Planetární mlhoviny jsou rozpínající se obaly zářícího plynu vyvrhovaného hvězdami, když umírají. Zdá se, že jsou jasné, kulaté a kompaktní, na rozdíl od chaotických, skvrnitých tvarů jiných mlhovin. Název je zavádějící. První astronomové na konci 18. století se dívali malými dalekohledy a spatřili slabé diskovité objekty. Mysleli si, že jsou planety. Mýlili se. Ale jméno zůstalo.
Proč vypadají jako planety?
Podobnost je způsobena jejich kompaktním zaobleným vzhledem. Nástroje pocházející z konce 18. století rozmazaly tyto objekty do měkkých disků. Pouhým okem raných dalekohledů napodobovaly disky vzdálených planet. Moderní dalekohledy odhalují pravdu: toto vůbec nejsou planety. Jsou to pozůstatky hvězd.
Co vlastně tvoří planetární mlhovinu?
Umírající hvězda vyvrhne své vnější vrstvy. K tomu dochází, když hvězdě, jako je naše Slunce, dojde palivo v jejím jádru. Jádro se zhroutí a vnější vrstvy nabobtnají směrem ven. Intenzivní teplo z obnaženého jádra tento plyn ionizuje. Plyn svítí. Skořápka se rozšiřuje. Je to tato planetární mlhovina, kterou dnes vidíte.
“Mají relativně kulatý, kompaktní tvar, spíše než chaotické, skvrnité tvary jiných mlhovin.”
Na tomto rozlišení záleží. Astronomové používají ke klasifikaci těchto objektů tvar. Kulatost signalizuje jinou evoluční cestu než nepravidelné tvary pozorované ve zbytcích supernov nebo v oblastech H II. Plyn je jasný, protože se zahřívá zevnitř. Zdrojem je bílý trpaslík – hustý, horký zbytek jádra hvězdy.
Kde jsou?
Planetární mlhoviny existují po celé galaxii. Nejsou to ojedinělé kuriozity. Toto je běžná konečná fáze pro hvězdy s nízkou a střední hmotností. Lze je nalézt ve spirálních ramenech Mléčné dráhy. Jsou viditelné i v jiných galaxiích. Jejich světlo pomáhá astronomům mapovat rozložení hvězd, které nedávno zemřely.
Jak se liší od supernov?
To je běžná mylná představa. Supernovy jsou explozivní výbuchy hmotných hvězd. Planetární mlhoviny jsou poklidným úpadkem. Hvězda vážící až asi osm slunečních hmotností se pomalu zbavuje svých vrstev. Žádná rázová vlna. Bez syntézy těžkých prvků v masovém měřítku. Jen tichá, zářící skořápka. Zdrojem energie je jádro bílého trpaslíka, nikoli exploze.
Proč je to důležité? Protože planetární mlhoviny jsou hlavním zdrojem mnoha prvků nacházejících se ve sluneční soustavě. Uhlík, dusík a kyslík ve vašem těle pravděpodobně pocházejí z jedné z těchto svítících schránek. Nejsou to jen krásná světla. Toto jsou zpracovatelské závody v galaxii.
Jak prach zakrývá většinu planetárních mlhovin
Mléčná dráha je jimi napěchovaná. Astronomové odhadují, že v naší galaxii je přibližně 20 000 planetárních mlhovin. Toto číslo je důležité, protože právě v těchto objektech hvězdy odhazují své vnější vrstvy a vstřikují čerstvý plyn do mezihvězdného média.
Asi víte, proč je všechny nevidíme. Prach. Galaktický prach blokuje světlo a zatemňuje vidění. K dnešnímu dni bylo katalogizováno jen asi 3500 objektů. To znamená, že téměř 85 % z nich je skryto na očích.
Nejde jen o problém s počítáním. To je chemický problém. Protože jsou tyto mlhoviny zdrojem plynu, znalost jejich hojnosti pomáhá vědcům modelovat, jak prvky cirkulují galaxií. Pokud minete 16 500 objektů, vaše modely galaktické chemie jsou nepřesné.
