Bolygóköd

A bolygóköd  egy csillagászati ​​objektum , amely egy ionizált gázból álló héj egy központi csillag, egy fehér törpe körül .

Egy 0,8-8 naptömegű vörös óriás vagy szuperóriás külső rétegeinek kilökődése során jön létre, fejlődésének végső szakaszában . A bolygóködök olyan objektumok, amelyek csillagászati ​​mércével mérve efemerek, és csak néhány tízezer éve léteznek (az őscsillag élettartama több milliárd év). Nem kapcsolódnak a bolygókhoz, és a távcsövön keresztüli megfigyelésükkor felületes hasonlóságuk miatt kapták a nevüket. Körülbelül 1500 bolygóköd ismert galaxisunkban .

A bolygóködöket a lekerekített forma, éles széllel jellemzi, de az elmúlt években a Hubble Űrteleszkóp segítségével sok bolygóköd képes volt kimutatni egy nagyon összetett és sajátos szerkezetet. Körülbelül gömb alakúak csak körülbelül egyötöde. Az ilyen változatos formákat létrehozó mechanizmusok továbbra sem teljesen ismertek. Feltételezések szerint ebben nagy szerepe lehet a csillagszél és a kettőscsillagok kölcsönhatásának , a mágneses térnek és a csillagközi közegnek .

A bolygóködök kialakulásának folyamata a szupernóva-robbanásokkal együtt fontos szerepet játszik a galaxisok kémiai evolúciójában, nehéz elemekkel dúsított anyagokat dobva a csillagközi térbe - a csillagok nukleoszintézisének termékeivel (a csillagászatban minden elemet nehéznek tekintenek, kivéve az ősrobbanás elsődleges nukleoszintézisének termékeit -  hidrogént és héliumot , mint például szén , nitrogén , oxigén és kalcium ).

Kutatástörténet

A legtöbb planetáris köd halvány tárgy, és általában nem látható szabad szemmel. Az első felfedezett bolygóköd a Rókagomba-csillagképben található Súlyzóköd volt : Charles Messier , aki üstökösöket keresett , amikor 1764 -ben ködkatalógusát (az égbolt megfigyelésekor üstökösnek látszó álló objektumok) összeállította, M27-es számmal katalógusozta. 1784 -ben William Herschel , az Uránusz felfedezője katalógusa összeállításakor a ködök külön osztályaként ("IV. osztály") azonosította őket [1] , és a bolygó korongjához való hasonlóságuk miatt planetárisnak nevezte őket [ 2] . 3] .

A planetáris ködök szokatlan természetét a 19. század közepén fedezték fel, a spektroszkópia megfigyelésekben való alkalmazásának kezdetével . William Huggins lett az első csillagász, aki megszerezte a bolygóköd spektrumát – olyan objektumokat, amelyek szokatlanságukkal tűntek ki:

E figyelemre méltó tárgyak közül a legrejtélyesebbek azok, amelyek teleszkóposan nézve kerek vagy enyhén ovális korongoknak tűnnek. ... Figyelemre méltó a zöldeskék színük is, ami az egycsillagoknál rendkívül ritka. Ezenkívül ezek a ködök nem mutatnak bizonyítékot központi csomókra. E jelek szerint a bolygóködök élesen kiemelkednek, mint olyan objektumok, amelyek tulajdonságai teljesen eltérnek a Napétól és az állócsillagoktól . Ezen okok miatt, illetve fényességük miatt is ezeket a ködöket választottam a spektroszkópiai kutatásra legalkalmasabbnak [4] .

