Curador: Sol Kwok
Nick Orbeck
Søren Bertil F. Dorch
nebulosas Planetárias são objetos astronômicos, composta, principalmente, de materiais gasosos. Eles são estendidos em tamanho e peludos na aparência, e geralmente mostram algum grau de simetria. A nebulosa é iluminada por uma estrela central, que às vezes é muito fraca para ser vista. Embora inicialmente agrupados com galáxias e aglomerados estelares sob a classe de nebulosas, agora sabemos que galáxias e aglomerados estelares são compostos de estrelas, enquanto nebulosas planetárias são gasosas. nebulosas planetárias foram descobertas por astrônomos no século XVIII, com quatro nebulosas planetárias sendo incluídas no catálogo de nebulosas por Charles Messier em 1784. A nebulosa planetária mais conhecida é a Nebulosa de anel na constelação de Lyra (Figura 1), que pode ser facilmente observada com um pequeno telescópio no Verão do Hemisfério Norte. O termo “nebulosas planetárias” foi cunhado por William Herschel por sua aparente semelhança com os discos esverdeados de planetas como Urano e Netuno. Isto acabou por ser um nome infeliz, já que as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas.
Figura 1: o Telescópio Espacial Hubble imagem de NGC 6720, a Nebulosa do Anel (crédito: NASA e do Space Telescope Science Institute).
Conteúdo
- 1 Físicos e propriedades espectrais de nebulosas planetárias
- 2 nebulosas Planetárias como uma fase de evolução estelar
- 3 Morfologia das nebulosas planetárias
- 4 de Descoberta e de distribuição de nebulosas planetárias
- 5 Química de nebulosas planetárias
- 6 Referências
- 7
Físicos e propriedades espectrais de nebulosas planetárias
nebulosas Planetárias são normalmente um ano-luz de diâmetro e está se expandindo a uma taxa de cerca de 20 a 50 km por segundo. A densidade nas Nebulosas é muito baixa, variando de várias centenas a um milhão de átomos por centímetro cúbico. Tais condições são melhores do que qualquer vácuo que se possa alcançar na Terra. A temperatura do gás na nebulosa é de cerca de 10.000 graus Celsius, e as estrelas centrais de nebulosas planetárias estão entre as estrelas mais quentes do Universo, com temperatura na faixa de 25.000 a mais de 200 000 graus Celsius. As estrelas centrais também são muito luminosas, geralmente centenas a milhares de vezes mais luminosas do que o sol. No entanto, por causa de suas altas temperaturas, eles irradiam principalmente no ultravioleta e são muitas vezes fracos em luz visível.os espectros das nebulosas planetárias são fundamentalmente diferentes dos das estrelas. Em vez de uma cor contínua de vermelho para azul como no caso do sol, os espectros de nebulosas planetárias são dominados por linhas de emissão discretas emitidas por átomos e íons. Ao contrário das estrelas, cujos espectros contínuos lhes dão uma aparência branca composta, as nebulosas planetárias têm uma rica variedade de cores. Alguns exemplos de linhas de emissão fortes são a linha vermelha do hidrogênio e a linha verde do oxigênio duplamente ionizado (o++). Estas linhas de emissão brilhantes são alimentadas pela estrela central, que é a fonte de energia para toda a nebulosa. A luz ultravioleta emitida pela estrela central é interceptada por átomos na nebulosa e convertida em radiação de linha visível. Primeiro, a luz ultravioleta remove elétrons do átomo (em um processo chamado fotoionização). Os elétrons libertados então ou se recombinam com o íon e emitem uma linha de recombinação, ou colidem com outros átomos e íons para causar a emissão de uma linha colisionalmente excitada. Devido às condições de baixa densidade, as linhas atômicas que são geralmente suprimidas sob condições de alta densidade, como no laboratório da terra, mas que podem ser produzidas nas condições de baixa densidade das nebulosas planetárias. Estas “linhas proibidas” (das quais a linha verde de oxigênio é um exemplo) são muito proeminentes em nebulosas planetárias, tornando-os laboratórios ideais para estudar Física Atômica (Aller 1991).as nebulosas planetárias estão entre as poucas classes de objetos celestes que irradiam fortemente ao longo do espectro