Proč je termín „planetární“ nesprávné pojmenování
Tento termín je falešný název, který se uchytil kvůli optickým efektům. Raní astronomové pomocí malých dalekohledů viděli kulaté nazelenalé skvrny. Připomínaly planety. Odtud název.
Ale nemají nic společného s planetami. Toto je umírající dech hvězdy. Přesněji řečeno, hvězdy ve velmi pozdních fázích evoluce. Centrální hvězda shodila svůj obal. Plyn expanduje, ochlazuje a září.
Představte si to jako obal horkého plynu expandující vesmírem. Osvětluje ji centrální hvězda, nyní bílý trpaslík. Struktura je často složitá: prstence, trysky, plynové uzly. Nejen hladké koule.
Co nám říká struktura
Tvar není náhodný. Odráží konečné chování hvězdy.
- Symetrické tvary naznačují, že jediná hvězda zemřela pokojně.
- Složité, spletité struktury často označují binární systém. Doprovodná hvězda může vytvořit proud vyvržení.
Tady začíná být věda zajímavá. Studiem tvarů a struktury mohou vědci vyvodit závěry o tom, jaká hvězda byla předtím, než „explodovala“. Byly tam dvě hvězdy? Točil se jeden kolem druhého? Plyn zachovává historii.
Toto je forenzní práce, ale v kosmickém měřítku. Čtete poslední dny hvězdného systému a studujete trosky, které po sobě zanechal.
Hustota, velikost a spirální mlhovina
Planetární mlhoviny jsou malé ve srovnání s jejich „příbuznými“ – difúzními mlhovinami. Typický poloměr je přibližně 1 světelný rok a hmotnost plynu se pohybuje kolem 0,3 hmotnosti Slunce. Malý, ale hustý. Ve skutečnosti mnohem hustší. Zatímco oblasti H II jsou volné, nejhustší oblasti planetárních mlhovin obsahují 1 000 až 10 000 atomů na centimetr krychlový. Toto zvýšení hustoty znamená, že jejich povrchová jasnost je 1000krát vyšší než u typických oblastí HII.
Měřítko je zde důležité. Spirální mlhovina (NGC 7293) v souhvězdí Vodnáře je jedním z největších známých příkladů. Rozprostírá se přes asi 20 úhlových minut a zabírá asi dvě třetiny zdánlivého průměru Měsíce. Většina ostatních mlhovin je menší, typicky 10 až 30 úhlových sekund. Mnohé jsou tak vzdálené, že na přímých fotografiích vypadají jako hvězdy, dokud se nepřiblížíte natolik, abyste viděli strukturu.
Forma se podřizuje fyzice. H II oblasti jsou chaotické; Planetární mlhoviny jsou obecně uspořádány. Jsou definovány ostrými vnějšími okraji a pravidelný vnitřní okraj často vytváří prstencový efekt. Můžete vidět dvě jasné čepele spojené můstkem, které tvoří tvar podobný písmenu Z.
Centrální hvězda a ionizační mechanismy
Každá planetární mlhovina má jádro. Tato centrální hvězda je motor. Vyzařuje ultrafialové záření nezbytné k ionizaci okolní vrstvy plynu. Tyto hvězdy patří mezi nejžhavější známé objekty ve vesmíru a rychle se vyvíjejí.
Spektrum vypráví příběh. Podobá se spektru oblastí H II s jasnými rekombinačními čarami vodíku a helia, ale je zde rozdíl ve stupních ionizace. V planetárních mlhovinách je helium často ve dvojnásobně ionizovaném stavu. Získáte kyslík a argon v pětinásobně ionizovaném stavu. Dokonce i neon je přítomen ve čtyřnásobně ionizovaném stavu.
Proč je v tom takový rozdíl? Teplota. Centrální hvězdy v planetárních mlhovinách dosahují teplot mezi 25 000 K a 200 000 K. Nejžhavější hvězdy O v oblastech H II nepřesahují 60 000 K. Tato mezera ve hvězdné teplotě způsobuje vyšší stupně ionizace. Vzácné těžké ionty absorbují fotony s energiemi stovek elektronvoltů.
