nebuloasele planetare sunt obiecte astronomice formate în principal din materiale gazoase. Ele sunt extinse în dimensiune și fuzzy în aparență, și, în general, prezintă un anumit grad de simetrie. Nebuloasa este iluminată de o stea centrală, care uneori este prea slabă pentru a fi văzută. Deși inițial grupate cu galaxii și grupuri de stele sub clasa „nebuloase”, acum știm că galaxiile și grupurile de stele sunt alcătuite din stele, în timp ce nebuloasele planetare sunt gazoase.

nebuloasele planetare au fost descoperite de astronomi încă din secolul al 18-lea, patru nebuloase planetare fiind incluse în catalogul nebuloaselor de Charles Messier în 1784. Cea mai cunoscută nebuloasă planetară este Nebuloasa inelară din constelația Lyra (Figura 1), care poate fi observată cu ușurință cu un telescop mic vara din emisfera nordică. Termenul” nebuloase planetare ” a fost inventat de William Herschel pentru asemănarea lor aparentă cu discurile verzui ale planetelor precum Uranus și Neptun. Acest lucru s-a dovedit a fi un nume greșit nefericit, deoarece nebuloasele planetare nu au nimic de-a face cu planetele.

Figura 1: imaginea Telescopului Spațial Hubble a NGC 6720, Nebuloasa inelară (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).

• 1 Proprietățile fizice și spectrale ale nebuloaselor planetare
• 2 nebuloase planetare ca fază a evoluției stelare
• 3 morfologia nebuloaselor planetare
• 4 descoperirea și distribuția nebuloaselor planetare
• 5 Chimia nebuloaselor planetare
• 6 referințe
• 7 Vezi și

proprietățile fizice și spectrale ale nebuloaselor planetare

nebuloasele planetare au de obicei un an lumină și se extind cu o rată de aproximativ 20-50 km pe secundă. Densitatea în nebuloase este foarte scăzută, variind de la câteva sute la un milion de atomi pe centimetru cub. Astfel de condiții sunt mai bune decât orice vid se poate realiza pe Pământ. Temperatura gazului din nebuloasă este de aproximativ 10.000 de grade Celsius, iar stelele centrale ale nebuloaselor planetare sunt printre cele mai fierbinți stele din univers, cu temperaturi cuprinse între 25.000 și peste 200.000 de grade Celsius. Stelele centrale sunt, de asemenea, foarte luminoase, de obicei de sute până la mii de ori mai luminoase decât Soarele. Cu toate acestea, din cauza temperaturilor ridicate, ele radiază în primul rând în ultraviolete și sunt adesea slabe în lumina vizibilă.

spectrele nebuloaselor planetare sunt fundamental diferite de cele ale stelelor. În loc de o culoare continuă de la roșu la albastru ca în cazul soarelui, spectrele nebuloaselor planetare sunt dominate de linii de emisie discrete emise de atomi și ioni. Spre deosebire de stele, ale căror Spectre continue le conferă un aspect alb compozit, nebuloasele planetare au o bogată varietate de culori. Câteva exemple de linii de emisie puternice sunt linia roșie a hidrogenului și linia verde a oxigenului dublu ionizat (o++). Aceste linii luminoase de emisie sunt alimentate de steaua centrală, care este sursa de energie pentru întreaga nebuloasă. Lumina ultravioletă emisă de steaua centrală este interceptată de atomii din nebuloasă și transformată în radiații de linie vizibile. Mai întâi, lumina ultravioletă îndepărtează electronii din atom (într-un proces numit fotoionizare). Electronii eliberați fie se recombină cu ionul și emit o linie de recombinare, fie se ciocnesc cu alți atomi și ioni pentru a provoca emisia unei linii excitate în coliziune. Din cauza condițiilor de densitate scăzută, liniile atomice care sunt în general suprimate în condiții de densitate mare ca în laboratorul de pe Pământ, dar care pot fi produse în condiții de densitate scăzută a nebuloaselor planetare. Aceste „linii interzise” (dintre care linia verde de oxigen este un exemplu) sunt foarte proeminente în nebuloasele planetare, făcându-le laboratoare ideale pentru a studia fizica atomică (Aller 1991).