eletromagnético desde o rádio até o raio-X. A radiação do rádio contínuo é emitida pelo componente de gás ionizado das nebulosas. Os componentes moleculares e de Estado Sólido contribuem para as radiações nas regiões de infravermelhos e de ondas submilimétricas (ver secção seguinte). A região óptica é dominada pelas emissões da linha atômica de gás ionizado. Uma bolha de milhões de graus de gás de densidade extremamente baixa criada pelo processo de interação dos ventos produz emissões no raio-X. nebulosas planetárias como uma fase da evolução estelar, embora a existência de nebulosas planetárias tenha sido conhecida por mais de 200 anos, sua origem não foi compreendida até relativamente recentemente. Em 1956, o astrônomo russo Josif Shklovsky sugeriu que as nebulosas planetárias representam objetos nos estágios finais da evolução estelar e são descendentes de gigantes vermelhos e precursores das anãs brancas (Shklovsky 1978). Esta hipótese foi apoiada pelos EUA. os astrônomos George Abell e Peter Goldreich, que em 1966 sugeriram que as nebulosas representam as atmosferas ejetadas de gigantes vermelhas e que as estrelas centrais são remanescentes de núcleos gigantes vermelhas. No entanto, a razão física para a ejeção não era conhecida. Em 1970, astrônomo polonês Bohdan Paczynski estabelecido que as estrelas centrais de nebulosas planetárias são núcleos de anī gigante do ramo estrelas (um tipo de vermelho gigantes) e que geram energia nuclear queima de hidrogênio em uma shell acima do núcleo (Paczynski 1970). As faixas evolutivas calculadas por Paczynski, estendidas por cálculos adicionais do astrônomo alemão Detlef Schönberner (Schönberner 1981), definem o caminho preciso da evolução das nebulosas planetárias no esquema dos estágios finais da evolução estelar.
O problema da nebulosa de ejeção foi resolvido em 1978, quando Canadense astrônomos Sol Kwok, Chris Purton e Pim FitzGerald, traçou a origem das nebulosas para os ventos estelares de anī gigante do ramo estrelas e mostrou que a shell-como a estrutura das nebulosas é o resultado de uma “snow plow” efeito da colisão de dois ventos estelares. Este “modelo de ventos interativos”tem sido amplamente usado para modelar a estrutura morfológica das nebulosas planetárias (Balick & Frank 2002). Nosso entendimento atual é que as estrelas nascidas com massas na faixa de 1 a 8 vezes a massa do sol evoluirão através do estágio das nebulosas planetárias. Uma vez que estas estrelas constituem cerca de 95% de toda a população estelar galáctica, nebulosas planetárias, não supernovas, são o destino final da maioria das estrelas. Uma descrição mais extensa de nossa compreensão moderna da origem e evolução das nebulosas planetárias pode ser encontrada neste livro.
Figura 2: A Nebulosa de Algodão Doce proto-planetária (IRAS 17150-3224) na constelação de Scorpius, como observado pelo Telescópio Espacial Hubble (crédito: Sun Kwok, Bruce Hrivnak, e Kate Su).as nebulosas planetárias estão em rápida evolução. Desde o momento em que a estrela deixa o ramo gigante assintótico até o momento em que queima o combustível de hidrogênio disponível e gradualmente desaparece para se tornar uma anã branca, o tempo total é de várias dezenas de milhares de anos. Uma vez que as vidas típicas das estrelas são medidas em bilhões de anos, as nebulosas planetárias representam, portanto, uma fase curta de glória perto do fim da vida de uma estrela. A transição do ramo gigante assintótico para o início da fotoionização, ou seja, quando a temperatura da estrela central atinge 25.000 graus, é de cerca de milhares de anos. Durante esta fase, a nebulosa não brilha por emissão de linha, mas apenas através da luz refletida da estrela central. Objetos neste período de transição, conhecidos como” nebulosas proto-planetárias ” (Figura 2), representaram um elo perdido em nossa compreensão da evolução das nebulosas planetárias. As nebulosas Proto-planetárias só foram descobertas na década de 1980 e as observações desses objetos fornecem informações muito necessárias sobre a evolução morfológica, dinâmica e química das nebulosas planetárias.