Obrázky ve vysokém rozlišení odhalují drobné uzly a vlákna, což ukazuje, že pravidelná struktura maskuje rozsáhlé výkyvy hustoty a teploty.
Jakmile jsou tyto vysokoenergetické fotony absorbovány, nemohou cestovat dále. Existuje limitní vzdálenost, ve které určitý typ iontů prostě nemůže existovat, protože světlo potřebné k udržení jeho ionizace mizí. Teorie předpovídá tyto spektrální rysy docela dobře pro nejlépe pozorované mlhoviny.
Rychlosti expanze a historie vysunutí
Spectra umí víc než jen ukázat chemii. Měří pohyb. Plyn expanduje z centrální hvězdy rychlostí 24 až 56 km/s, což je přibližně 15 až 35 mil za sekundu.
Gravitace je na tuto vzdálenost slabá. Gravitace hvězdy k zastavení vrstvy nestačí. Bude pokračovat v expanzi, dokud se nespojí s okolním mezihvězdným plynem.
Rychlost expanze je úměrná vzdálenosti od středu. Tento konkrétní vztah naznačuje, že celá masa plynu byla vyvržena při jedné krátkodobé nestabilitě. Jeden hod. Jedno vyhození. Geometrie to potvrzuje.
Vzdálenosti k planetárním mlhovinám
Přesné určení vzdálenosti konkrétní planetární mlhoviny je noční můra. Plyn není homogenní. Liší se tvarem, hmotností a hustotou. Některé části jasně září, zatímco jiné jsou skryty ve stínu. Nevíte přesně, kolik ionizujícího záření opouští centrální hvězdu, ani kolik horké, řídké hmoty je uvnitř a nevyzařuje žádné světlo. Tyto předměty jsou spíše neuspořádané, neuspořádané shluky než úhledné malé koule.
Jak astronomové odhadují vzdálenosti k mlhovinám
Astronomové tento zmatek obejdou hledáním odlehlých hodnot. Nacházejí mlhoviny, které jsou náhodně umístěny poblíž něčeho, jehož vzdálenost je známá. Možná je mlhovina součástí hvězdokupy. Může být spojena s hvězdou, jejíž vlastnosti jsou dobře zdokumentovány. Tyto “příznivé” objekty slouží jako kalibrační body.
Zde vstupují do hry statistické metody. Pomocí těchto referenčních bodů odhadují vzdálenosti od všech ostatních. Chyba? Až 30 procent. Je to drsné, ale je to to nejlepší, co máme.
Jakmile budete mít vzdálenost, můžete vypočítat fyzickou velikost. Vezmete úhlový rozměr, vydělíte jej vzdáleností a získáte skutečný poloměr. Typicky mají tyto mlhoviny průměr několika desetin světelného roku. Pokud víte, jak rychle se plyn rozpíná, můžete to zjistit zpětně. Většina planetárních mlhovin je stará až 30 000 let. Poté vyblednou. Stávají se příliš řídkými, než aby je bylo možné odlišit od okolního mezihvězdného plynu.
Hvězdně řečeno, tohle je moment. Mateřská hvězda žije miliardy let. Fáze mlhoviny jsou jen krátkým, zářícím epilogem.
Chemické znaky přepracování jader
Samotný plyn vypráví příběh. Planetární mlhoviny jsou chemicky obohacené. Jsou plné prvků „uvařených“ jadernými reakcemi uvnitř umírající hvězdy.
Některé jsou bohaté na uhlík. Mají dvakrát více uhlíku než kyslíku. To je opačný poměr oproti Slunci, kde převládá kyslík. Jiné jsou bohaté na dusík. Ty nejjasnější, často pozorované ve vnějších galaxiích, křičí nadbytkem dusíku. Helium je obvykle mírně zvýšené. Některé objekty nemají téměř vůbec žádný vodík. Je to, jako by se plyn uvolnil hned na konci procesu jaderného spalování, než by se zásobník vodíku zcela vyčerpal.
Mlhoviny také odrážejí gradient těžkých prvků v Galaxii. Čím dále od středu galaxie, tím méně těžkých prvků je. To odpovídá původnímu složení hvězd, které je vytvořily.
