www.wikidata.uk-ua.nina.az

Планетарна туманність Планета рна тума нність астрономічний об єкт що складається з іонізованої газової оболонки й центр

Планетарна туманність

Планета́рна тума́нність — астрономічний об'єкт, що складається з іонізованої газової оболонки й центральної зорі — гарячого білого карлика, що збуджує світіння туманності. Планетарні туманності утворюються внаслідок скидання зовнішніх шарів (оболонок) червоних гігантів масою 2,5—8 M☉ на завершальній стадії їхньої еволюції. Планетарна туманність — швидкоплинне явище (за астрономічними мірками), що триває лише кілька десятків тисяч років (тоді як зоря існує мільярди років). У Чумацькому Шляху виявлено близько 1500 планетарних туманностей.

NGC 6543, Туманність Котяче Око — внутрішня ділянка, зображення в псевдокольорах (червоний — Hα; синій — нейтральний кисень, 630 нм; зелений — іонізований азот, 658,4 нм).

Процес утворення планетарних туманностей, разом зі спалахами наднових, відіграє важливу роль в хімічній еволюції галактик, викидаючи в міжзоряний простір речовину, збагачену важкими елементами — продуктами зоряного нуклеосинтезу.

Останніми роками за допомогою знімків, отриманих космічним телескопом Габбл, вдалося з'ясувати, що багато планетарних туманностей мають дуже складну й своєрідну структуру. Попри те, що приблизно п'ята частина з них має кулясту форму, більшість не має ніякої симетрії. Механізми, завдяки яким утворюється таке розмаїття форм, остаточно не з'ясовано. Вважається, що велику роль у цьому можуть грати взаємодія зоряного вітру у подвійних зорях, магнітного поля і міжзоряного середовища.

Історія досліджень Редагувати

Туманність Гантель в умовних кольорах

Планетарні туманності є здебільшого тьмяними об'єктами і, зазвичай, не видні неозброєним оком. Першою відкритою планетарною туманністю була туманність Гантель у сузір'ї Лисички: Шарль Месс'є, що шукав комети, під час складання свого каталогу туманностей (нерухомих об'єктів, схожих на комети) 1764 року заніс її до каталогу під номером M27. У 1784 р. Вільям Гершель, першовідкривач Урану, під час складання свого каталогу виділив їх в окремий клас туманностей (class IV nebulae) і запропонував для них термін «планетарна туманність» через їхню видиму схожість з диском планети Уран.

Незвичність природи планетарних туманностей виявилася в середині XIX століття, із початком застосування в спостереженнях методу спектроскопії. Вільям Гаґґінс став першим астрономом, що отримав спектри планетарних туманностей, — об'єктів, що виділялися своєю незвичністю:

«Одними з найзагадковіших із цих чудових об'єктів є ті, які при телескопічному спостереженні мають вигляд круглих або трохи овальних дисків… Чудовий і їхній зеленувато-блакитний колір, надзвичайно рідкісний для одиночних зір. Крім того, в цих туманностях немає ознак центрального згущення. За цими ознаками планетарні туманності різко виділяються як об'єкти, яким мають властивості, котрі абсолютно відрізняються від властивостей Сонця й нерухомих зір. Із цих міркувань, а також завдяки їх яскравості, я вибрав ці туманності як найвідповідніші для спектроскопічного дослідження»

При вивченні Гаґґінсом спектрів туманностей NGC 6543 (Котяче Око), M27 (Гантель), M57 (кільцева туманність в Лірі) і деяких інших, виявилось, що їх спектр надзвичайно відрізняється від спектрів зір: усі отримані на той час спектри зір були спектрами поглинання (безперервний спектр з великою кількістю темних ліній), тоді як спектри планетарних туманностей виявилися спектрами з невеликою кількістю емісійних ліній. Це означало, що їх природа докорінно відрізняється від природи зір:

Поза сумнівом, що туманності 37 H IV (NGC 3242), Struve 6 (NGC 6572), 73 H IV (NGC 6826), 1 H IV (NGC 7009), 57 M, 18 H. IV (NGC 7662) і 27 M не можуть більше вважатися скупченнями зір такого типу як наше Сонце. <.> ці об'єкти мають особливу структуру, яка їх відрізняє<.> ми, ймовірно, повинні вважати ці об'єкти величезними масами газу або пари, що світиться.

Іншою проблемою був хімічний склад планетарних туманностей: Гаґґінс шляхом порівняння з еталонними спектрами зумів ідентифікувати лінії азоту й водню, проте найяскравіша з ліній з довжиною хвилі 500,7 нм не спостерігалася в спектрах відомих тоді хімічних елементів. Було висунуто припущення, що ця лінія відповідає невідомому елементу. Йому навіть дали назву небулій — за аналогією з ідеєю, що привела до відкриття гелію внаслідок спектрального аналізу Сонця 1868 року, а відповідні лінії в спектрах отримали назву небулярних.

Проте припущення про відкриття нового елементу не підтвердилися. На початку XX століття Генрі Расселл висунув гіпотезу про те, що лінія на 500,7 нм відповідає не новому елементу, а старому в невідомих умовах.

