Планетарні туманності – це розширюються оболонки газу, що світиться, що викидається зірками в процесі їх загибелі. Вони виглядають яскравими, круглими та компактними, на відміну від хаотичних, плямистих форм інших туманностей. Назва вводить в оману. Ранні астрономи наприкінці 1700-х років дивилися в невеликі телескопи та бачили тьмяні об’єкти, схожі на диски. Вони думали, що то планети. Вони помилялися. Але назва прижилася.
Чому вони схожі на планети?
Подібність обумовлена їх компактним, округлим виглядом. Через пристрої кінця 1700-х років ці об’єкти розмивалися в м’які диски. Для озброєного ока ранніх телескопів вони імітували диски далеких планет. Сучасні телескопи розкривають істину: це зовсім планети. Це зоряні останки.
Що насправді формує планетарну туманність?
Вмираюча зірка викидає свої зовнішні верстви. Це відбувається, коли зірка, подібна до нашого Сонця, вичерпує паливо у своєму ядрі. Ядро колапсує, а зовнішні шари роздмухуються назовні. Інтенсивне тепло від оголеного ядра іонізує цей газ. Газ світиться. Оболонка розширюється. Саме цю планетарну туманність ви бачите сьогодні.
«У них відносно кругла компактна форма, а не хаотичні плямисті форми інших туманностей».
Ця різниця має значення. Астрономи використовують форму класифікації цих об’єктів. Округлість сигналізує про інший еволюційний шлях, ніж нерегулярні форми, що спостерігаються в залишках наднових або областях H II. Газ яскравий, бо нагрівається зсередини. Джерелом є білий карлик – щільний, гарячий залишок ядра зірки.
Де вони знаходяться?
Планетарні туманності існують у всій галактиці. Це не ізольовані курйози. Це найпоширеніший кінцевий етап для зірок малої та середньої маси. Їх можна знайти у спіральних рукавах Чумацького Шляху. Вони також помітні в інших галактиках. Їхнє світло допомагає астрономам картувати розподіл зірок, які нещодавно загинули.
Чим вони відрізняються від наднових?
Це нерідка помилка. Наднові – це вибухові вибухи масивних зірок. Планетарні туманності – це мирне згасання. Зірка масою до восьми сонячних мас повільно скидає свої шари. Без ударної хвилі. Без синтезу важких елементів у масовому масштабі. Просто тиха оболонка, що світиться. Джерелом енергії є ядро білого карлика, а чи не вибух.
Чому це важливо? Тому що планетарні туманності є основним джерелом багатьох елементів, виявлених у Сонячній системі. Вуглець, азот і кисень у вашому тілі, ймовірно, походять з однієї з цих оболонок, що світяться. Це не просто гарні вогні. Це переробні заводи галактики.
Як пил приховує більшість планетарних туманностей
Чумацький Шлях нашпигований ними. Астрономи оцінюють, що у нашій галактиці існує приблизно 20 000 планетарних туманностей. Ця цифра важлива, оскільки саме в цих об’єктах зірки скидають свої зовнішні шари, впорскуючи свіжий газ у міжзоряне середовище.
Ви, мабуть, знаєте, чому ми не можемо побачити їх усі. Пил. Галактичний пил блокує світло, приховуючи огляд. На даний момент каталогізовано лише близько 3500 об’єктів. Це означає, що майже 85% з них приховані на увазі.
Це не просто проблема підрахунку. Це хімічна проблема. Оскільки ці туманності є джерелами газу, знання їхньої кількості допомагає вченим моделювати, як елементи циркулюють по галактиці. Якщо ви втрачаєте 16 500 об’єктів, ваші моделі галактичної хімії виявляються неточними.
Чому термін «планетарні» є помилковим
Цей термін – хибна назва, що прижилася через оптичні ефекти. Ранні астрономи, використовуючи невеликі телескопи, бачили круглі зелені плями. Вони нагадували планети. Звідси й назва.