Je tu však do očí bijící problém. Když astronomové měří množství těžkých prvků pomocí slabých rekombinačních čar ve srovnání s těmi, které jsou excitované srážkami, čísla se často nesčítají. Nesrovnalosti mohou být faktory 30 nebo více v množství kyslíku. Proč?
Protože mlhoviny mají skvrnitou chemii. Existují oblasti bohaté na těžké prvky, ale chudé na vodík. Tyto zóny se rychle ochlazují v důsledku záření z těžkých prvků. Jsou mnohem chladnější než běžný plyn. Protože neobsahují vodík, nepřispívají do standardních emisních čar vodíku. Jsou skryté na očích a zkreslují data.
Situaci ještě více komplikuje prach. Některé mlhoviny obsahují vnitřní prach. Nemůžete to vidět přímo. Zjistíte ji pouze infračerveným zářením ohřívaným hvězdou a plynem. Přítomnost prachu znamená, že mlhoviny jsou ještě bohatší na těžké prvky, než naznačují studie v plynné fázi.
Vynikají dvě odlehlé hodnoty. Jeden je v kulové hvězdokupě M15. Druhý se vznáší v galaktickém halo, slabém vnějším okraji naší Mléčné dráhy. Oba jsou starověcí. Oba mají obsah těžkých prvků asi 50krát nižší než normálně, ale jejich hladiny helia jsou standardní. To naznačuje, že prvotní plyn v Galaxii měl nízké hladiny kovů, ale téměř normální hladiny helia. Většina tohoto hélia pochází ze samotného Velkého třesku.
Galaktický věk a oběžná dráha
To, kde se mlhovina v Galaxii nachází, vám řekne, jak je stará. Mladé objekty ulpívají na spirálních ramenech blízko oblaků plynu, ze kterého se vytvořily. Staré předměty se vzdalují od letadla a ignorují paže.
Planetární mlhoviny jsou uprostřed. Jsou mírně koncentrované v galaktické rovině, ale gravitují směrem ke středu, jako starší objekty. Jejich oběžné dráhy jsou spíše eliptické než kruhové. Kruhové orbity patří mláďatům.
Astronomové tomu říkají „populace disku“. Liší se od Populace I (mladé hvězdy na disku) a Populace II (staré hvězdy ve svatozáři), termíny vytvořené Walterem Baadeem. Věkové rozpětí v této skupině je široké. Někteří právě „vyšli z lůna“. Ostatní jsou starověké relikvie. Fáze mlhoviny je krátká, ale hvězdy, které je vytvořily, mají dlouhou paměť.
Jak červený obr odhodí svou skořápku a vznikne planetární mlhovina
Než uvidíte zářící plyn, hvězda již umírá. Je ve stádiu rudého obra, expanduje ven a ztrácí hmotu rychlostí, která zní nepravděpodobně, dokud to nespočítáte. Až 0,01 hmotnosti Země za den, vytržené pomalu se rozpínajícími větry. Z těžkých prvků v tomto proudu vzniká prach, který hvězdu pokrývá zakalenou pokrývkou.
Pak se atmosféra oloupe.
Horké jádro je odkryté. Hvězda se zahřívá. Jeho záření ionizuje vnitřní plyn. Tato ionizační zóna nestojí. Pohybuje se směrem ven a prořezává pomalu se pohybující materiál, který zbyl z dřívějšího hvězdného větru. Plyn se pohybuje rychlostí asi 30 km/s, 19 mph.
Ze Země tyto mlhoviny vypadají jako hvězdy. Jsou příliš malé na to, aby se daly rozložit na disk, takže i přes dalekohled se jeví jako světelný bod. Ale jsou husté. Mluvíme o jednom milionu atomů na centimetr krychlový. Jak se plyn rozpíná, stává se vzácnějším. Ionizovaný obal začne „absorbovat“ okolní neutrální vodík. To vytváří vizuální iluzi. Zdá se, že se mlhovina rozpíná rychleji, než se jednotlivé atomy ve skutečnosti pohybují.
Proč je většina planetárních mlhovin ve střední fázi vývoje
K přechodu dochází, když hustota klesne tak nízko, že se celá hmota plynu ionizuje. Toto je střední fáze.