Amikor Huggins az NGC 6543 ( Macskaszem ), M27 ( Súlyzó ), M57 ( Ring ) és számos más köd spektrumát tanulmányozta, kiderült, hogy spektrumuk rendkívül különbözik a csillagok spektrumától: a csillagok összes spektruma. addigra abszorpciós spektrumok voltak (folytonos spektrum sok sötét vonallal), míg a bolygóködök spektruma kis számú emissziós vonallal rendelkező emissziós spektrumnak bizonyult , ami a természetüket jelezte, ami alapvetően különbözik a csillagok természete:

Kétségtelenül a ködök 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 M ) és nem inkább az állócsillagokkal és a Napunkkal azonos típusú csillaghalmazoknak tekinthető . <...> ezeknek a tárgyaknak különleges és eltérő szerkezetük van <...> minden valószínűség szerint hatalmas világító gáz- vagy gőztömegnek kell tekintenünk ezeket a tárgyakat [4] .

A másik probléma a bolygóködök kémiai összetétele volt: Huggins a referenciaspektrumokhoz képest képes volt nitrogén és hidrogén vonalakat azonosítani, de az 500,7 nm hullámhosszú vonalak közül a legfényesebb nem volt megfigyelhető az akkor ismert spektrumokban. kémiai elemek. Feltételezték, hogy ez a sor egy ismeretlen elemnek felel meg. Előzetesen a nebulium nevet kapta – annak a gondolatnak analógiájára, amely a hélium  felfedezéséhez vezetett a Nap spektrális elemzése során 1868 -ban .

A nebulium új elemének felfedezésére vonatkozó feltételezések nem igazolódtak be. A 20. század elején Henry Russell azt feltételezte, hogy az 500,7 nm-es vonal nem egy új elemnek felel meg, hanem egy régi elemnek, ismeretlen körülmények között.

Az 1920-as években kimutatták, hogy a nagyon ritka gázokban az atomok és ionok gerjesztett metastabil állapotokba kerülhetnek, amelyek nagyobb sűrűség esetén a részecskék ütközésének következtében hosszú ideig nem létezhetnek. 1927- ben Bowen azonosította az 500,7 nm-es ködvonalat, amely a metastabil állapotból a földi, kétszeresen ionizált oxigénatomba (OIII) való átmenetből származik [ 5 ] . Az ilyen típusú spektrumvonalakat, amelyek csak rendkívül alacsony sűrűségnél figyelhetők meg, tiltott vonalaknak nevezzük . Így a spektroszkópiai megfigyelések lehetővé tették a ködgáz sűrűségének felső határának becslését. Ugyanakkor a résspektrométerekkel kapott bolygóköd-spektrumok a köd kibocsátó régióinak különböző sebességgel mozgó Doppler-eltolódásai miatti "szakadást", vonalhasadást mutattak , ami lehetővé tette a bolygóköd tágulási sebességének becslését. 20-40 km/s sebességgel.

A bolygóködök szerkezetének, összetételének és sugárzási mechanizmusának meglehetősen részletes ismerete ellenére eredetük kérdése az 1950-es évek közepéig nyitott maradt , I.S.azamikor vörös óriások légkörének tulajdonságaival. , és magjuk tulajdonságai egybeesnek a forró fehér törpék tulajdonságaival [6] [7] . Jelenleg a bolygóködök eredetének ezen elméletét számos megfigyelés és számítás igazolta.

A 20. század végére a technológia fejlődése lehetővé tette a bolygóködök részletesebb tanulmányozását. Az űrteleszkópok lehetővé tették spektrumaik látható tartományon túli tanulmányozását, amit korábban a Föld felszínéről végzett megfigyelésekkel nem lehetett megtenni . Az infravörös és ultraibolya hullámhosszon végzett megfigyelések új, sokkal pontosabb becslést adtak a bolygóködök hőmérsékletéről , sűrűségéről és kémiai összetételéről . A CCD-mátrix technológia alkalmazása sokkal kevésbé tiszta spektrumvonalak elemzését tette lehetővé. A Hubble Űrteleszkóp használata feltárta a korábban egyszerűnek és homogénnek hitt planetáris ködök rendkívül összetett szerkezetét.

Általánosan elfogadott, hogy a planetáris ködök P spektrális típusúak , bár ezt a megnevezést ritkán használják a gyakorlatban.