Morfologia das nebulosas planetárias
Figura 3: NGC 2346 é uma nebulosa bipolar na direção da constelação de Monoceros.
nebulosas planetárias têm uma variedade de estruturas morfológicas, tornando-as não só bonitas de olhar, mas também desafiadoras de entender. A alta sensibilidade e poder de resolução fornecidos pelo Telescópio Espacial Hubble expandiram muito as nossas vistas sobre nebulosas planetárias (ver imagens em Kwok 2001). Embora muitas nebulosas planetárias tenham estruturas semelhantes às da nebulosa do anel, algumas mostram estruturas semelhantes a Borboletas com um par de Lobos bipolares (Figura 3). Outras nebulosas planetárias bem conhecidas incluem NGC 6302 em Scorpius, Hubble 5 em Sagitário, NGC 6537 em Sagitário, etc. O pensamento atual é que os lobos bipolares são criados por um vento estelar de alta velocidade, colimado, embora a origem física da natureza direcional deste vento não seja compreendida. Os astrônomos agora acreditam que a transformação de uma forma esférica para bipolar ocorre muito rapidamente, provavelmente dentro de um período de várias centenas de anos.observações do Telescópio Espacial Hubble revelaram que muitas nebulosas planetárias têm múltiplas camadas, e estas são rotuladas como” conchas”,” coroas “e”halos”. Modelagem computacional (Steffen & Schoenberner 2006) tem demonstrado que essas múltiplas estruturas de concha são a consequência dinâmica dos ventos interativos (ver seção anterior), bem como os efeitos de fotoionização em mudança da estrela central em evolução. Outras estruturas morfológicas menores incluem arcos, anéis, jatos, anseias e múltiplos lobos e provavelmente refletem a natureza episódica e/ou mudança de direção dos ventos estelares (Figura 4).
Figura 4: Arcos concêntricos circulares podem ser vistos em torno da nebulosa planetária NGC 6543 (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).
as ricas estruturas morfológicas das nebulosas planetárias sugerem que existem processos dinâmicos complexos no trabalho, envolvendo, por exemplo, ejeção, colimação e precessão. Uma melhor compreensão dos mecanismos físicos por trás dessas estruturas morfológicas ajudará os astrônomos a entender fenômenos mais distantes, como núcleos galácticos ativos.