У 20-х роках XX століття було доведено, що в дуже розріджених газах атоми й іони можуть переходити в збуджені метастабільні стани, які при більшій щільності не можуть існувати тривалий час (через часті зіткнення частинок між собою). 1927 року Бовен ідентифікував лінію 500,7 нм як таку, що виникає під час переходу двічі іонізованого атома кисню з метастабільного стану в основний (OIII). Спектральні лінії такого типу можна спостерігати лише за дуже низької густини. Їх називають забороненими лініями. Таким чином, спектроскопічні спостереження дали можливість оцінити верхню межу щільності газу туманностей. Разом із тим, спектри планетарних туманностей, отримані на щілистих спектрометрах, показали «злами» й розщеплення ліній унаслідок допплерівського зсуву ділянок туманності, що рухаються з різною швидкістю, що дозволило оцінити швидкістю розширення планетарних туманностей - близько 20-40 км/с.

Незважаючи на докладне розуміння будови, складу й механізму випромінювання планетарних туманностей, питання про їхнє походження залишалося відкритим до середини 50-х років XX століття, поки І. С. Шкловський не звернув увагу, що коли екстраполювати параметри планетарних туманностей до початку їхнього розширення, то отриманий набір параметрів збігається з властивостями атмосфер червоних гігантів, а властивості їхніх ядер — з властивостями гарячих білих карликів,. Ця теорія походження планетарних туманностей підтверджена численними спостереженнями й розрахунками.

До кінця XX століття вдосконалення технологій дозволило детальніше вивчити планетарні туманності. Космічні телескопи дозволили досліджувати їхні спектри поза межами видимого діапазону, що неможливо було зробити раніше, спостерігаючи їх з поверхні Землі. Спостереження в інфрачервоному й ультрафіолетовому діапазонах хвиль дали нову, набагато точнішу оцінку температури, густини й хімічного складу планетарних туманностей. Застосування технології ПЗС-матриць дозволило проводити аналіз істотно менш чітких спектральних ліній. Використання космічного телескопа Габбл розкрило надзвичайно складну структуру планетарних туманностей, що раніше вважалися простими й однорідними.

У спектральній класифікації зір для спектрів планетарних туманностей виділено окремий клас P, хоча таке позначення рідко застосовується на практиці.

Походження Редагувати

Будова симетричної планетарної туманності. Швидкий зоряний вітер (блакитні стрілки) гарячого білого карлика — ядра туманності (у центрі), стикаючись з скинутою оболонкою — повільним зоряним вітром червоного гіганта (червоні стрілки), створює щільну оболонку (блакитного кольору), яка світиться під впливом ультрафіолетового випромінювання ядра.

Планетарні туманності є завершальним етапом еволюції для багатьох зір. Наше Сонце є зорею середнього розміру, лише небагато зір перевершують його за масою. Зорі з масою у декілька разів більше сонячної на завершальному етапі існування вибухають як наднові. Зорі проміжної й малої маси в кінці еволюційного шляху створюють планетарні туманності.

Типова зоря масою близько сонячної світить упродовж більшої частини свого існування завдяки реакціям термоядерного синтезу гелію з водню в її ядрі. Енергія, що вивільняється в цих реакціях, підтримує високу температуру й тиск у надрах зорі й утримує її від колапсу під дією власного тяжіння, роблячи її тим самим стабільною.

Після кількох мільярдів років запас водню в ядрі вичерпується, температура зменшується, тиск стає недостатнім для утримання зовнішніх шарів. Ядро починає стискатися і, внаслідок цього, знову нагрівається. На сучасному етапі еволюції температура ядра Сонця становить приблизно 15 млн K, а після того, як запас водню буде вичерпано, стиснення ядра призведе до збільшення його температури. При цьому зовнішні шари охолоджуються й значно збільшуються в розмірах через дуже високу температуру ядра. Зоря перетворюється на червоного гіганта. Ядро на цій стадії продовжує стискатися й нагріватися; досягши температури в 100 млн K, починається процес синтезу карбону й оксигену з гелію.

Відновлення термоядерних реакцій дозволяє призупинити подальше стискання ядра. Вигоряння гелію незабаром створює інертне ядро, що складається з вуглецю й кисню, оточене оболонкою з гелію, що горить. Термоядерні реакції за участю гелію дуже чутливі до температури. Швидкість перебігу реакції пропорційна T40, тобто збільшення температури всього на 2 % приведе до подвоєння швидкості перебігу реакції. Це робить зорю дуже нестабільною: незначне збільшення температури викликає швидке збільшення швидкості ходу реакцій, підвищуючи виділення енергії, що, у свою чергу, призводить збільшення температури. Верхні шари гелію, що горить, починають швидко розширюватися, температура знижується, реакція сповільнюється. Така нестабільність може бути причиною потужних пульсацій, іноді досить сильних, щоб викинути значну частину атмосфери зорі в навколишній простір.

Викинутий газ формує навколо оголеного ядра зорі оболонку, яка розширюється. У міру того, як усе більша частина атмосфери відділяється від зорі, відкриваються все глибші й глибші шари з вищими температурами. Коли оголена фотосфера досягає температури 30 000 K, енергія ультрафіолетових фотонів, які випромінюються, стає достатньою для іонізації атомів викинутої речовини, що змушує її світитися. Таким чином, хмара стає планетарною туманністю.

Тривалість життя Редагувати

Комп'ютерне моделювання формування планетарної туманності із зірки з диском неправильної форми, що ілюструє, як мала початкова асиметрія може в результаті призвести до утворення об'єкта зі складною структурою.

Речовина планетарної туманності розлітається від центральної зорі зі швидкістю декілька десятків кілометрів на секунду. У той же час, після перетворення речовини центральна зоря остигає, випромінюючи залишки енергії; термоядерні реакції припиняються, оскільки зоря не має достатньої маси для підтримки температури, потрібної для синтезу вуглецю і кисню. Врешті-решт, зоря остигне настільки, що випромінюваного ультрафіолету буде недостатньо для іонізації газової оболонки, яка віддалилася. Речовина в газовій хмарі рекомбінує, стаючи невидимою. Для типової планетарної туманності час від утворення до рекомбінації становить 10 000 років.