Eredet

A bolygóködök sok csillag evolúciójának végső szakaszát jelentik . Napunk közepes méretű csillag, tömegében csak kis számú csillag haladja meg . A Napnál többszörös tömegű csillagok a létezés utolsó szakaszában szupernóvává alakulnak . A közepes és kis tömegű csillagok az evolúciós út végén bolygóködöket hoznak létre.

Egy tipikus csillag, amelynek tömege többszörösen kisebb, mint a Nap, élete nagy részében a magjában lévő hidrogénből származó hélium termonukleáris fúziójának reakciói miatt világít (gyakran a "fúzió" kifejezés helyett az "égő" kifejezést használják, ebben az esetben - hidrogén elégetése). Az ezekben a reakciókban felszabaduló energia megakadályozza, hogy a csillag összeessen saját gravitációja hatására, így stabillá válik.

Több milliárd év elteltével a hidrogénkészlet kiszárad, és nincs elég energia a csillag külső rétegeinek befogadására. A mag elkezd zsugorodni és felmelegedni. Jelenleg a Nap magjának hőmérséklete hozzávetőleg 15 millió K , de a hidrogénkészlet kimerülése után a mag összenyomása miatt a hőmérséklet 100 millió K-re emelkedik. a rétegek lehűlnek, és jelentősen megnőnek a méretük a nagyon magas hőmérsékletű magok miatt. A csillag vörös óriássá változik . A mag ebben a szakaszban tovább zsugorodik és felmelegszik; amikor a hőmérséklet eléri a 100 millió K -t, megindul a szén és oxigén szintézise a héliumból .

A termonukleáris reakciók újraindulása megakadályozza az atommag további összenyomódását. Az égő hélium hamarosan szénből és oxigénből álló inert magot hoz létre , amelyet égő héliumhéj veszi körül. A héliumot tartalmazó termonukleáris reakciók nagyon érzékenyek a hőmérsékletre. A reakció sebessége arányos a T40 értékkel , azaz a hőmérséklet mindössze 2%-os emelése megkétszerezi a reakció sebességét. Ez nagyon instabillá teszi a csillagot: a hőmérséklet kismértékű emelkedése a reakciók sebességének gyors növekedését okozza, növeli az energia felszabadulását, ami viszont a hőmérséklet emelkedését okozza. Az égő hélium felső rétegei gyorsan tágulnak, a hőmérséklet csökken, és a reakció lelassul. Mindez erőteljes lüktetéseket okozhat, amelyek néha elég erősek ahhoz, hogy a csillag légkörének jelentős részét a világűrbe lökjék ki.

A kilökődő gáz táguló burkot képez a csillag szabadon álló magja körül. Ahogy a légkör egyre nagyobb része válik el a csillagtól, egyre mélyebb rétegek jelennek meg magasabb hőmérséklettel. Amikor a csupasz felület (a csillag fotoszférája ) eléri a 30 000 K hőmérsékletet, a kibocsátott ultraibolya fotonok energiája elegendő lesz a kilökött anyag atomjainak ionizálásához, amitől az izzik. Így a felhő bolygóköddé válik.

Élettartam

A bolygóköd anyaga másodpercenként több tíz kilométeres sebességgel repül el a központi csillagtól. Ugyanakkor az anyag kiáramlásával a központi csillag lehűl, kisugározva az energiamaradványokat; A termonukleáris reakciók leállnak, mert a csillagnak nincs elég tömege a szén és oxigén fúziójához szükséges hőmérséklet fenntartásához. Végül a csillag annyira lehűl, hogy már nem bocsát ki elegendő ultraibolya fényt a gáz külső héjának ionizálásához. A csillag fehér törpévé válik , a gázfelhő pedig újraegyesül , láthatatlanná válik. Egy tipikus planetáris köd esetében a kialakulástól a rekombinációig 10 000 év telik el.