Většina planetárních mlhovin, které pozorujeme, se nachází právě zde. Ultrafialové záření z centrální hvězdy již nedokáže udržet ionizaci stejnou rychlostí, jako když byl materiál hustý. Část tohoto záření jde do vesmíru. Expanze je nyní zcela způsobena fyzickým pohybem samotného plynu a nikoli plíživou ionizační frontou.
Tady je fyzika tišší. Centrální hvězda začíná slábnout. Ztrácí svou svítivost. Koneckonců, není schopna produkovat dostatek ultrafialového záření, aby udržela ionizovaná i ta nejtenčí vlákna mlhoviny.
Vnější oblasti ztmavnou. Znovu se stanou neutrálními a pro naše oči se stanou neviditelnými. Plyn se mísí s obecným mezihvězdným prostředím. Cyklus končí.
Které planetární mlhoviny vykazují slabé prstence z předchozích ejekcí
Na několika z těchto objektů si můžete všimnout něčeho zvláštního. Slabé prstence obklopující jasnou vnitřní mlhovinu. Nejsou náhodné. To jsou zbytky. Skořápky vyvržené hvězdou dříve v jejím životě, dlouho před vytvořením současné mlhoviny.
Planetární mlhovina není jedna událost. Toto je vrstvený záznam ztráty hmoty se staršími skořápkami zachovanými jako prstence kolem mladšího, jasnějšího jádra.
Tyto prsteny slouží jako časová osa. Ukazují, že hvězda neztratila svou hmotnost jen jednou. V popudech to odhodila. Současná jasná mlhovina je poslední kapitolou. Prsteny jsou předchozí návrhy, stále viditelné na tmavém pozadí vesmíru.
Čtení teploty hvězdy přes její obálku
Nemůžete se jen dívat na centrální hvězdu a hádat její topení. Musíte se podívat na plyn kolem něj. Mlhovina funguje jako filtr, který přeměňuje neviditelné ultrafialové záření hvězdy na viditelné světlo. Nizozemský astronom G. Zanstra přišel na to, jak to rozluštit. Studoval intenzitu dvou specifických typů záření: ionizovaného hélia a ionizovaného vodíku.
Helium se těžko štěpí. To vyžaduje fotony s energií vyšší než 54 elektronvoltů. Vodík je jednodušší. S úkolem se vypořádají fotony s energií pouhých 13,6 elektronvoltů. Jak se hvězda zahřívá, její spektrum se prudce posouvá k vyšším energiím. Takže pokud vidíte hodně emisí helia ve srovnání s vodíkem, hvězda je rozžhavená. Pokud převládají vodíkové čáry, je chladnější. Tento poměr poskytuje přesný odhad teploty.
Jak rychle se hvězda vyvíjí?
Velikost mlhoviny udává hodiny. Protože plyn expanduje měřitelnou rychlostí, můžeme vzít poloměr pláště a vydělit ho touto rychlostí. To poskytne čas od doby, kdy hvězda shodila své vnější vrstvy. Kombinace tohoto věku s jasností mlhoviny nám umožňuje odhadnout celkovou svítivost hvězdy. Mlhovina v podstatě přeměňuje ultrafialovou energii hvězdy na viditelné světlo. Jedná se o přirozený fotometr.
Evoluční cesta vycházející z těchto dat je ostrá. Mladá jádra planet jsou rozžhavená. Jsou v rozmezí 35 000–40 000 Kelvinů, podobně jako hmotné hvězdy spektrálních tříd O a B, ale asi 10krát slabší. Jedná se o husté objekty. Průměr je poloviční než průměr Slunce, ale svítivost je 1000krát vyšší.
Jak se mlhovina rozpíná, hvězda se stává jasnější a žhavější, ale zmenšuje se. Je to závod s gravitací. Jeho vrchol dosahuje asi 10 000násobku svítivosti Slunce, asi 5 000 let po vyvržení. Pět tisíc let. V souvislosti s miliardovým životem hvězdy je to okamžik. To je méně než půl hodiny lidského života. Po tomto vrcholu hvězda pohasne. Ohřívá se ale dál. A dále se zmenšuje.