Галактичні переробники Редагувати

Планетарні туманності відіграють значну роль в еволюції галактик. Ранній Всесвіт складався в основному з водню й гелію, але з часом в результаті термоядерного синтезу в зорях утворилися важчі елементи. Речовина планетарних туманностей має високий вміст вуглецю, азоту й кисню, у міру розширення міжзоряний простір збагачується цими важкими елементами, загалом званими астрономами «металами».

Подальші покоління зір, що формуються з міжзоряної речовини, міститимуть більшу початкову кількість важких елементів; хоча їхня наявність у складі зір залишається невеликою, вони відчутно впливають на еволюцію зір. Зорі, що сформувалися незабаром після утворення Всесвіту, містять відносно малі кількості металів — їх відносять до зір II типу. Зірки, збагачені важкими елементами, належать до зірок I типу.

Характеристики Редагувати

Фізичні характеристики Редагувати

Типова планетарна туманність має середній розмір один світловий рік і складається з сильно розрідженого газу щільністю близько 1000 частинок на см³, що значно менше в порівнянні, наприклад, зі щільністю атмосфери Землі, але приблизно в 10-100 разів більше, ніж щільність міжпланетного простору на відстані орбіти Землі від Сонця. Молоді планетарні туманності мають найбільшу щільність, що іноді досягає 106 частинок на см³. У міру старіння туманностей їхнє розширення приводить до зменшення щільності.

Випромінювання центральної зорі нагріває гази до електронної температури близько 10 000 K. Парадоксально, що температура нерідко підвищується зі збільшенням відстані від центру. Це відбувається тому, що чим більшу енергію має фотон, тим менша ймовірність його поглинання. Тому низькоенергетичні фотони повністю поглинаються внутрішніми ділянками туманності, а до зовнішніх доходять лише ті, які мають високу енергію. Їх поглинання зумовлює більшу температуру цих ділянок.

Туманності поділяють на бідні речовиною та бідні випромінюванням[джерело?]. У першому випадку туманність не має достатньої кількості речовини для поглинання всіх ультрафіолетових фотонів, що випромінюються зорею. Тому видима туманність повністю іонізована. В іншому ж випадку центральна зоря випромінює недостатньо ультрафіолету, щоб іонізувати весь навколишній газ, іонізаційний фронт переходить у нейтральний міжзоряний простір.

Оскільки більша частина газу планетарної туманності іонізована (тобто, є плазмою), на її структуру значно впливає дія магнітних полів, викликаючи такі феномени, як волокнистість і нестабільність плазми.

Кількість і розподіл Редагувати

У нашій Галактиці, що складається з 200 мільярдів зір, відомо 1500 планетарних туманностей. Коротка тривалість їх існування, у порівнянні з зоряною, є причиною їхньої малої кількості. В основному, всі вони лежать в площині Чумацького Шляху, переважно зосереджуються поблизу центра галактики, і практично не спостерігаються в зоряних скупченнях.

Використання ПЗС-матриць замість фотоплівки в астрономічних дослідженнях дозволило значно розширити список відомих планетарних туманностей[джерело?].

Структура Редагувати

Біполярна планетарна туманність

Чимало планетарних туманностей симетричні або мають майже сферичний вигляд, що не заважає їм набувати багато дуже складних форм. Приблизно 10 % планетарних туманностей практично біполярні, і лише мала їхня кількість асиметричні. Відома навіть прямокутна планетарна туманність. Причини такого розмаїття форм до кінця не з'ясовано, але вважається, що велику роль може відігравати гравітаційна взаємодія зір у подвійних системах. За іншою версією, рівномірне розтікання речовини під час утворення туманностей порушують екзопланети. У січні 2005 року американські астрономи оголосили про перше виявлення магнітних полів навколо центральних зірок двох планетарних туманностей, а потім висунули припущення, що саме вони частково або повністю відповідальні за форму цих туманностей. Істотна роль магнітних полів у планетарних туманностях була передбачена Грогором Гурзадяном ще в 1960-ті роки. Є також припущення, що біполярна форма може бути обумовлена взаємодією ударних хвиль від розповсюдження фронту детонації в шарі гелію на поверхні білого карлика, що формується (наприклад, в туманностях Котяче Око, Пісочний Годинник, Мураха).

Поточні питання у вивченні планетарних туманностей Редагувати

Одна з проблем у вивченні планетарних туманностей — точне визначення відстані до них. Для деяких довколишніх планетарних туманностей можливо обчислити відстань, використовуючи виміри паралаксу розширення: знімки з високою роздільною здатністю, отримані за декілька років, показують розширення туманності перпендикулярно до променя зору, а спектроскопічний аналіз доплерівського зсуву дає змогу обчислити швидкість розширення вздовж променя зору. Порівняння кутового розширення з отриманою швидкістю розширення зробить можливим обчислення відстані до туманності.

Існування такого розмаїття форм туманностей є темою гарячих дискусій. Поширена думка, що причиною цього може бути взаємодія між собою різних фрагментів речовини, які віддаляються від зорі з різною швидкістю. Деякі астрономи вважають, що подвійні зоряні системи відповідальні, принаймні, за найскладніші контури планетарних туманностей. Недавні дослідження підтвердили наявність у декількох планетарних туманностей потужних магнітних полів, припущення про що вже неодноразово висувалися. Магнітні взаємодії з іонізованим газом також можуть відігравати деяку роль у становленні форми деяких з них.