nebuloasele planetare sunt printre puținele clase de obiecte cerești care radiază puternic în întregul spectru electromagnetic de la radio la raze X. Radiația radio continuum este emisă de componenta gazoasă ionizată a nebuloaselor. Componentele moleculare și în stare solidă contribuie la radiațiile din regiunile cu unde infraroșii și submilimetrice (vezi secțiunea de mai jos). Regiunea optică este dominată de emisiile de linii atomice din gazul ionizat. O bulă de milioane de grade de gaz cu densitate extrem de scăzută creată de procesul de interacțiune a vânturilor produce emisii în raze X.

nebuloasele planetare ca fază a evoluției stelare

deși existența nebuloaselor planetare este cunoscută de peste 200 de ani, originea lor nu a fost înțeleasă decât relativ recent. În 1956, astronomul rus Josif Shklovsky a sugerat că nebuloasele planetare reprezintă obiecte în etapele târzii ale evoluției stelare și sunt descendenți ai giganților roșii și precursori ai piticilor albi (Shklovsky 1978). Această ipoteză a fost susținută de SUA. astronomii George Abell și Peter Goldreich care în 1966 au sugerat că nebuloasele reprezintă atmosferele ejectate ale giganților roșii și că stelele centrale sunt rămășițe ale miezurilor gigantice roșii. Cu toate acestea, motivul fizic al ejecției nu a fost cunoscut. În 1970, astronomul polonez Bohdan Paczynski a stabilit că stelele centrale ale nebuloaselor planetare sunt nuclee de stele de ramură gigant asimptotice (un tip de giganți roșii foarte vechi) și că generează energie prin arderea nucleară a hidrogenului într-o coajă deasupra miezului (Paczynski 1970). Traseele evolutive calculate de Paczynski, extinse prin calcule suplimentare de către astronomul German Detlef Sch Inksktsnberner (Sch Inksktsnberner 1981), definesc calea precisă a evoluției nebuloaselor planetare în schema etapelor târzii ale evoluției stelare.problema ejecției nebuloaselor a fost rezolvată în 1978, când astronomii Canadieni Sun Kwok, Chris Purton și Pim FitzGerald au urmărit originea nebuloaselor până la vânturile stelare de la stele de ramură gigant asimptotice și au arătat că structura asemănătoare cochiliei nebuloaselor este rezultatul unui efect de „plug de zăpadă” al coliziunii a două vânturi stelare. Acest „model de vânt care interacționează”a fost utilizat pe scară largă pentru a modela structura morfologică a nebuloaselor planetare (Balick & Frank 2002). Înțelegerea noastră actuală este că stelele născute cu mase în intervalul de 1 până la 8 ori masa Soarelui vor evolua prin stadiul nebuloaselor planetare. Deoarece aceste stele constituie aproximativ 95% din întreaga populație stelară galactică, nebuloasele planetare, nu supernovele, sunt soarta finală a majorității stelelor. O descriere mai amplă a înțelegerii noastre moderne a originii și evoluției nebuloaselor planetare poate fi găsită în această carte.

Figura 2: Nebuloasa proto-planetară Nebuloasa vată de zahăr (IRAS 17150-3224) în constelația Scorpius așa cum a fost observat de Telescopul Spațial Hubble (credit: Sun Kwok, Bruce Hrivnak, și Kate Su).