Galactic Refiners

A planetáris ködök jelentős szerepet játszanak a galaxisok evolúciójában. A korai univerzum főleg hidrogénből és héliumból állt , amelyekből a II. típusú csillagok keletkeztek . De idővel a termonukleáris fúzió eredményeként nehezebb elemek keletkeztek a csillagokban. Így a bolygóködök anyaga magas szén- , nitrogén- és oxigéntartalmú , és ahogy kitágul és behatol a csillagközi térbe, gazdagítja ezeket a nehéz elemekkel, amelyeket a csillagászok általában fémeknek neveznek .

A csillagközi anyagból létrejövő csillagok következő generációi kezdetben nagyobb mennyiségű nehéz elemet fognak tartalmazni. Bár arányuk a csillagok összetételében továbbra is jelentéktelen, jelenlétük jelentősen megváltoztatja az I. típusú csillagok életciklusát (lásd Csillagpopuláció ).

Jellemzők

Fizikai jellemzők

Egy tipikus bolygóköd átlagosan egy fényév kiterjedésű, és rendkívül ritka gázból áll, amelynek sűrűsége körülbelül 1000 részecske per cm3, ami elhanyagolható például a Föld légkörének sűrűségéhez képest, de körülbelül 10-100 szor nagyobb, mint a bolygóközi tér sűrűsége a Föld Naptól való pályájának távolsága alapján. A fiatal bolygóködök sűrűsége a legnagyobb, néha eléri a 106 részecskét cm³-enként. A ködök öregedésével tágulásuk sűrűségük csökkenéséhez vezet.

A központi csillag sugárzása 10 000 K nagyságrendű hőmérsékletre melegíti a gázokat. Paradox módon a gáz hőmérséklete gyakran emelkedik a központi csillagtól való távolság növekedésével. Ennek az az oka, hogy minél több energiája van egy fotonnak , annál kevésbé valószínű, hogy elnyelődik. Ezért az alacsony energiájú fotonok a köd belső tartományaiban, a fennmaradó, nagy energiájú fotonok pedig a külső régiókban nyelődnek el, ami hőmérsékletük emelkedését okozza.

A ködök anyagszegény és sugárzásszegény csoportra oszthatók . E terminológia szerint az első esetben a ködben nincs elég anyag ahhoz, hogy elnyelje a csillag által kibocsátott összes ultraibolya fotont. Ezért a látható köd teljesen ionizált. A második esetben a központi csillag nem bocsát ki elegendő ultraibolya fotont az összes környező gáz ionizálásához, és az ionizációs front átmegy a semleges csillagközi térbe.

Mivel a bolygóköd gázainak nagy része ionizált (azaz plazma ), a mágneses mezők jelentős hatást gyakorolnak a szerkezetére , és olyan jelenségeket okoznak, mint a filamentumok és a plazma instabilitása.

Mennyiség és megoszlás

Ma 200 milliárd csillagból álló galaxisunkban 1500 bolygóköd ismeretes. A csillagok életéhez viszonyított rövid élettartamuk az oka kis számuknak. Alapvetően mindegyik a Tejút síkjában fekszik , és nagyrészt a galaxis középpontja közelében koncentrálódik, és gyakorlatilag nem figyelhetők meg csillaghalmazokban.

A fényképészeti film helyett CCD-tömbök alkalmazása a csillagászati ​​kutatásokban jelentősen kibővítette az ismert planetáris ködök listáját.

Szerkezet

A legtöbb bolygóköd szimmetrikus és majdnem gömb alakú , ami nem akadályozza meg őket abban, hogy sok nagyon összetett alakjuk legyen. A planetáris ködök körülbelül 10%-a gyakorlatilag bipoláris, és csak kis részük aszimmetrikus. Még egy négyszögletes bolygóköd is ismert . A formák ilyen sokféleségének okai nem teljesen ismertek, de úgy vélik, hogy a csillagok gravitációs kölcsönhatásai kettős rendszerekben nagy szerepet játszhatnak. Egy másik változat szerint a létező bolygók megzavarják az anyag egyenletes terjedését a köd kialakulása során. 2005 januárjában amerikai csillagászok bejelentették két bolygóköd központi csillagai körüli mágneses mezők első észlelését , majd felvetették, hogy részben vagy egészben ezek a ködök formájának kialakításáért felelősek. A mágneses terek jelentős szerepét a bolygóködökben Grigor Gurzadyan jósolta meg még az 1960-as években [8] . Van egy olyan feltételezés is, hogy a bipoláris alak a detonációs front terjedéséből adódó lökéshullámok kölcsönhatása lehet a formálódó fehér törpe felületén a héliumrétegben (például a Macskaszem , Homokóra , Hangyaködökben ).

