Планетарна мъглявина: определение, произход, форми и защо са различни

Научете какво е планетарна мъглявина, как се формира, какви форми приема и защо са толкова различни — от звездни ветрове и двойни звезди до магнитни полета.

Планетарната мъглявина е мъглявина, която се състои предимно от газ и плазма, изхвърлени от стара звезда в късните етапи на нейната еволюция. От назоваването си от астрономите от XVIII век те са познати като „планетарни“, защото при ранните оптични телескопи често приличаха на малки, кръгли дискове, наподобяващи планети. Продължителността на тази фаза е кратка в сравнение с живота на самата звезда — обикновено от порядъка на няколко хиляди до десетки хиляди години.

Произход и еволюция

Планетарните мъглявини се формират от звезди с маси приблизително между 0,8 и 8 пъти масата на Слънцето. В късните етапи на живота си тези звезди преминават през разширена гореща фаза — например след фазата на червения гигант, когато външните им слоеве започват да се губят. Когато една звезда с нормален размер, във този стадий загуби голяма част от външната си обвивка, остава горещо ядро, което постепенно се свива към бяло джудже.

Ядрото на такава звезда излъчва силна Ултравиолетовата радиация, излъчвана от него йонизира изхвърлените материали — именно UV-фотоните йонизират газовете и правят мъглявината светеща. Различните елементи (хелий, водород, кислород, азот и др.) дават характерни емисионни линии, които определят цвета и спектъра на мъглявината.

Структура, размери и продължителност

Типичните размери на планетарните мъглявини варират от част от светлинна година до няколко светлинни години. Вътрешната структура често включва по-плътни клъстери и по-разредени обвивки, тонки пръстени или джетове. Животът на видима, добре йонизирана мъглявина обикновено е от порядъка на 10 000–50 000 години — след това разреденият газ се слива с междузвездната среда и емисията отслабва.

Централната звезда обикновено остава като бяло джудже — горещ, но малък и гаснещ обект, който може да достигне температури на повърхността от десетки до стотици хиляди килограми (К). Неговото излъчване поддържа йонизацията и визуалната светимост на мъглявината.

Цветове и спектрални особености

Ярките цветове, които виждаме при снимки на планетарни мъглявини, идват от емисионни линии: например двуетоновите линии на йонизирания кислород ([O III]) често дават зеленикаво-син цвят, докато Hα и N II дават червени оттенъци. Спектроскопията позволява да се определи химичният състав, температурата и плътността на газа, както и скоростите на разширение.

Форми и защо са толкова различни

Докато някои планетарни мъглявини изглеждат почти сферични, много от тях имат сложни, асиметрични и уникални форми: пръстени, двойни конуси (биполярни), елипсовидни обвивки, колонки и т.н. Причините за това разнообразие не са напълно изяснени, но водещите фактори, изследвани от астрономите, включват:

• двойните звезди — наличието на спътник (компактен или масивен) може да предизвика приливни взаимодействия, масопрехвърляне и оформяне на екваториални дискове или прискорени ветрове;
• звездните ветрове — взаимодействието между бавния, плътен вятър от предходните етапи и по-бързия, по-горещ вятър от централното ядро може да образува шокови вълни и слоеве с различни геометрии;
• магнитните полета. — магнитните полета и въртенето на звездата могат да фокусират изхвърлените материали в джетове или по-равни структури;
• колимирани джетове и еднократни експлозивни изхвърляния — които също оформят сложни симетрии;
• условията в заобикалящата междузвездна среда и историята на масовите загуби в предходните етапи (например асиметрични пулсации на AGB звездите).

Снимки от космическия телескоп Hubble и модерните наземни инструменти показаха богатството на тези структури и помогнаха значително за изследване на причините за асиметрията.

Терминология и обърквания

Термините около "планетарни" и "прото-/прет- планетарни" могат да бъдат объркващи. Важно е да се прави разлика между:

• Протопланетарна (preplanetary / protoplanetary) мъглявина — е преходен стадий между асимптотично-гигантската (AGB) звезда и класическата планетарна мъглявина; в този етап газът все още не е силно йонизиран от горещо ядро.
• Планетарна мъглявина — стадийът, в който централното ядро е достатъчно горещо и излъчва UV-радиация, за да йонизира газовете и да направи мъглявината видима в оптичния диапазон.

Понякога се появяват различни неофициални наименования в литературата или популярните източници, но в научните среди термините по-горе се използват за разграничаване на еволюционните фази.

Наблюдение и примери

Планетарните мъглявини са добре представени в каталозите на Месие и NGC: известни примери са М57 (Пръстеновидна мъглявина), М27 (Гантелата), NGC 6543 (Котешко око) и NGC 7293 (Хеликс). Някои са видими и с малки любителски телескопи като компактни дискове, докато други разкриват сложни детайли само при по-големи инструменти или дълги експозиции.

Обобщение: Планетарните мъглявини са краткотраен, но много информативен етап в живота на звезди с малка до средна маса. Те предоставят ключова информация за масовата загуба, ядрения синтез и обогатяването на междузвездната среда с тежки елементи, както и за физиката на йонизирани газове и взаимодействието между звездни ветрове, магнитни полета и спътници.

Наблюдения

Планетарните мъглявини не са много ярки. Нито една от тях не е достатъчно ярка, за да се види без телескоп. Първата открита планетарна мъглявина е мъглявинатаДъмбел. Астрономите не са знаели какво представляват тези обекти, докато не са направени първите спектроскопски експерименти през XIX век. Уилям Хъгинс използвал призма, за да разгледа галактиките. Той забелязал, че те много приличат на звезди.

Когато погледна мъглявината "Котешко око", тя не изглеждаше по същия начин. Той видял емисионна линия на място, което никой не бил виждал преди. Това означавало, че тя прилича на елемент, който никой не е виждал преди. Учените помислили, че това може да е нов елемент. Те решили да го нарекат небулий.

По-късно физиците показват, че е възможно газове с много ниска плътност да изглеждат като нещо друго. Оказало се, че газът, който са разглеждали, е кислород, а не мъглявина.

Звездите в планетарните мъглявини са много горещи. Те обаче не са много ярки. Това означава, че те трябва да са много малки. Единственият случай, когато звездите стават толкова малки, е когато умират. Това означава, че те са един от последните етапи от смъртта на една звезда. Астрономите видяха, че всички планетни мъглявини се разширяват. Това означава, че те са причинени от изхвърлянето на външните слоеве на звездата в космоса в края на нейния живот.

NGC 7293, Мъглявината Спирала


NGC 2392, Ескимоската мъглявина

Въпроси и отговори

В: Какво представлява планетарната мъглявина?

В: Как изглеждат планетарните мъглявини?

Въпрос: Колко дълго траят планетарните мъглявини?

В: Какво се случва в края на живота на една нормална по размер звезда?

Въпрос: Какво кара планетарната мъглявина да изглежда така?

В: Защо планетарните мъглявини могат да изглеждат различно една от друга?

В: Защо някои астрономи започнаха да наричат планетарните мъглявини "кълбовидни мъглявини"?

Търсене по буква