Але вони не мають жодного відношення до планет. Це — передсмертне зітхання зірки. Конкретніше, зірки дуже пізніх стадіях еволюції. Центральна зірка скинула свою оболонку. Газ розширюється, остигає і світиться.
Уявіть це як оболонку гарячого газу, що розширюється у космосі. Центральна зірка, що стала білим карликом, висвітлює її. Структура часто складна: кільця, струмені, вузли газу. Не просто гладкі сфери.
Що говорить нам структура
Форма невипадкова. Вона відбиває кінцеву поведінку зірки.
- Симетричні форми припускають, що одиночна зірка померла спокійно.
- Складні, вузлуваті структури часто вказують на подвійну систему. Супутник-зірка може формувати потік викиду.
Тут наука стає цікавою. Вивчаючи форми та структуру, дослідники можуть зробити висновки про те, яким було зоряне до того, як воно «вибухнуло». Чи були там дві зірки? Чи оберталася одна довкола іншої? Газ зберігає історію.
Це криміналістична робота, але у космічному масштабі. Ви читаєте останні дні зоряної системи, вивчаючи уламки, які вона залишила після себе.
Щільність, розмір та туманність-спіраль
Планетарні туманності малі порівняно зі своїми «родичами» – дифузними туманностями. Типовий радіус становить приблизно 1 світловий рік, а маса газу коливається близько 0,3 сонячної маси. Невеликі, але цупкі. Насправді, значно щільніші. У той час як області H II пухкі, найщільніших ділянках планетарних туманностей міститься від 1 000 до 10 000 атомів на кубічний сантиметр. Це збільшення щільності означає, що їх поверхнева яскравість у 1000 разів вища, ніж у типових областей H II.
Тут важливий масштаб. Туманність-спіраль (NGC 7293) у сузір’ї Водолія є одним із найбільших відомих прикладів. Вона простягається приблизно на 20 кутових хвилин, займаючи близько двох третин видимого діаметра Місяця. Більшість інших туманностей менше, зазвичай, від 10 до 30 кутових секунд. Багато хто настільки далекий, що на прямих фотографіях виглядають як зірки, поки ви не наблизитесь достатньо, щоб побачити структуру.
Форма підпорядковується фізиці. Області H II хаотичні; планетарні туманності, зазвичай, упорядковані. Їх визначають різкі зовнішні межі, а регулярна внутрішня межа часто створює ефект кільця. Ви можете побачити дві яскраві лопаті, з’єднані мостом, формуючи форму, схожу на букву Z.
Центральна зірка та механізми іонізації
Кожна планетарна туманність має ядро. Ця центральна зірка є двигуном. Вона випромінює ультрафіолетове випромінювання, необхідне іонізації навколишнього газового шару. Ці зірки є одними з найгарячіших відомих об’єктів у Всесвіті та еволюціонують швидко.
Спектр розповідає історію. Він нагадує спектр областей H II з яскравими лініями рекомбінації водню та гелію, але є різниця у ступенях іонізації. У планетарних туманностях гелій часто перебуває у дворазово іонізованому стані. Ви отримуєте кисень та аргон у п’ятиразово іонізованому стані. Навіть неон у чотириразово іонізованому стані присутній.
Чому така різниця? Температура. Центральні зірки в планетарних туманностях досягають температур від 25 000 К до 200 000 К. Найгарячіші зірки типу O в областях H II не перевищують 60 000 К. Цей розрив у температурі зірок обумовлює вищі ступеня іонізації. Рідкісні важкі іони поглинають фотони з енергією в сотні електронвольт.
Зображення високої роздільної здатності виявляють крихітні вузли та нитки, показуючи, що регулярна структура приховує великомасштабні флуктуації густини та температури.