Існують дві різні методики оцінки металічності туманностей, що ґрунтуються на різних типах спектральних ліній[джерело?]. Іноді ці два методи дають абсолютно несхожі результати[джерело?]. Деякі астрономи схильні пояснювати це наявністю слабких флуктуацій температури в межах планетарної туманності. Інші вважають, що відмінності в спостереженнях надто разючі, щоб пояснити їх за допомогою температурних ефектів. Вони висувають припущення про існування холодних згустків, що містять дуже малу кількість водню. Проте згустки, наявність яких, на їхню думку, здатна пояснити різницю в оцінці кількості металів, жодного разу не спостерігалися[джерело?].

Див. також Редагувати

Нотатки Редагувати

  1. Часто замість терміну «термоядерний синтез» уживається термін «горіння», у наведеному випадку — «горіння водню»

Примітки Редагувати

  1. William Herschel, 1802. [XVIII.] Catalogue of 500 new Nebulae, nebulous Stars, planetary Nebulae, and Clusters of Stars; with Remarks on the Construction of the Heavens. By William Herschel, LL.D.F.R.S. Read July 1, 1802. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), p. 477—528.
  2. Ibid
  3. Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
  4. Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
  5. Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, № 3, 1956. — сс. 315—329.
  6. . Архів оригіналу за 10 грудня 2005. Процитовано 11 серпня 2007. 
  7. Гурзадян Г. А. Планетарные туманности. — М.: Наука, 1993.

Бібліографія Редагувати

  1. Аллер Л., Лиллер. У. Планетарные туманности. — М.: Мир, 1971.
  2. Костякова Е. Б. Физика планетарных туманностей. — М.: Наука, 1982.
  3. Потташ С. Планетарные туманности. — М.: Мир, 1987.
  4. Jordan, S., Werner, K., O'Toole, S.J. (2005), Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae, Astronomy & Astrophysics, 432, 273.
  5. Parker, Q.A., Hartley, M., Russell, D. et al. (2003) A Rich New Vein of Planetary Nebulae From the AAO/UKST Hα Survey, Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Eds. Sun Kwok, Michael Dopita, and Ralph Sutherland, 25.
  6. Soker, N. (2002), Why every bipolar planetary nebula is 'unique', Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 330, 481.

