Curator: Sun Kwok
Nick Orbeck
S> planetariska nebulosor är astronomiska föremål som huvudsakligen består av gasformiga material. De är utsträckta i storlek och fuzzy i utseende, och visar i allmänhet en viss grad av symmetri. Nebulosan är upplyst av en central stjärna, som ibland är för svag för att ses. Även om vi ursprungligen grupperade med galaxer och stjärnkluster under klassen ”nebulosor”, vet vi nu att galaxer och stjärnkluster består av stjärnor, medan planetnebulosor är gasformiga.
Planetnebulosor upptäcktes av astronomer så tidigt som 18th century, med fyra planetnebulosor som ingår i katalogen över nebulosor av Charles Messier 1784. Den mest kända planetnebulosan är Ringnebulosan i konstellationen Lyra (Figur 1), som lätt kan observeras med ett litet teleskop på sommaren från norra halvklotet. Termen ”planetnebulosor” myntades av William Herschel för deras uppenbara likhet med de grönaktiga skivorna på planeter som Uranus och Neptunus. Detta visade sig vara en olycklig missnomer eftersom planetnebulosor inte har något att göra med planeter.
Figur 1: Hubble Rymdteleskopbild av NGC 6720, Ringnebulosan (kredit: NASA och Space Telescope Science Institute).
innehåll
- 1 fysiska och spektrala egenskaper hos planetnebulosor
- 2 Planetnebulosor som en fas av stjärnutveckling
- 3 morfologi av planetnebulosor
- 4 upptäckt och distribution av planetnebulosor
- 5 kemi av planetnebulosor
- 6 Referenser
- 7 Se även
fysiska och spektrala egenskaper hos Planetnebulosor
planetnebulosor är vanligtvis ett ljusår över och expanderar med en hastighet av cirka 20-50 km per sekund. Tätheten i nebulae är mycket låg, allt från flera hundra till en miljon atomer per kubikcentimeter. Sådana förhållanden är bättre än något vakuum man kan uppnå på jorden. Temperaturen på gasen i nebulosan är cirka 10 000 grader Celsius, och de centrala stjärnorna i planetnebulosor är bland de hetaste stjärnorna i universum, med temperatur i intervallet 25 000 till över 200 000 grader Celsius. De centrala stjärnorna är också mycket lysande, vanligtvis hundratals till tusentals gånger mer lysande än solen. Men på grund av deras höga temperaturer strålar de främst i ultraviolett och är ofta svaga i synligt ljus.
spektra av planetariska nebulosor skiljer sig fundamentalt från Stjärnornas. I stället för en kontinuerlig färg från röd till blå som i fallet med solen domineras spektra av planetnebulosor av diskreta emissionslinjer som emitteras av atomer och joner. Till skillnad från stjärnor, vars kontinuerliga spektra ger dem ett sammansatt vitt utseende, har planetariska nebulosor ett rikt utbud av färger. Några exempel på starka utsläppslinjer är den röda linjen av väte och den gröna linjen av dubbelt joniserat syre (O++). Dessa ljusa utsläppslinjer drivs av den centrala stjärnan, som är energikällan för hela nebulosan. Ultraviolett ljus som emitteras av den centrala stjärnan avlyssnas av atomer i nebulosan och omvandlas till synlig linjestrålning. Först avlägsnar ultraviolett ljus elektroner från atomen (i en process som kallas fotojonisering). De frigjorda elektronerna rekombinerar sedan antingen med jonen och avger en rekombinationslinje eller kolliderar med andra atomer och joner för att orsaka utsläpp av en kollisionellt upphetsad linje. På grund av förhållandena med låg densitet, atomlinjer som i allmänhet undertrycks under förhållanden med hög densitet som i laboratoriet på jorden men som kan produceras under förhållandena med låg densitet hos planetnebulosor. Dessa ”förbjudna linjer” (av vilka den syregröna linjen är ett exempel) är mycket framträdande i planetariska nebulosor, vilket gör dem idealiska laboratorier för att studera atomfysik (Aller 1991).
Planetnebulosor är bland de mycket få klasserna av himmelska föremål som strålar starkt genom det elektromagnetiska spektrumet från radio till röntgen. Radiokontinuumstrålning avges av den joniserade gaskomponenten i nebulae. Molekylära och solid state-komponenter bidrar till strålning i infraröda och submillimetervågregioner (se avsnitt nedan). Den optiska regionen domineras av atomlinjeutsläpp från joniserad gas. En miljon graders bubbla av extremt lågdensitetsgas som skapas av den interagerande vindprocessen producerar utsläpp i röntgenstrålen.