nebuloasele planetare sunt obiecte care evoluează rapid. Din momentul în care steaua părăsește ramura gigantă asimptotică până în momentul în care arde combustibilul hidrogen disponibil și se estompează treptat pentru a deveni o pitică albă, timpul total este de câteva zeci de mii de ani. Deoarece viețile tipice ale stelelor sunt măsurate în miliarde de ani, nebuloasele planetare reprezintă, prin urmare, o fază scurtă de glorie aproape de sfârșitul vieții unei stele. Trecerea de la ramura gigantă asimptotică la începutul fotoionizării, adică când temperatura stelei centrale atinge 25.000 de grade, este de aproximativ câteva mii de ani. În această fază, nebuloasa nu strălucește prin emisia de linie, ci doar prin lumina reflectată de steaua centrală. Obiectele din această perioadă de tranziție, cunoscute sub numele de „nebuloase proto-planetare” (Figura 2), au reprezentat o verigă lipsă în înțelegerea evoluției nebuloaselor planetare. Nebuloasele Proto-planetare au fost descoperite abia în anii 1980, iar observațiile acestor obiecte oferă informații atât de necesare despre evoluția morfologică, dinamică și chimică a nebuloaselor planetare.

morfologia nebuloaselor planetare

Figura 3: Nebuloasa bipolară NGC 2346 din constelația Monoceros (credit: NASA și Institutul de științe ale telescopului spațial).

nebuloasele planetare au o varietate de structuri morfologice, făcându-le nu numai frumoase de privit, ci și provocatoare de înțeles. Sensibilitatea ridicată și puterea de rezolvare furnizate de Telescopul Spațial Hubble ne-au extins foarte mult viziunile asupra nebuloaselor planetare (vezi imagini în Kwok 2001). Deși multe nebuloase planetare au structuri asemănătoare cochiliei similare cu cele ale nebuloasei inelare, unele prezintă structuri asemănătoare fluturilor cu o pereche de lobi bipolari (Figura 3). Alte nebuloase planetare bipolare cunoscute includ NGC 6302 în Scorpius, Hubble 5 în Săgetător, NGC 6537 în Săgetător etc. Gândirea actuală este că lobii bipolari sunt creați de un vânt stelar de mare viteză, colimat, deși originea fizică a naturii direcționale a acestui vânt nu este înțeleasă. Astronomii cred acum că transformarea de la o formă sferică la bipolară are loc foarte rapid, probabil într-o perioadă de câteva sute de ani.observațiile Telescopului Spațial Hubble au arătat că multe nebuloase planetare au mai multe straturi, iar acestea sunt etichetate ca „cochilii”, „coroane” și „halouri”. Modelarea computerizată (Steffen & Schoenberner 2006) a demonstrat că aceste structuri multiple de coajă sunt consecința dinamică a interacțiunii vânturilor (vezi secțiunea anterioară), precum și efectele fotoionizării în schimbare ale stelei centrale în evoluție. Alte structuri morfologice minore includ arce, inele, jeturi, ansaes și lobi multipli și reflectă probabil natura episodică și/sau schimbătoare de direcție a vânturilor stelare (Figura 4).

Figura 4: Arcurile concentrice circulare pot fi văzute în jurul nebuloasei planetare NGC 6543 (credit: NASA și Space Telescope Science Institute).

structurile morfologice bogate ale nebuloaselor planetare sugerează că există procese dinamice complexe la locul de muncă, care implică, de exemplu, ejecție, colimare și precesie. O mai bună înțelegere a mecanismelor fizice din spatele acestor structuri morfologice va ajuta astronomii să înțeleagă fenomene mai îndepărtate, cum ar fi nucleele galactice active.

