tisíce planetárních mlhovin byly nyní katalogizovány ve vnějších galaxiích vzdálených až 100 milionů světelných let. Planetární mlhoviny byly široce používány jako standardní svíčky k určení věku a velikosti vesmíru (Jacoby 1989). Sledováním vzorců rychlosti planetárních mlhovin v galaxiích mohou astronomové také zmapovat distribuci temné hmoty v galaxiích.

Chemie planetárních mlhovin

optická spektra planetární mlhoviny show emisní čáry o mnoho těžkých prvků, z nichž mnohé se v poslední době vyrábí jaderné procesy během předchozího asymptotic giant branch fáze. Planetární mlhoviny jsou proto považovány za důležité činitele při šíření těžkých prvků v galaxii. Nedávná pozorování infračervenými a milimetrovými dalekohledy zjistila, že planetární mlhoviny obsahují kromě atomů i molekuly a pevné částice. Ve skutečnosti některé planetární mlhoviny emitují většinu své energie ze své pevné složky ve formě vzdáleného infračerveného záření. Molekuly plynné fáze mohou být identifikovány prostřednictvím jejich rotačních nebo vibračních přechodů a pevných částic prostřednictvím jejich mřížkových vibračních režimů. Nejzajímavější je, že planetární mlhoviny obsahují komplexní organické sloučeniny aromatických a alifatických struktur (obrázek 5). Srovnání spektra planetární mlhoviny v různých fázích vývoje ukazují, že tyto sloučeniny jsou syntetizovány rychle přes lhůtách v řádu stovek let (Kwok 2004). Jak takové organické hmoty je vyrobeno a jaký vliv to má (např. na solární systém) z distribuován po celé Galaxii jsou témata vysoce aktuální zájem.

Obrázek 5: Planetární mlhovina NGC 7027 v Cygnus je jednou z mnoha planetárních mlhovin bohatých na uhlík, které jsou bohaté na molekulární obsah, včetně komplexních organických sloučenin (kredit: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) Atomů, Hvězd a Mlhovin (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank (2002) Tvary a Formování Planetárních Mlhovin, Ann. Reverend Astr. Astrofyzi. 40, 439

• Jacoby, G (1989) planetární mlhoviny jako standardní svíčky. I-Evoluční Modely, Astrofýzy. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) Původ a Vývoj Planetárních Mlhovin, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, S (2001) Kosmických Motýlů, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, S. (2004) Syntéza Organických a Anorganických Sloučenin v Vyvinula Hvězdy, Příroda, 430, 985

• Paczynski, B (1970) Vývoj jednotlivých Hvězd. I. Hvězdná evoluce od hlavní sekvence k zapálení bílého trpaslíka nebo uhlíku, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) Katalog planetární mlhoviny Macquarie/Aao/Strasbourg Ha: MASH, Mon. Ne. Roy. Astr. SOC., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Pozdní fáze hvězdné evoluce – Centrální hvězdy planetárních mlhovin, Ast. Astrofyzi. 103, 119

• Shklovsky, já (1978) Hvězdy: Jejich Narození, Život, Smrt, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, M Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Výklad Základních Nebular Struktur, v IAU Symposium 234: Planetární Mlhoviny v Naší Galaxii i Mimo ni, eds. M. J. Barlow & R.H. Méndez, str. 285

Viz také

webová stránka Hubbleova dědictví obsahuje snímky Hubbleova vesmírného dalekohledu řady planetárních mlhovin.