Planetnebulosor som en fas av stjärnutveckling
även om förekomsten av planetnebulosor har varit känd i över 200 år, förstod deras ursprung inte förrän relativt nyligen. År 1956 föreslog den ryska astronomen Josif Shklovsky att planetariska nebulosor representerar föremål i de sena stadierna av stjärnutveckling och är ättlingar till röda jättar och föregångare till vita dvärgar (Shklovsky 1978). Denna hypotes stöds av USA. astronomer George Abell och Peter Goldreich som 1966 föreslog att nebulae representerar utstötta atmosfärer av röda jättar och att de centrala stjärnorna är rester av röda jättekärnor. Den fysiska orsaken till utstötningen var emellertid inte känd. 1970 fastställde den polska astronomen Bohdan Paczynski att de centrala stjärnorna i planetnebulosor är kärnor av asymptotiska jättegrenstjärnor (en typ av mycket gamla röda jättar) och att de genererar energi genom kärnförbränning av väte i ett skal ovanför kärnan (Paczynski 1970). De evolutionära spåren beräknade av Paczynski, förlängda med ytterligare beräkningar av den tyska astronomen Detlef Sch Jacobnberner (Sch Jacobnberner 1981), definierar den exakta vägen för planetnebulosans utveckling i schemat för de sena stadierna av stjärnutveckling.
problemet med nebulosautstötning löstes 1978 när kanadensiska astronomer Sun Kwok, Chris Purton och Pim FitzGerald spårade nebulosans ursprung till stjärnvindarna från asymptotiska jättegrenstjärnor och visade att nebulosans skalliknande struktur är resultatet av en ”snöplog”-effekt av kollisionen mellan två stjärnvindar. Denna ”interagerande vindmodell”har använts i stor utsträckning för att modellera den morfologiska strukturen hos planetariska nebulosor (Balick & Frank 2002). Vår nuvarande förståelse är att Stjärnor födda med massor i intervallet 1 till 8 gånger solens massa kommer att utvecklas genom planetariska nebulosor. Eftersom dessa stjärnor utgör cirka 95% av hela galaktiska stjärnpopulationen, är planetnebulosor, inte supernovaer, det slutliga ödet för de flesta stjärnor. En mer omfattande beskrivning av vår moderna förståelse av ursprunget och utvecklingen av planetariska nebulosor finns i denna bok.
Figur 2: Proto-planetary nebula Cotton Candy Nebula (IRAS 17150-3224) i konstellationen Scorpius som observerats av Hubble Space Telescope (kredit: Sun Kwok, Bruce Hrivnak och Kate Su).
planetariska nebulosor är snabbt utvecklande objekt. Från den tid då stjärnan lämnar den asymptotiska jättegrenen till den tid den bränner ut det tillgängliga vätebränslet och gradvis bleknar för att bli en vit dvärg, är den totala tiden flera tiotusentals år. Eftersom typiska livstider för stjärnor mäts i miljarder år representerar planetariska nebulosor därför en kort fas av ära nära slutet av en stjärnas liv. Övergången från den asymptotiska jättegrenen till början av fotojoniseringen, dvs. när temperaturen hos den centrala stjärnan når 25 000 grader, är ungefär flera tusen år. Under denna fas lyser nebulosan inte genom linjeutsläpp, utan endast genom reflekterat ljus från den centrala stjärnan. Objekt under denna övergångsperiod, känd som ”proto-planetariska nebulosor” (Figur 2), representerade en saknad länk i vår förståelse av planetnebulosans utveckling. Proto-planetariska nebulosor upptäcktes först på 1980-talet och observationerna av dessa objekt ger välbehövlig information om den morfologiska, dynamiska och kemiska utvecklingen av planetariska nebulosor.
morfologi av planetnebulosor
Figur 3: Den bipolära nebulosan NGC 2346 i konstellationen Monoceros (kredit: NASA och Space Telescope Science Institute).
planetariska nebulosor har en mängd morfologiska strukturer, vilket gör dem inte bara vackra att titta på utan också utmanande att förstå. Den höga känsligheten och upplösningskraften från rymdteleskopet Hubble har kraftigt utökat våra åsikter om planetnebulosor (se bilder i Kwok 2001). Även om många planetariska nebulosor har skalliknande strukturer som liknar Ringnebulosan, visar vissa fjärilliknande strukturer med ett par bipolära lober (Figur 3). Andra välkända bipolära planetnebulosor inkluderar NGC 6302 i Scorpius, Hubble 5 i Skytten,NGC 6537 i Skytten, etc. Nuvarande tänkande är att de bipolära loberna skapas av en höghastighets, kollimerad stjärnvind, även om det fysiska ursprunget till denna vinds riktnings natur inte förstås. Astronomer tror nu att omvandling från en sfärisk till bipolär form sker mycket snabbt, troligen inom en period av flera hundra år.observationer av Rymdteleskopet Hubble har avslöjat att många planetnebulosor har flera lager, och dessa är märkta som ”skal”, ”kronor” och ”halor”. Datormodellering (Steffen & Schoenberner 2006) har visat att dessa flera skalstrukturer är den dynamiska konsekvensen av interagerande vindar (se föregående avsnitt), liksom de förändrade fotojoniseringseffekterna av den utvecklande centrala stjärnan. Andra mindre morfologiska strukturer inkluderar bågar, ringar, strålar, ansaes och flera lober och de återspeglar förmodligen den episodiska och/eller riktningsförändrande naturen hos stjärnvindarna (Figur 4).