descoperirea și distribuția nebuloaselor planetare

nebuloasele planetare sunt de obicei identificate prin spectrul lor de linii de emisie. Cele mai recente descoperiri ale noilor nebuloase planetare sunt rezultatul sondajelor imagistice ale galaxiei folosind un filtru cu bandă îngustă în jurul liniei Ha de hidrogen (Parker și colab. 2006). Acest lucru permite ca nebuloasele de emisie să fie ușor separate de stele. Există aproximativ 2.500 de nebuloase planetare catalogate în Galaxia Calea Lactee, dar din cauza obscurității prafului galactic și a incompletenței anchetelor, se așteaptă ca populația totală să fie de aproximativ zece ori mai mare decât acest număr. Datorită asemănărilor spectrale, nebuloasele planetare pot fi confundate cu alte obiecte din linia de emisie, cum ar fi regiunile HII (nebuloase asociate cu stele tinere), stele simbiotice sau novae (ambele sunt rezultate ale evoluției binare a stelelor). Cele mai multe nebuloase planetare din Galaxia Calea Lactee sunt distribuite în jurul planului Galactic, deoarece progenitorii lor coboară dintr-o populație stelară cu masă intermediară.deoarece lumina din nebuloasele planetare este concentrată în liniile de emisie, ele pot fi ușor distinse de stele chiar și în galaxiile îndepărtate. Mii de nebuloase planetare au fost acum catalogate în galaxii externe la o distanță de 100 de milioane de ani lumină distanță. Nebuloasele planetare au fost utilizate pe scară largă ca lumânări standard pentru a determina vârsta și dimensiunea universului (Jacoby 1989). Urmărind modelele de viteză ale nebuloaselor planetare din galaxii, astronomii pot, de asemenea, să cartografieze distribuția materiei întunecate în galaxii.

chimia nebuloaselor planetare

spectrele optice ale nebuloaselor planetare prezintă linii de emisie a multor elemente grele, dintre care multe sintetizate recent prin procese nucleare în timpul fazei anterioare de ramură gigant asimptotică. Prin urmare, nebuloasele planetare sunt considerate agenți importanți în răspândirea elementelor grele în galaxie. Observațiile recente efectuate de telescoapele cu infraroșu și cu unde milimetrice au descoperit că nebuloasele planetare conțin, pe lângă atomi, molecule și particule în stare solidă. De fapt, unele nebuloase planetare emit cea mai mare parte a energiei lor din componenta lor în stare solidă sub formă de radiații infraroșii îndepărtate. Moleculele în fază gazoasă pot fi identificate prin tranzițiile lor rotative sau vibraționale și particulele în stare solidă prin modurile lor vibraționale de rețea. Cel mai interesant este că nebuloasele planetare conțin compuși organici complexi ai structurilor aromatice și alifatice ( Figura 5). Comparația spectrelor nebuloaselor planetare în diferite stadii de evoluție arată că acești compuși sunt sintetizați rapid în intervale de timp de ordinul sutelor de ani (Kwok 2004). Cum se face o astfel de materie organică și ce efect are (de exemplu, asupra sistemului solar) de a fi distribuit în întreaga galaxie sunt subiecte de mare interes actual.

Figura 5: Nebuloasa planetară NGC 7027 din Cygnus este una dintre numeroasele nebuloase planetare bogate în carbon care sunt bogate în conținut molecular, inclusiv compuși organici complexi (credit: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) atomi, stele și nebuloase (ediția a 3-a), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, a (2002) Shapes and Shaping of Planetary nebuloase, Ann. Rev. Astr. Astrofizică. 40, 439

• Jacoby, G (1989) nebuloase planetare ca lumânări Standard. I-Modele Evolutive, Astrofizice. J., 339, 39

• Kwok, s (2000) originea și evoluția nebuloaselor planetare, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, s (2001) fluturi cosmice, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, s (2004) sinteza compușilor organici și anorganici în stele evoluate, natura, 430, 985

• Paczynski, b (1970) evoluția stelelor unice. I. evoluția stelară de la secvența principală la pitica albă sau aprinderea carbonului, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q și colab. (2006) catalogul nebuloasei planetare Macquarie/Aao/Strasbourg Ha: MASH, Mon. Nu. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Sch (1981) etapele târzii ale evoluției stelare – stelele centrale ale nebuloaselor planetare, Astr. Astrofizică. 103, 119

• Shklovsky, I (1978) Stele: nașterea, viața, moartea lor, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, m Sch (2006) interpretarea hidrodinamică a structurilor Nebulare de bază, în Simpozionul IAU 234: nebuloase planetare în galaxia noastră și nu numai, eds. M. J. Barlow & R. H. M. 285

Vezi și

site-ul web al Patrimoniului Hubble conține imagini ale telescopului spațial Hubble ale unui număr de nebuloase planetare.