A bolygóködök tanulmányozásának aktuális kérdései

A bolygóködök tanulmányozásának egyik kihívása a távolságuk pontos meghatározása. Néhány közeli bolygóköd esetében a mért tágulási parallaxis segítségével ki lehet számítani a távolságot tőlünk : a több évvel ezelőtt készült nagyfelbontású képek a köd tágulását mutatják a látóvonalra merőlegesen, és a Doppler-eltolódás spektroszkópiai elemzése lehetővé teszik a tágulási sebesség kiszámítását a látóvonal mentén. A szögtágulás és a kapott tágulási sebesség összehasonlítása lehetővé teszi a köd távolságának kiszámítását.

A ködformák ilyen sokfélesége heves viták témája. Az általános vélekedés szerint ennek oka a csillagtól különböző sebességgel távolodó anyagok kölcsönhatása lehet. Egyes csillagászok úgy vélik, hogy a kettős csillagrendszerek felelősek legalább a bolygóködök legbonyolultabb körvonalaiért. A közelmúltban végzett tanulmányok megerősítették, hogy több bolygóködben erős mágneses mezők vannak jelen, amelyekre vonatkozó feltételezéseket többször előadtak. Egyesek alakjának kialakulásában szerepet játszhatnak az ionizált gázzal való mágneses kölcsönhatások is.

Jelenleg két különböző módszer létezik a fémek detektálására a ködben, amelyek különböző típusú spektrumvonalakon alapulnak. Néha ez a két módszer teljesen eltérő eredményeket ad. Egyes csillagászok ezt a bolygóködön belüli enyhe hőmérséklet-ingadozásnak tulajdonítják. Mások úgy vélik, hogy a megfigyelések közötti különbségek túl feltűnőek ahhoz, hogy a hőmérsékleti hatásokkal magyarázzák. Feltételezéseket fogalmaztak meg a nagyon kis mennyiségű hidrogént tartalmazó hideg csomók létezéséről. Az alvadékokat azonban, amelyek jelenléte véleményük szerint megmagyarázhatja a fémmennyiség becslésének különbségét, soha nem figyelték meg.

Jegyzetek

1. ↑ William Herschel , 1802. [XVIII.] 500 új köd, ködös csillagok, bolygóködök és csillaghalmazok katalógusa; Megjegyzésekkel a mennyek építéséről. William Herschel, LL.DFRS Olvasás: 1802. július 1. Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. XCII (92), p. 477-528.
2. ↑ Hoskin M. William Herschel és a bolygóködök // Journal for the History of Astronomy. - 2014. - Kt. 45, 2. sz . - P. 209-225. - doi : 10.1177/002182861404500205 . - Iránykód .
3. ↑ Enciklopédia gyerekeknek. 8. kötet: csillagászat / ch. szerk. M. D. Aksjonova. - M. : Avanta +, 1997. - S. 160-161. — 688 p. — ISBN 5-89501-008-3 .
4. ↑ 1 2 Huggins W., Miller W.A. (1864). Egyes ködök spektrumáról, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
5. ↑ Bowen, I. S. (1927). A fő ködvonalak eredete, A Csendes-óceáni Astronomical Society kiadványai, 39, 295
6. ↑ Shklovsky I. S. A planetáris ködök és magjaik természetéről // Astronomical Journal. - 33. évfolyam, 1956. 3. szám. - ss. 315-329.
7. ↑ Shklovsky I. S. Csillagok: születésük, életük és haláluk . - M . : Nauka, 1984. Archív másolat (elérhetetlen link) . Letöltve: 2006. március 26. Az eredetiből archiválva : 2005. december 10. (határozatlan) 
8. ↑ Gurzadyan G. A. Bolygóködök. - M .: Nauka, 1993.