Посилання Редагувати

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Planeta rna tuma nnist astronomichnij ob yekt sho skladayetsya z ionizovanoyi gazovoyi obolonki j centralnoyi zori garyachogo bilogo karlika sho zbudzhuye svitinnya tumannosti Planetarni tumannosti utvoryuyutsya vnaslidok skidannya zovnishnih shariv obolonok chervonih gigantiv masoyu 2 5 8 M na zavershalnij stadiyi yihnoyi evolyuciyi Planetarna tumannist shvidkoplinne yavishe za astronomichnimi mirkami sho trivaye lishe kilka desyatkiv tisyach rokiv todi yak zorya isnuye milyardi rokiv U Chumackomu Shlyahu viyavleno blizko 1500 planetarnih tumannostej NGC 6543 Tumannist Kotyache Oko vnutrishnya dilyanka zobrazhennya v psevdokolorah chervonij Ha sinij nejtralnij kisen 630 nm zelenij ionizovanij azot 658 4 nm Proces utvorennya planetarnih tumannostej razom zi spalahami nadnovih vidigraye vazhlivu rol v himichnij evolyuciyi galaktik vikidayuchi v mizhzoryanij prostir rechovinu zbagachenu vazhkimi elementami produktami zoryanogo nukleosintezu Ostannimi rokami za dopomogoyu znimkiv otrimanih kosmichnim teleskopom Gabbl vdalosya z yasuvati sho bagato planetarnih tumannostej mayut duzhe skladnu j svoyeridnu strukturu Popri te sho priblizno p yata chastina z nih maye kulyastu formu bilshist ne maye niyakoyi simetriyi Mehanizmi zavdyaki yakim utvoryuyetsya take rozmayittya form ostatochno ne z yasovano Vvazhayetsya sho veliku rol u comu mozhut grati vzayemodiya zoryanogo vitru u podvijnih zoryah magnitnogo polya i mizhzoryanogo seredovisha Zmist 1 Istoriya doslidzhen 2 Pohodzhennya 3 Trivalist zhittya 4 Galaktichni pererobniki 5 Harakteristiki 5 1 Fizichni harakteristiki 5 2 Kilkist i rozpodil 5 3 Struktura 6 Potochni pitannya u vivchenni planetarnih tumannostej 7 Div takozh 8 Notatki 9 Primitki 10 Bibliografiya 11 PosilannyaIstoriya doslidzhen Redaguvati nbsp Tumannist Gantel v umovnih kolorahPlanetarni tumannosti ye zdebilshogo tmyanimi ob yektami i zazvichaj ne vidni neozbroyenim okom Pershoyu vidkritoyu planetarnoyu tumannistyu bula tumannist Gantel u suzir yi Lisichki Sharl Mess ye sho shukav kometi pid chas skladannya svogo katalogu tumannostej neruhomih ob yektiv shozhih na kometi 1764 roku zanis yiyi do katalogu pid nomerom M27 U 1784 r Vilyam Gershel pershovidkrivach Uranu pid chas skladannya svogo katalogu vidiliv yih v okremij klas tumannostej class IV nebulae 1 i zaproponuvav dlya nih termin planetarna tumannist cherez yihnyu vidimu shozhist z diskom planeti Uran Nezvichnist prirodi planetarnih tumannostej viyavilasya v seredini XIX stolittya iz pochatkom zastosuvannya v sposterezhennyah metodu spektroskopiyi Vilyam Gaggins stav pershim astronomom sho otrimav spektri planetarnih tumannostej ob yektiv sho vidilyalisya svoyeyu nezvichnistyu Odnimi z najzagadkovishih iz cih chudovih ob yektiv ye ti yaki pri teleskopichnomu sposterezhenni mayut viglyad kruglih abo trohi ovalnih diskiv Chudovij i yihnij zelenuvato blakitnij kolir nadzvichajno ridkisnij dlya odinochnih zir Krim togo v cih tumannostyah nemaye oznak centralnogo zgushennya Za cimi oznakami planetarni tumannosti rizko vidilyayutsya yak ob yekti yakim mayut vlastivosti kotri absolyutno vidriznyayutsya vid vlastivostej Soncya j neruhomih zir Iz cih mirkuvan a takozh zavdyaki yih yaskravosti ya vibrav ci tumannosti yak najvidpovidnishi dlya spektroskopichnogo doslidzhennya 2 Pri vivchenni Gagginsom spektriv tumannostej NGC 6543 Kotyache Oko M27 Gantel M57 kilceva tumannist v Liri i deyakih inshih viyavilos sho yih spektr nadzvichajno vidriznyayetsya vid spektriv zir usi otrimani na toj chas spektri zir buli spektrami poglinannya bezperervnij spektr z velikoyu kilkistyu temnih linij todi yak spektri planetarnih tumannostej viyavilisya spektrami z nevelikoyu kilkistyu emisijnih linij Ce oznachalo sho yih priroda dokorinno vidriznyayetsya vid prirodi zir Poza sumnivom sho tumannosti 37 H IV NGC 3242 Struve 6 NGC 6572 73 H IV NGC 6826 1 H IV NGC 7009 57 M 18 H IV NGC 7662 i 27 M ne mozhut bilshe vvazhatisya skupchennyami zir takogo tipu yak nashe Sonce lt gt ci ob yekti mayut osoblivu strukturu yaka yih vidriznyaye lt gt mi jmovirno povinni vvazhati ci ob yekti velicheznimi masami gazu abo pari sho svititsya 3 Inshoyu problemoyu buv himichnij sklad planetarnih tumannostej Gaggins shlyahom porivnyannya z etalonnimi spektrami zumiv identifikuvati liniyi azotu j vodnyu prote najyaskravisha z linij z dovzhinoyu hvili 500 7 nm ne sposterigalasya v spektrah vidomih todi himichnih elementiv Bulo visunuto pripushennya sho cya liniya vidpovidaye nevidomomu elementu Jomu navit dali nazvu nebulij za analogiyeyu z ideyeyu sho privela do vidkrittya geliyu vnaslidok spektralnogo analizu Soncya 1868 roku a vidpovidni liniyi v spektrah otrimali nazvu nebulyarnih Prote pripushennya pro vidkrittya novogo elementu ne pidtverdilisya Na pochatku XX stolittya Genri Rassell visunuv gipotezu pro te sho liniya na 500 7 nm vidpovidaye ne novomu elementu a staromu v nevidomih umovah U 20 h rokah XX