Rysunek 1: Kosmiczny Teleskop Hubble ’ a obraz NGC 6720, mgławicy pierścieniowej (źródło: NASA and Space Telescope Science Institute).

• 1 Właściwości fizyczne i widmowe mgławic planetarnych
• 2 mgławice planetarne jako faza ewolucji gwiazd
• 3 Morfologia mgławic planetarnych
• 4 odkrycie i rozmieszczenie mgławic planetarnych
• 5 Chemia mgławic planetarnych
• 6 referencje
• 7 Zobacz też

właściwości fizyczne i widmowe mgławic planetarnych

mgławice planetarne mają zazwyczaj jeden rok świetlny i rozprężają się z prędkością około 20-50 km / s. Gęstość mgławic jest bardzo niska, waha się od kilkuset do miliona atomów na centymetr sześcienny. Takie warunki są lepsze niż jakakolwiek próżnia, jaką można osiągnąć na Ziemi. Temperatura gazu w mgławicy wynosi około 10 000 stopni Celsjusza, a Gwiazdy Centralne mgławic planetarnych należą do najgorętszych gwiazd we wszechświecie, z temperaturą w zakresie od 25 000 do ponad 200 000 stopni Celsjusza. Gwiazdy Centralne są również bardzo Świetliste, zwykle setki do tysięcy razy jaśniejsze niż Słońce. Jednak ze względu na wysokie temperatury promieniują głównie w ultrafiolecie i często są słabe w świetle widzialnym.

widma mgławic planetarnych różnią się zasadniczo od widm gwiazd. Zamiast ciągłego koloru od czerwonego do niebieskiego, jak w przypadku Słońca, widma mgławic planetarnych są zdominowane przez dyskretne linie emisyjne emitowane przez atomy i jony. W przeciwieństwie do gwiazd, których ciągłe widma nadają im złożony biały wygląd, mgławice planetarne mają bogatą różnorodność kolorów. Niektóre przykłady silnych linii emisyjnych to czerwona linia wodoru i zielona linia podwójnie zjonizowanego tlenu (o++). Te jasne linie emisyjne zasilane są przez gwiazdę centralną, która jest źródłem energii dla całej mgławicy. Światło ultrafioletowe emitowane przez centralną gwiazdę jest przechwytywane przez atomy w mgławicy i przekształcane w widzialne promieniowanie liniowe. Najpierw światło ultrafioletowe usuwa elektrony z atomu (w procesie zwanym fotojonizacją). Uwolnione elektrony następnie rekombinują z Jonem i emitują linię rekombinacji lub zderzają się z innymi atomami i jonami, powodując emisję linii kolizyjnie wzbudzonej. Ze względu na warunki niskiej gęstości, linie atomowe, które są na ogół tłumione w warunkach wysokiej gęstości, jak w laboratorium na ziemi, ale które mogą być wytwarzane w warunkach niskiej gęstości mgławic planetarnych. Te „zakazane linie” (których przykładem jest zielona linia tlenu) są bardzo widoczne w mgławicach planetarnych, co czyni je idealnymi laboratoriami do badania fizyki atomowej (Aller 1991).

mgławice planetarne należą do bardzo niewielu klas obiektów niebieskich, które silnie promieniują w całym spektrum elektromagnetycznym od radiowego do rentgenowskiego. Promieniowanie kontinuum radiowego jest emitowane przez zjonizowany Składnik gazowy mgławicy. Komponenty molekularne i półprzewodnikowe przyczyniają się do promieniowania w obszarach podczerwieni i fal submilimetrowych (patrz sekcja poniżej). Region optyczny jest zdominowany przez emisję linii atomowej ze zjonizowanego gazu. Milionowa bańka gazu o bardzo niskiej gęstości, wytworzona przez oddziałujący na siebie proces wiatrów, powoduje emisję promieniowania rentgenowskiego.

mgławice planetarne jako faza ewolucji gwiazd

chociaż istnienie mgławic planetarnych jest znane od ponad 200 lat, ich pochodzenie nie zostało zrozumiane aż do stosunkowo niedawna. W 1956 roku rosyjski astronom Josif Shklovsky zasugerował, że mgławice planetarne reprezentują obiekty w późnych stadiach ewolucji gwiazd i są potomkami czerwonych olbrzymów i prekursorami białych karłów (Shklovsky 1978). Hipoteza ta została poparta przez USA. astronomowie George Abell i Peter Goldreich, którzy w 1966 roku zasugerowali, że mgławice reprezentują wyrzucone atmosfery czerwonych olbrzymów, a Gwiazdy Centralne są pozostałościami czerwonych olbrzymów. Jednak fizyczny powód wyrzucenia nie był znany. W 1970 roku polski astronom Bohdan Paczyński ustalił, że centralne Gwiazdy mgławic planetarnych są rdzeniami asymptotycznych gwiazd olbrzymich (typu bardzo starych czerwonych olbrzymów) i że wytwarzają energię poprzez jądrowe spalanie wodoru w skorupie nad jądrem (Paczyński 1970). Ścieżki ewolucyjne obliczone przez Paczyńskiego, rozszerzone o dalsze obliczenia niemieckiego astronoma Detlefa Schönbernera (Schönberner 1981), określają precyzyjną ścieżkę ewolucji mgławic planetarnych w schemacie późnych stadiów ewolucji gwiazd.