Irodalom

• Aller L. , Liller U. Bolygóködök. - M .: Mir, 1971.
• Kostyakova E. B. Bolygóködök fizikája. - M .: Nauka, 1982.
• Pottash S. R. Bolygóködök. - M .: Mir, 1987.
• Bolygóködök  / G. S. Khromov  // Cosmos Physics: Little Encyclopedia  / Szerk.: R. A. Sunyaev (főszerk.) és mások - 2. kiadás. - M  .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 494-495. — 783 p. — 70.000 példány.
• Aller, Lawrence H. & Hyung, Siek (2003), Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (meghívott recenzió) , in Kwok, Sun; Dopita, Michael és Sutherland, Ralph, Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe, Proceedings of the 209. Symposium of the International Csillagászati ​​Unió, Canberra, Ausztrália, 2001. november 19-23., Planetary Nebulae: Their Evolution az Univerzum (Csendes-óceáni Csillagászati ​​Társaság). - T. 209: 15 
• Gurzadyan, Grigor A. (1997), The Physics and dynamics of planetary nebulae , Springer, ISBN 978-3-540-60965-0 , < https://books.google.com/?id=xxVkZBVIZEAC > 
• Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution , A.K. Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6 , < https://books.google.com/?id=kd4VEZv8oo0C&dq > 
• Huggins, W. & Miller, W. A. ​​(1864), On the Spectra of the Nebulae , Philosophical Transactions of the Royal Society of London vol. 154: 437–44 , doi 10.1098/rstl.1864.0013 
• Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J. & Korista, Kirk T. (2001), The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas , The Astrophysical Journal 560 (1): 272–86, doi : 10.1086/322489 , < http: //uknowledge.uky.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1104&context=physastron_facpub > 
• Kwok, Sun (2000), The origin and evolution of planetary nebulae , Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8 , < https://books.google.com/?id=7NfqpZxO_o0C >  (Az 1. fejezet letölthető itt .)
• Kwok, Sun (2005. június), Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century , Journal of the Korean Astronomical Society , 38. kötet (2): 271–8 , DOI 10.5303/JKAS.2005.38.2.271 
• Liu, X.-W.; emelet, PJ; Barlow, MJ és Danziger, IJ (2000. március), NGC 6153: szuperfémben gazdag bolygóköd? , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 312. köt. (3): 585–628 , DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x 
• Soker, Noam (2002. február), Miért „egyedi” minden bipoláris bolygóköd , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 330. kötet (2): 481–6 , DOI 10.1046/j.1365-8711.2002.051. 
• Mágneses mezők első észlelése négy bolygóköd központi csillagában , SpaceDaily Express, 2005. január 6. , < http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html > . Letöltve: 2009. október 18. 
• Rees, B. & Zijlstra, A.A. (2013. július), Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 435. kötet (2): 975–991 , DOI 10.1093. stt1300 

Linkek

• Csillagközi közeg és ködök a Scientific.ru oldalon
• Bolygóködök az Asztrogalaxison
• Ködök // Enciklopédia "A világ körül"
• Surdin V.G. bolygóköd . Asztronet . Hozzáférés időpontja: 2020. augusztus 29. (Orosz)
• Popov S. B. A bolygóköd formái . Astronet (2020. június 29.). Hozzáférés időpontja: 2020. augusztus 29. (Orosz)
• Planetary Nebulae , SEDS, 2013. szeptember 9. , < http://messier.seds.org/planetar.html > . Letöltve: 2013. november 10. 

Szótárak és enciklopédiák	Nagy dán Nagy norvég Nagy orosz Britannica (online)
Bibliográfiai katalógusokban	BNF : 12002958q GND : 4174792-6 J9U : 987007550800605171 LCCN : sh85102649 NKC : ph254462