stolittya bulo dovedeno sho v duzhe rozridzhenih gazah atomi j ioni mozhut perehoditi v zbudzheni metastabilni stani yaki pri bilshij shilnosti ne mozhut isnuvati trivalij chas cherez chasti zitknennya chastinok mizh soboyu 1927 roku Boven identifikuvav liniyu 500 7 nm yak taku sho vinikaye pid chas perehodu dvichi ionizovanogo atoma kisnyu z metastabilnogo stanu v osnovnij OIII 4 Spektralni liniyi takogo tipu mozhna sposterigati lishe za duzhe nizkoyi gustini Yih nazivayut zaboronenimi liniyami Takim chinom spektroskopichni sposterezhennya dali mozhlivist ociniti verhnyu mezhu shilnosti gazu tumannostej Razom iz tim spektri planetarnih tumannostej otrimani na shilistih spektrometrah pokazali zlami j rozsheplennya linij unaslidok dopplerivskogo zsuvu dilyanok tumannosti sho ruhayutsya z riznoyu shvidkistyu sho dozvolilo ociniti shvidkistyu rozshirennya planetarnih tumannostej blizko 20 40 km s Nezvazhayuchi na dokladne rozuminnya budovi skladu j mehanizmu viprominyuvannya planetarnih tumannostej pitannya pro yihnye pohodzhennya zalishalosya vidkritim do seredini 50 h rokiv XX stolittya poki I S Shklovskij ne zvernuv uvagu sho koli ekstrapolyuvati parametri planetarnih tumannostej do pochatku yihnogo rozshirennya to otrimanij nabir parametriv zbigayetsya z vlastivostyami atmosfer chervonih gigantiv a vlastivosti yihnih yader z vlastivostyami garyachih bilih karlikiv 5 6 Cya teoriya pohodzhennya planetarnih tumannostej pidtverdzhena chislennimi sposterezhennyami j rozrahunkami Do kincya XX stolittya vdoskonalennya tehnologij dozvolilo detalnishe vivchiti planetarni tumannosti Kosmichni teleskopi dozvolili doslidzhuvati yihni spektri poza mezhami vidimogo diapazonu sho nemozhlivo bulo zrobiti ranishe sposterigayuchi yih z poverhni Zemli Sposterezhennya v infrachervonomu j ultrafioletovomu diapazonah hvil dali novu nabagato tochnishu ocinku temperaturi gustini j himichnogo skladu planetarnih tumannostej Zastosuvannya tehnologiyi PZS matric dozvolilo provoditi analiz istotno mensh chitkih spektralnih linij Vikoristannya kosmichnogo teleskopa Gabbl rozkrilo nadzvichajno skladnu strukturu planetarnih tumannostej sho ranishe vvazhalisya prostimi j odnoridnimi U spektralnij klasifikaciyi zir dlya spektriv planetarnih tumannostej vidileno okremij klas P hocha take poznachennya ridko zastosovuyetsya na praktici Pohodzhennya Redaguvati nbsp Budova simetrichnoyi planetarnoyi tumannosti Shvidkij zoryanij viter blakitni strilki garyachogo bilogo karlika yadra tumannosti u centri stikayuchis z skinutoyu obolonkoyu povilnim zoryanim vitrom chervonogo giganta chervoni strilki stvoryuye shilnu obolonku blakitnogo koloru yaka svititsya pid vplivom ultrafioletovogo viprominyuvannya yadra Planetarni tumannosti ye zavershalnim etapom evolyuciyi dlya bagatoh zir Nashe Sonce ye zoreyu serednogo rozmiru lishe nebagato zir perevershuyut jogo za masoyu Zori z masoyu u dekilka raziv bilshe sonyachnoyi na zavershalnomu etapi isnuvannya vibuhayut yak nadnovi Zori promizhnoyi j maloyi masi v kinci evolyucijnogo shlyahu stvoryuyut planetarni tumannosti Tipova zorya masoyu blizko sonyachnoyi svitit uprodovzh bilshoyi chastini svogo isnuvannya zavdyaki reakciyam termoyadernogo sintezu geliyu z vodnyu v yiyi yadri prim 1 Energiya sho vivilnyayetsya v cih reakciyah pidtrimuye visoku temperaturu j tisk u nadrah zori j utrimuye yiyi vid kolapsu pid diyeyu vlasnogo tyazhinnya roblyachi yiyi tim samim stabilnoyu Pislya kilkoh milyardiv rokiv zapas vodnyu v yadri vicherpuyetsya temperatura zmenshuyetsya tisk staye nedostatnim dlya utrimannya zovnishnih shariv Yadro pochinaye stiskatisya i vnaslidok cogo znovu nagrivayetsya Na suchasnomu etapi evolyuciyi temperatura yadra Soncya stanovit priblizno 15 mln K a pislya togo yak zapas vodnyu bude vicherpano stisnennya yadra prizvede do zbilshennya jogo temperaturi Pri comu zovnishni shari oholodzhuyutsya j znachno zbilshuyutsya v rozmirah cherez duzhe visoku temperaturu yadra Zorya peretvoryuyetsya na chervonogo giganta Yadro na cij stadiyi prodovzhuye stiskatisya j nagrivatisya dosyagshi temperaturi v 100 mln K pochinayetsya proces sintezu karbonu j oksigenu z geliyu Vidnovlennya termoyadernih reakcij dozvolyaye prizupiniti podalshe stiskannya yadra Vigoryannya geliyu nezabarom stvoryuye inertne yadro sho skladayetsya z vuglecyu j kisnyu otochene obolonkoyu z geliyu sho gorit Termoyaderni reakciyi za uchastyu geliyu duzhe chutlivi do temperaturi Shvidkist perebigu reakciyi proporcijna T40 tobto zbilshennya temperaturi vsogo na 2 privede do podvoyennya shvidkosti perebigu reakciyi Ce robit zoryu duzhe nestabilnoyu neznachne zbilshennya temperaturi viklikaye shvidke zbilshennya shvidkosti hodu reakcij pidvishuyuchi vidilennya energiyi sho u svoyu chergu prizvodit zbilshennya temperaturi Verhni shari geliyu sho gorit pochinayut shvidko rozshiryuvatisya temperatura znizhuyetsya reakciya spovilnyuyetsya Taka nestabilnist mozhe buti prichinoyu potuzhnih pulsacij inodi dosit silnih shob vikinuti znachnu