problem wyrzutu mgławicy został rozwiązany w 1978 roku, kiedy kanadyjscy astronomowie Sun Kwok, Chris Purton i Pim FitzGerald prześledzili pochodzenie mgławic do wiatrów Gwiezdnych z asymptotycznych gwiazd olbrzymich gałęzi i wykazali, że skorupowa struktura mgławic jest wynikiem efektu „pługa śniegu” zderzenia dwóch wiatrów Gwiezdnych. Ten „model oddziaływania wiatru” był szeroko stosowany do modelowania struktury morfologicznej mgławic planetarnych (Balick & Frank 2002). Obecnie wiemy, że Gwiazdy urodzone o masach od 1 do 8 razy większych od masy Słońca będą ewoluować w fazie mgławic planetarnych. Ponieważ te gwiazdy stanowią około 95% całej galaktycznej populacji gwiazd, mgławice planetarne, a nie supernowe, są ostatecznym losem większości gwiazd. Bardziej obszerny opis naszego współczesnego rozumienia pochodzenia i ewolucji mgławic planetarnych można znaleźć w tej książce.

Rysunek 2: Mgławica proto-planetarna Mgławica Cotton Candy (IRAS 17150-3224) w gwiazdozbiorze Skorpiona obserwowana przez Kosmiczny Teleskop Hubble ’ a (autorzy: Sun Kwok, Bruce Hrivnak i Kate Su).

mgławice planetarne są obiektami szybko ewoluującymi. Od momentu, w którym gwiazda opuści asymptotyczną gałąź olbrzyma do momentu, w którym wypali dostępne paliwo wodorowe i stopniowo znika, aby stać się białym karłem, łączny czas wynosi kilkadziesiąt tysięcy lat. Ponieważ typowe okresy życia gwiazd są mierzone w miliardach lat, mgławice planetarne stanowią krótką fazę chwały pod koniec życia gwiazdy. Przejście od asymptotycznej gałęzi olbrzyma do początku fotojonizacji, czyli gdy temperatura gwiazdy centralnej osiągnie 25 000 stopni, trwa około kilku tysięcy lat. Podczas tej fazy mgławica nie świeci emisją liniową, a jedynie światłem odbitym od gwiazdy centralnej. Obiekty w tym okresie przejściowym, znane jako” mgławice proto-planetarne ” (ryc. 2), reprezentowały brakujące ogniwo w naszym rozumieniu ewolucji mgławic planetarnych. Proto-planetarne mgławice zostały odkryte dopiero w latach 80., a obserwacje tych obiektów dostarczają bardzo potrzebnych informacji na temat morfologicznej, dynamicznej i chemicznej ewolucji mgławic planetarnych.

Morfologia mgławic planetarnych

Rysunek 3: Mgławica dwubiegunowa NGC 2346 w gwiazdozbiorze Monoceros (źródło: NASA i Space Telescope Science Institute).

mgławice planetarne mają różnorodne struktury morfologiczne, dzięki czemu są nie tylko piękne do oglądania, ale także trudne do zrozumienia. Wysoka czułość i moc rozdzielcza zapewniona przez Kosmiczny Teleskop Hubble ’ a znacznie rozszerzyła nasze widoki mgławic planetarnych (patrz zdjęcia w Kwok 2001). Chociaż wiele mgławic planetarnych ma struktury podobne do powłok mgławicy pierścieniowej, niektóre wykazują struktury podobne do motyli z parą płatów dwubiegunowych (ryc. 3). Inne znane dwubiegunowe mgławice planetarne to NGC 6302 w Skorpionie, Hubble 5 w Strzelcu, NGC 6537 w Strzelcu itp. Obecnie uważa się, że płaty dwubiegunowe są tworzone przez szybki, kolimowany wiatr gwiezdny, chociaż fizyczne pochodzenie kierunkowej natury tego wiatru nie jest zrozumiałe. Astronomowie uważają obecnie, że transformacja z formy sferycznej do dwubiegunowej zachodzi bardzo szybko, prawdopodobnie w ciągu kilkuset lat.

obserwacje wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble ’ a wykazały, że wiele mgławic planetarnych ma wiele warstw, a te są oznaczone jako „muszle”, „korony” i „halony”. Modelowanie komputerowe (Steffen & Schoenberner 2006) wykazało, że te wielowarstwowe struktury powłokowe są dynamiczną konsekwencją oddziałujących ze sobą wiatrów (patrz poprzedni rozdział), a także zmieniających się efektów fotojonizacji rozwijającej się gwiazdy centralnej. Inne drobne struktury morfologiczne obejmują łuki, pierścienie, dżety, ansaes i wiele płatów i prawdopodobnie odzwierciedlają epizodyczną i/lub zmieniającą kierunek naturę wiatrów Gwiezdnych (Rysunek 4).