Figur 4: Cirkulära koncentriska bågar kan ses runt planetnebulosan NGC 6543 (kredit: NASA och Space Telescope Science Institute).
de rika morfologiska strukturerna hos planetariska nebulosor tyder på att det finns komplexa dynamiska processer på jobbet, som involverar t.ex. utstötning, kollimering och precession. En förbättrad förståelse av de fysiska mekanismerna bakom dessa morfologiska strukturer hjälper astronomer att förstå mer avlägsna fenomen som aktiva galaktiska kärnor.
upptäckt och distribution av planetnebulosor
Planetnebulosor identifieras vanligtvis av deras emissionsspektrum. De senaste upptäckterna av nya planetariska nebulosor är resultatet av avbildningsundersökningar av galaxen med hjälp av ett smalbandsfilter runt ha-vätgaslinjen (Parker et al. 2006). Detta gör att emissionsnebulosor lätt kan separeras från stjärnor. Det finns cirka 2500 planetariska nebulosor katalogiserade i Vintergatan galaxen, men på grund av skymning av Galaktiskt damm och ofullständighet av undersökningar förväntas den totala befolkningen vara ungefär tio gånger detta antal. På grund av spektrala likheter kan planetnebulosor förväxlas med andra emissionslinjeobjekt som HII-regioner (nebulosor associerade med unga stjärnor), symbiotiska stjärnor eller novae (båda är resultat av binär stjärnutveckling). De flesta planetariska nebulosor i Vintergatan galaxen är fördelade runt det galaktiska planet, eftersom deras förfäder härstammar från en mellanmassa stjärnpopulation.eftersom ljuset från planetnebulosor är koncentrerat i utsläppslinjer kan de lätt skiljas från stjärnor även i galaxer långt borta. Tusentals planetariska nebulosor har nu katalogiserats i yttre galaxer så långt bort som 100 miljoner ljusår bort. Planetariska nebulosor har använts i stor utsträckning som standardljus för att bestämma universums ålder och storlek (Jacoby 1989). Genom att spåra hastighetsmönstren för planetnebulosor i galaxer kan astronomer också kartlägga fördelningen av mörk materia i galaxer.
kemi av planetnebulosor
de optiska spektra av planetnebulosor visar utsläppslinjer av många tunga element, varav många nyligen syntetiserades av kärnprocesser under den föregående asymptotiska jättegrenfasen. Planetnebulosor betraktas därför som viktiga medel vid spridningen av tunga element i galaxen. Nya observationer av infraröda och millimetervågteleskop har funnit att planetnebulosor innehåller, förutom atomer, molekyler och fasta tillståndspartiklar. Faktum är att vissa planetariska nebulosor avger det mesta av sin energi från sin solid state-komponent i form av långt infraröd strålning. Gasfasmolekyler kan identifieras genom sina rotations-eller vibrationsövergångar och fasta tillståndspartiklar genom deras gittervibrationella lägen. Mest intressant är att planetariska nebulosor innehåller komplexa organiska föreningar av aromatiska och alifatiska strukturer ( Figur 5). Jämförelse av spektra av planetariska nebulosor i olika utvecklingsstadier visar att dessa föreningar syntetiseras snabbt över tidsskalor i storleksordningen hundratals år (Kwok 2004). Hur sådant organiskt material görs och vilken effekt det har (t.ex. på solsystemet) från att distribueras över hela galaxen är ämnen av högt aktuellt intresse.
Figur 5: Planetnebulosan NGC 7027 i Cygnus är en av många kolrika planetnebulosor som är rika på molekylärt innehåll, inklusive komplexa organiska föreningar (kredit: R. Ciardullo).
- Aller, L. H. (1991) atomer, stjärnor och nebulosor (3: e upplagan), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)
- Balick, B, Frank, A (2002) former och formning av Planetnebulosor, Ann. Rev. Astr. Astrophys. 40, 439
- Jacoby, G (1989) planetariska nebulosor som standardljus. I-Evolutionära Modeller, Astrophys. J., 339, 39
- Kwok, S (2000) ursprunget och utvecklingen av Planetnebulosor, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)
- Kwok, s (2001) kosmiska fjärilar, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)
- Kwok, s (2004) syntesen av organiska och oorganiska föreningar i utvecklade stjärnor, nature, 430, 985
- Paczynski, B (1970) utveckling av enstaka stjärnor. I. Stellar Evolution från huvudsekvensen till vit dvärg eller Koltändning, Acta Astr. 20, 47
- Parker, Q et al. (2006) Macquarie/Aao/Strasbourg har Planetnebuloskatalog: MASH, mån. Inte. Roy. Astr. Soc., 373, 79
- Schabignberner, D (1981) sena stadier av stjärnutveckling – centrala stjärnor av planetnebulosor, Astr. Astrophys. 103, 119
- Shklovsky, I (1978) Stjärnor: deras födelse, liv, död, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)
- Steffen, m Sch Acignberner, D (2006) hydrodynamisk tolkning av grundläggande Nebulära strukturer, i IAU Symposium 234: planetariska nebulosor i vår galax och bortom, eds. M. J. Barlow & R. H. M Ubigndez, s. 285
Se även
webbplatsen Hubble Heritage innehåller Hubble Rymdteleskopbilder av ett antal planetnebulosor.