chastinu atmosferi zori v navkolishnij prostir Vikinutij gaz formuye navkolo ogolenogo yadra zori obolonku yaka rozshiryuyetsya U miru togo yak use bilsha chastina atmosferi viddilyayetsya vid zori vidkrivayutsya vse glibshi j glibshi shari z vishimi temperaturami Koli ogolena fotosfera dosyagaye temperaturi 30 000 K energiya ultrafioletovih fotoniv yaki viprominyuyutsya staye dostatnoyu dlya ionizaciyi atomiv vikinutoyi rechovini sho zmushuye yiyi svititisya Takim chinom hmara staye planetarnoyu tumannistyu Trivalist zhittya Redaguvati nbsp Komp yuterne modelyuvannya formuvannya planetarnoyi tumannosti iz zirki z diskom nepravilnoyi formi sho ilyustruye yak mala pochatkova asimetriya mozhe v rezultati prizvesti do utvorennya ob yekta zi skladnoyu strukturoyu Rechovina planetarnoyi tumannosti rozlitayetsya vid centralnoyi zori zi shvidkistyu dekilka desyatkiv kilometriv na sekundu U toj zhe chas pislya peretvorennya rechovini centralna zorya ostigaye viprominyuyuchi zalishki energiyi termoyaderni reakciyi pripinyayutsya oskilki zorya ne maye dostatnoyi masi dlya pidtrimki temperaturi potribnoyi dlya sintezu vuglecyu i kisnyu Vreshti resht zorya ostigne nastilki sho viprominyuvanogo ultrafioletu bude nedostatno dlya ionizaciyi gazovoyi obolonki yaka viddalilasya Rechovina v gazovij hmari rekombinuye stayuchi nevidimoyu Dlya tipovoyi planetarnoyi tumannosti chas vid utvorennya do rekombinaciyi stanovit 10 000 rokiv Galaktichni pererobniki RedaguvatiPlanetarni tumannosti vidigrayut znachnu rol v evolyuciyi galaktik Rannij Vsesvit skladavsya v osnovnomu z vodnyu j geliyu ale z chasom v rezultati termoyadernogo sintezu v zoryah utvorilisya vazhchi elementi Rechovina planetarnih tumannostej maye visokij vmist vuglecyu azotu j kisnyu u miru rozshirennya mizhzoryanij prostir zbagachuyetsya cimi vazhkimi elementami zagalom zvanimi astronomami metalami Podalshi pokolinnya zir sho formuyutsya z mizhzoryanoyi rechovini mistitimut bilshu pochatkovu kilkist vazhkih elementiv hocha yihnya nayavnist u skladi zir zalishayetsya nevelikoyu voni vidchutno vplivayut na evolyuciyu zir Zori sho sformuvalisya nezabarom pislya utvorennya Vsesvitu mistyat vidnosno mali kilkosti metaliv yih vidnosyat do zir II tipu Zirki zbagacheni vazhkimi elementami nalezhat do zirok I tipu Harakteristiki RedaguvatiFizichni harakteristiki Redaguvati Tipova planetarna tumannist maye serednij rozmir odin svitlovij rik i skladayetsya z silno rozridzhenogo gazu shilnistyu blizko 1000 chastinok na sm sho znachno menshe v porivnyanni napriklad zi shilnistyu atmosferi Zemli ale priblizno v 10 100 raziv bilshe nizh shilnist mizhplanetnogo prostoru na vidstani orbiti Zemli vid Soncya Molodi planetarni tumannosti mayut najbilshu shilnist sho inodi dosyagaye 106 chastinok na sm U miru starinnya tumannostej yihnye rozshirennya privodit do zmenshennya shilnosti Viprominyuvannya centralnoyi zori nagrivaye gazi do elektronnoyi temperaturi blizko 10 000 K Paradoksalno sho temperatura neridko pidvishuyetsya zi zbilshennyam vidstani vid centru Ce vidbuvayetsya tomu sho chim bilshu energiyu maye foton tim mensha jmovirnist jogo poglinannya Tomu nizkoenergetichni fotoni povnistyu poglinayutsya vnutrishnimi dilyankami tumannosti a do zovnishnih dohodyat lishe ti yaki mayut visoku energiyu Yih poglinannya zumovlyuye bilshu temperaturu cih dilyanok Tumannosti podilyayut na bidni rechovinoyu ta bidni viprominyuvannyam dzherelo U pershomu vipadku tumannist ne maye dostatnoyi kilkosti rechovini dlya poglinannya vsih ultrafioletovih fotoniv sho viprominyuyutsya zoreyu Tomu vidima tumannist povnistyu ionizovana V inshomu zh vipadku centralna zorya viprominyuye nedostatno ultrafioletu shob ionizuvati ves navkolishnij gaz ionizacijnij front perehodit u nejtralnij mizhzoryanij prostir Oskilki bilsha chastina gazu planetarnoyi tumannosti ionizovana tobto ye plazmoyu na yiyi strukturu znachno vplivaye diya magnitnih poliv viklikayuchi taki fenomeni yak voloknistist i nestabilnist plazmi Kilkist i rozpodil Redaguvati U nashij Galaktici sho skladayetsya z 200 milyardiv zir vidomo 1500 planetarnih tumannostej Korotka trivalist yih isnuvannya u porivnyanni z zoryanoyu ye prichinoyu yihnoyi maloyi kilkosti V osnovnomu vsi voni lezhat v ploshini Chumackogo Shlyahu perevazhno zoseredzhuyutsya poblizu centra galaktiki i praktichno ne sposterigayutsya v zoryanih skupchennyah Vikoristannya PZS matric zamist fotoplivki v astronomichnih doslidzhennyah dozvolilo znachno rozshiriti spisok vidomih planetarnih tumannostej dzherelo Struktura Redaguvati nbsp Bipolyarna planetarna tumannistChimalo planetarnih tumannostej simetrichni abo mayut majzhe sferichnij viglyad sho ne zavazhaye yim nabuvati bagato duzhe skladnih form Priblizno 10 planetarnih tumannostej praktichno bipolyarni i lishe mala yihnya kilkist asimetrichni Vidoma navit pryamokutna planetarna tumannist Prichini takogo rozmayittya form do kincya ne z yasovano ale vvazhayetsya sho veliku rol mozhe vidigravati gravitacijna