Discovery and distribution of planetary nebulae
Planetary nebulae are usually identified by their emission-line spectrum. As descobertas mais recentes de novas nebulosas planetárias são o resultado de pesquisas de imagens da galáxia usando um filtro de banda estreita em torno da linha Ha de hidrogênio (Parker et al. 2006). Isso permite que nebulosas de emissão sejam facilmente separadas das estrelas. Existem aproximadamente 2.500 nebulosas planetárias catalogadas na Galáxia Via Láctea, mas por causa da obscuridade da poeira Galáctica e da incompletude das pesquisas, a população total deve ser cerca de dez vezes maior que este número. Devido às semelhanças espectrais, nebulosas planetárias podem ser confundidas com outros objetos de linha de emissão, tais como regiões HII (nebulosas associadas com estrelas jovens), estrelas simbióticas ou novas (ambos são resultados da evolução estelar binária). A maioria das nebulosas planetárias na Via Láctea são distribuídas ao redor do plano galáctico, à medida que seus progenitores descem de uma população estelar de massa intermediária.uma vez que a luz das nebulosas planetárias está concentrada em linhas de emissão, elas podem ser facilmente distinguidas das estrelas, mesmo em galáxias distantes. Milhares de nebulosas planetárias foram catalogadas em galáxias externas a 100 milhões de anos-luz de distância. Nebulosas planetárias têm sido amplamente utilizadas como velas padrão para determinar a idade e o tamanho do universo (Jacoby 1989). Ao rastrear os padrões de velocidade das nebulosas planetárias em galáxias, os astrônomos também podem mapear a distribuição de matéria escura em galáxias.os espectros ópticos das nebulosas planetárias mostram linhas de emissão de muitos elementos pesados, muitos dos quais recentemente sintetizados por processos nucleares durante a fase anterior do ramo gigante assintótico. As nebulosas planetárias, portanto, são consideradas como agentes importantes na disseminação de elementos pesados na galáxia. Observações recentes de telescópios infravermelhos e de Ondas Milimétricas descobriram que as nebulosas planetárias contêm, além de átomos, moléculas e partículas de Estado Sólido. Na verdade, algumas nebulosas planetárias emitem a maior parte de sua energia a partir de seu componente de estado sólido na forma de radiação infravermelha distante. Moléculas de fase gasosa podem ser identificadas através de suas transições rotacionais ou Vibracionais e partículas de estado sólido através de seus modos vibracionais de retículo. Mais interessante é que as nebulosas planetárias contêm compostos orgânicos complexos de estruturas aromáticas e alifáticas (Figura 5). A comparação dos espectros de nebulosas planetárias em diferentes estágios de evolução mostra que estes compostos são sintetizados rapidamente ao longo de escalas temporais da ordem de centenas de anos (Kwok 2004). Como tal matéria orgânica é feita e que efeito tem (por exemplo, no sistema solar) de ser distribuída por toda a Galáxia são tópicos de alto interesse atual.
Figura 5: A nebulosa planetária NGC 7027 em Cygnus é uma das muitas nebulosas planetárias ricas em carbono que são ricas em conteúdo molecular, incluindo compostos orgânicos complexos (crédito: R. Ciardullo).
- Aller, L. H. (1991) Átomos, Estrelas e Nebulosas (3ª edição), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)
- Balick, B, Frank, (2002) as Formas e a elaboração das Nebulosas Planetárias, Ann. Rev. Astr. Astrophys. Jacoby, G (1989) Planetary Nebulae as standard Candles. I-Modelos Evolucionários, Astrophys. J., 339, 39
- Kwok, S (2000) A Origem e Evolução das Nebulosas Planetárias, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)
- Kwok, S (2001) Cósmica Borboletas, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)
- Kwok, S (2004), A Síntese de Compostos Orgânicos e Inorgânicos na Evoluiu Estrelas, Natureza, 430, 985
- Paczynski, B (1970) Evolução de Estrelas individuais. I. evolução estelar da sequência principal para anã branca ou Ignição De Carbono, Acta Astr. 20, 47
- Parker, Q et al. (2006) the Macquarie/Aao/Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue: MASH, Mon. Nao. Roy. Astr. Soc., 373, 79
- Schönberner, D (1981) estágios tardios da evolução estelar – estrelas centrais de nebulosas planetárias, Astr. Astrophys. 103, 119
- Shklovsky, I (1978) Estrelas: Seu Nascimento, Vida, Morte, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)
- Steffen, M Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Interpretação Básica da Nebulosa Estruturas, no IAU Symposium 234: Nebulosas Planetárias na Nossa Galáxia e Além, eds. M. J. Barlow & R. H. Méndez, p. 285
Veja também
o site do Hubble Heritage contém imagens do Telescópio Espacial Hubble de várias nebulosas planetárias.