Finále jako bílý trpaslík
Hvězda dosahuje maximální teploty přes 200 000 Kelvinů. To je téměř pětkrát teplejší než nejžhavější hvězdy, které obvykle pozorujeme. Pak se otočí. Chladí se. Asi po 10 000 letech se promění v bílého trpaslíka.
Tento objekt je hustý trosek. Je sotva větší než Země. Jeho hustota je tisíce kilogramů na centimetr krychlový. Odtud se velmi pomalu ochlazuje, v průběhu věků se stává červenější a slabší. Teoretický obraz této kompresní fáze je stále nejasný, ale dvě věci jsou jasné. Za prvé, bílí trpaslíci fungují spíše kompresí než jadernou fúzí. Došlo jim palivo. Za druhé, v nich není téměř žádný vodík ani helium. Každý z těchto prvků je uzavřen ve velmi tenké povrchové skořepině.
Tato absence je zvláštní. Mlhovina obklopující tyto hvězdy má normální kosmické složení. Na každý těžký atom, jako je kyslík, připadá asi 1000 atomů vodíku. Hvězda účinně vyvrhla své vnější vrstvy bohaté na vodík, ale zachovala si své těžší prvky. Mechanismus je selektivní. Odebral vodík a nechal za sebou uhlík a kyslík.
Které hvězdy se stávají planetárními mlhovinami?
Ne každá umírající hvězda tvoří planetární mlhovinu. Mateřské hvězdy jsou omezeny svou polohou a hmotností. Velmi hmotné hvězdy žijí rychle, umírají mladé a zůstávají blízko galaktické roviny. Planetární mlhoviny jsou více rozptýlené. To naznačuje, že jejich předci nebyli masivní.
Matematika do sebe pevně zapadá. Hmotnost mlhoviny je přibližně 0,3 hmotnosti Slunce. Konečný bílý trpaslík má hmotnost asi 0,7 hmotnosti Slunce. Sečtěte je a dostanete počáteční hmotnost, která není o moc větší než hmotnost Slunce. Rychlost expanze plynu odpovídá rychlosti úniku z rudého obra. To ukazuje na specifický typ hvězdy: velké, studené a nestabilní.
Dlouhoperiodické proměnné hvězdy jsou hlavními kandidáty. Mají správnou velikost, správnou hmotnost a je známo, že jsou nestabilní. Symbiotické hvězdy, které vykazují vlastnosti chladných obrů i horkých hvězd, jsou také mezi uchazeči. Nové hvězdy – ne. Plášť nové hvězdy se rozpíná rychlostí stovek kilometrů za sekundu. Je to příliš rychlé. Toto je exploze, ne jemná kapka.
Jak přesně skořápka opouští hvězdu?
Emise je způsobena tlakem záření. Světlo hvězdy tlačí na vnější vrstvy. Ale něco musí tento tlak spustit. Jde o rychlou změnu jaderné svítivosti v hlubinách obra. Konkrétně nestabilita ve spalovací vrstvě helia. Tato nestabilita způsobuje, že se hvězda nafoukne a vyvrhne hmotu.
This happens more than once. Uvolňování probíhá ve fázích. Chemie mlhoviny odhaluje chronologii. Některé mlhoviny jsou bohaté na dusík. K tomu dochází brzy, když konvekce přivádí dusík na povrch. Tento dusík je vedlejším produktem cyklu uhlík-dusík, procesu, který spaluje vodík. Později dochází k dalšímu uvolňování, obohacenému jak o dusík, tak o helium. Helium je také produktem spalování vodíku. Nakonec v pozdější fázi konvekce přivádí uhlík na povrch. Uhlík je produktem spalování helia.
Tato sekvence je chemickým záznamem posledního aktu hvězdy. Ukazuje, jak vnitřní procesy hvězdy unikaly na povrch, aby byly následně vyvrženy do vesmíru. Výsledkem je oblak plynu, který vypadá jako malá galaxie, ale ve skutečnosti je mrtvolou hvězdy, která není o moc větší než naše vlastní.