vzayemodiya zir u podvijnih sistemah Za inshoyu versiyeyu rivnomirne roztikannya rechovini pid chas utvorennya tumannostej porushuyut ekzoplaneti U sichni 2005 roku amerikanski astronomi ogolosili pro pershe viyavlennya magnitnih poliv navkolo centralnih zirok dvoh planetarnih tumannostej a potim visunuli pripushennya sho same voni chastkovo abo povnistyu vidpovidalni za formu cih tumannostej Istotna rol magnitnih poliv u planetarnih tumannostyah bula peredbachena Grogorom Gurzadyanom she v 1960 ti roki 7 Ye takozh pripushennya sho bipolyarna forma mozhe buti obumovlena vzayemodiyeyu udarnih hvil vid rozpovsyudzhennya frontu detonaciyi v shari geliyu na poverhni bilogo karlika sho formuyetsya napriklad v tumannostyah Kotyache Oko Pisochnij Godinnik Muraha Potochni pitannya u vivchenni planetarnih tumannostej RedaguvatiOdna z problem u vivchenni planetarnih tumannostej tochne viznachennya vidstani do nih Dlya deyakih dovkolishnih planetarnih tumannostej mozhlivo obchisliti vidstan vikoristovuyuchi vimiri paralaksu rozshirennya znimki z visokoyu rozdilnoyu zdatnistyu otrimani za dekilka rokiv pokazuyut rozshirennya tumannosti perpendikulyarno do promenya zoru a spektroskopichnij analiz doplerivskogo zsuvu daye zmogu obchisliti shvidkist rozshirennya vzdovzh promenya zoru Porivnyannya kutovogo rozshirennya z otrimanoyu shvidkistyu rozshirennya zrobit mozhlivim obchislennya vidstani do tumannosti Isnuvannya takogo rozmayittya form tumannostej ye temoyu garyachih diskusij Poshirena dumka sho prichinoyu cogo mozhe buti vzayemodiya mizh soboyu riznih fragmentiv rechovini yaki viddalyayutsya vid zori z riznoyu shvidkistyu Deyaki astronomi vvazhayut sho podvijni zoryani sistemi vidpovidalni prinajmni za najskladnishi konturi planetarnih tumannostej Nedavni doslidzhennya pidtverdili nayavnist u dekilkoh planetarnih tumannostej potuzhnih magnitnih poliv pripushennya pro sho vzhe neodnorazovo visuvalisya Magnitni vzayemodiyi z ionizovanim gazom takozh mozhut vidigravati deyaku rol u stanovlenni formi deyakih z nih Isnuyut dvi rizni metodiki ocinki metalichnosti tumannostej sho gruntuyutsya na riznih tipah spektralnih linij dzherelo Inodi ci dva metodi dayut absolyutno neshozhi rezultati dzherelo Deyaki astronomi shilni poyasnyuvati ce nayavnistyu slabkih fluktuacij temperaturi v mezhah planetarnoyi tumannosti Inshi vvazhayut sho vidminnosti v sposterezhennyah nadto razyuchi shob poyasniti yih za dopomogoyu temperaturnih efektiv Voni visuvayut pripushennya pro isnuvannya holodnih zgustkiv sho mistyat duzhe malu kilkist vodnyu Prote zgustki nayavnist yakih na yihnyu dumku zdatna poyasniti riznicyu v ocinci kilkosti metaliv zhodnogo razu ne sposterigalisya dzherelo Div takozh RedaguvatiTumannist SkataNotatki Redaguvati Chasto zamist terminu termoyadernij sintez uzhivayetsya termin gorinnya u navedenomu vipadku gorinnya vodnyu Primitki Redaguvati William Herschel 1802 XVIII Catalogue of 500 new Nebulae nebulous Stars planetary Nebulae and Clusters of Stars with Remarks on the Construction of the Heavens By William Herschel LL D F R S Read July 1 1802 Philosophical Transactions of the Royal Society of London Vol XCII 92 p 477 528 Ibid Huggins W Miller W A 1864 On the Spectra of some of the Nebulae Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154 437 Bowen I S 1927 The Origin of the Chief Nebular Lines Publications of the Astronomical Society of the Pacific 39 295 Shklovskij I S O prirode planetarnyh tumannostej i ih yader Astronomicheskij zhurnal Tom 33 3 1956 ss 315 329 Shklovskij I S Zvyozdy ih rozhdenie zhizn i smert M Nauka 1984 Arhiv originalu za 10 grudnya 2005 Procitovano 11 serpnya 2007 Gurzadyan G A Planetarnye tumannosti M Nauka 1993 Bibliografiya RedaguvatiAller L Liller U Planetarnye tumannosti M Mir 1971 Kostyakova E B Fizika planetarnyh tumannostej M Nauka 1982 Pottash S Planetarnye tumannosti M Mir 1987 Jordan S Werner K O Toole S J 2005 Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae Astronomy amp Astrophysics 432 273 Parker Q A Hartley M Russell D et al 2003 A Rich New Vein of Planetary Nebulae From the AAO UKST Ha Survey Planetary Nebulae Their Evolution and Role in the Universe Eds Sun Kwok Michael Dopita and Ralph Sutherland 25 Soker N 2002 Why every bipolar planetary nebula is unique Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 330 481 Posilannya RedaguvatiMezhzvyozdnaya sreda i tumannosti Scientific ru ros Planetarnye tumannosti na sajte Astrogalaktika ros Tumannosti Enciklopediya Krugosvet ros Astrolab ru Galereya snimkov tumannostej ros Planetarnaya tumannost na sajte Astronet ros Planetarnaya tumannost na sajte Astronet malaya enciklopediya Fizika kosmosa ros Planetary Nebulae SEDS Messier Pages angl The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae angl Planetary Nebulae Information and amateur observations angl Hen 1357 novorozhdena tumannist Astronet Zobrazhennya dnya NASA Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Planetarna tumannist amp oldid 39528760