Rysunek 4: Wokół mgławicy planetarnej NGC 6543 (źródło: NASA i Space Telescope Science Institute) można zobaczyć okrągłe koncentryczne łuki.

bogate struktury morfologiczne mgławic planetarnych sugerują, że zachodzą złożone procesy dynamiczne, obejmujące np. wyrzucanie, kolimację i precesję. Lepsze zrozumienie fizycznych mechanizmów stojących za tymi strukturami morfologicznymi pomoże astronomom zrozumieć bardziej odległe zjawiska, takie jak aktywne jądra galaktyk.

Odkrycie i rozmieszczenie mgławic planetarnych

mgławice planetarne są zwykle identyfikowane przez ich widmo linii emisyjnej. Najnowsze odkrycia nowych mgławic planetarnych są wynikiem badań obrazowych galaktyki przy użyciu wąskopasmowego filtra wokół linii Ha wodoru(Parker et al. 2006). Pozwala to na łatwe oddzielenie mgławic emisyjnych od gwiazd. W galaktyce Drogi Mlecznej skatalogowano około 2500 mgławic planetarnych, ale z powodu zaciemnienia galaktycznego pyłu i niekompletności badań oczekuje się, że całkowita populacja będzie około dziesięciokrotnie większa. Ze względu na podobieństwa widmowe mgławice planetarne można mylić z innymi obiektami linii emisyjnej, takimi jak obszary HII (mgławice związane z młodymi gwiazdami), Gwiazdy symbiotyczne czy novae (oba są wynikiem ewolucji gwiazd binarnych). Większość mgławic planetarnych w galaktyce Drogi Mlecznej jest rozmieszczona wokół płaszczyzny galaktyki, ponieważ ich protoplasty pochodzą z populacji gwiazd o średniej masie.

ponieważ światło mgławic planetarnych koncentruje się w liniach emisyjnych, można je łatwo odróżnić od gwiazd nawet w odległych galaktykach. Tysiące mgławic planetarnych zostało skatalogowanych w zewnętrznych galaktykach odległych o 100 milionów lat świetlnych. Mgławice planetarne były szeroko stosowane jako standardowe świece do określania wieku i wielkości wszechświata (Jacoby 1989). Śledząc wzorce prędkości mgławic planetarnych w galaktykach, astronomowie mogą również odwzorować rozmieszczenie ciemnej materii w galaktykach.

Chemia mgławic planetarnych

widma optyczne mgławic planetarnych pokazują linie emisyjne wielu ciężkich pierwiastków, z których wiele niedawno zsyntetyzowano w procesach jądrowych podczas poprzedniej asymptotycznej fazy olbrzymiej gałęzi. Mgławice planetarne są zatem uważane za ważne czynniki w rozprzestrzenianiu się ciężkich pierwiastków w galaktyce. Ostatnie obserwacje przeprowadzone przez teleskopy podczerwone i milimetrowe wykazały, że mgławice planetarne zawierają, oprócz atomów, cząsteczek i cząstek stałych. W rzeczywistości niektóre mgławice planetarne emitują większość swojej energii ze swojego składnika półprzewodnikowego w postaci promieniowania dalekiej podczerwieni. Cząsteczki fazy gazowej można zidentyfikować poprzez ich rotacyjne lub wibracyjne przejścia i cząstki stałe poprzez ich sieciowe tryby wibracyjne. Co ciekawe, mgławice planetarne zawierają złożone związki organiczne o strukturach aromatycznych i alifatycznych (ryc. 5). Porównanie widm mgławic planetarnych na różnych etapach ewolucji pokazuje, że związki te są syntetyzowane szybko w skalach czasowych rzędu setek lat (Kwok 2004). Jak taka materia organiczna jest wytwarzana i jaki ma wpływ (np. na układ słoneczny) na dystrybucję w całej galaktyce są tematami o dużym zainteresowaniu.

Rysunek 5: Mgławica planetarna NGC 7027 w Cygnus jest jedną z wielu bogatych w węgiel mgławic planetarnych o bogatej zawartości cząsteczkowej, w tym złożonych związków organicznych (źródło: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) Atoms, Stars, and Nebulae (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Shapes and Shaping of Planetary Nebulae, Ann. Ks. Astr. Astrofizyka. 40, 439

• Jacoby, G (1989) mgławice planetarne jako świece Standardowe. I-Modele Ewolucyjne, Astrofizyka. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) The Origin and Evolution of Planetary Nebulae, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

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

• Kwok, S (2004) the synthesis of organic and inorganic compounds in Evolved stars, Nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) evolution of single stars. I. Stellar Evolution from Main Sequence to White Dwarf or Carbon Ignition, Acta Astr. 20, 47

• (2006) the Macquarie/Aao/Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue: MASH, Mon. Nie. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Late stages of stellar evolution – Central stars of planetary nebulae, Astr. Astrofizyka. 103, 119

• Shklovsky, i (1978) Stars: their Birth, Life, Death, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, m Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Interpretation of Basic Nebular Structures, in IAU Symposium 234: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, eds. M. J. Barlow & 285

Zobacz także

strona internetowa Hubble 'a Zawiera zdjęcia z Teleskopu Kosmicznego Hubble’ a wielu mgławic planetarnych.