Після того, як ці високоенергетичні фотони поглинені, вони не можуть пройти далі. Існує гранична відстань, на якій певний вид іона просто не може існувати, тому що світло, необхідне підтримки його іонізації, зникає. Теорія передбачає ці спектральні деталі досить добре для туманностей, що найбільш добре спостерігаються.
Швидкості розширення та історія викиду
Спектри роблять більше, аніж просто показують хімію. Вони вимірюють рух. Газ розширюється від центральної зірки зі швидкістю від 24 до 56 км/с, що приблизно відповідає 15–35 милям на секунду.
Гравітація слабка такій відстані. Тяжіння зірки недостатньо, щоб зупинити шар. Він продовжуватиме розширюватися, поки не зіллється з навколишнім міжзоряним газом.
Швидкість розширення пропорційна відстані центру. Ця конкретна залежність передбачає, що вся маса газу була викинута внаслідок короткочасної події нестабільності. Один кидок. Один викид. Геометрія це підтверджує.
Відстань до планетарних туманностей
Точне визначення відстані до конкретної планетарної туманності це кошмар. Газ не є однорідним. Він варіюється за формою, масою та щільністю. Деякі частини світяться яскраво, тоді як інші сховані в тіні. Ви не знаєте точно, скільки іонізуючого випромінювання залишає центральну зірку або скільки гарячої, розрідженої речовини знаходиться всередині, не випромінюючи світла. Ці об’єкти – безладні, неоднорідні грудки, а не акуратні маленькі сфери.
Як астрономи оцінюють відстані до туманностей
Астрономи оминають цю плутанину, шукаючи викиди (outliers). Вони знаходять туманності, які випадково розташовані поруч із чимось, відстань до якого відома. Можливо, туманність є частиною зоряного скупчення. Можливо, вона пов’язана із зіркою, властивості якої добре задокументовані. Ці «сприятливі» об’єкти є точками калібрування.
Звідси у справу вступають статистичні методи. Вони використовують ці опорні точки, щоб припустити відстані до решти. Похибка? До 30 відсотків. Це грубо, але це найкраще, що ми маємо.
Після того як ви отримали відстань, ви можете визначити фізичний розмір. Ви берете кутовий розмір, ділите його на відстань та отримуєте справжній радіус. Як правило, ці туманності мають діаметр у кілька десятих світлового року. Якщо ви знаєте, з якою швидкістю розширюється газ, ви можете визначити вік у зворотному порядку. Більшість планетарних туманностей мають вік до 30 000 років. Після цього вони згасають. Вони стають надто розрідженими, щоб їх можна було відрізнити від навколишнього міжзоряного газу.
У зоряних масштабах це мить. Батьківська зірка мешкає мільярди років. Фази туманності — це лише короткий епілог, що світиться.
Хімічні сигнатури ядерної переробки
Сам газ розповідає історію. Планетарні туманності хімічно збагачені. Вони сповнені елементів, «приготовлених» ядерними реакціями всередині зірки, що вмирає.
Деякі багаті на вуглецю. Вони вдвічі більше вуглецю, ніж кисню. Це зворотне співвідношення проти Сонцем, де переважає кисень. Інші багаті на азот. Найяскравіші, які часто спостерігаються у зовнішніх галактиках, кричать про надлишок азоту. Гелій зазвичай помірно підвищений. Деякі об’єкти майже не мають водню взагалі. Це так, ніби газ був викинутий прямо наприкінці процесу ядерного горіння, перш ніж резервуар водню був повністю вичерпаний.
Туманності також відбивають градієнт важких елементів Галактики. Що далі від центру галактики, то менше важких елементів. Це відповідає вихідному складу зірок, що їх створили.
Однак є кричуща проблема. Коли астрономи вимірюють велику кількість важких елементів, використовуючи слабкі лінії рекомбінації в порівнянні з лініями, збудженими зіткненнями, цифри часто не збігаються. Розбіжності можуть становити фактори 30 і більше у достатку кисню. Чому?
Тому що у туманностей плямиста хімія. Існують області, багаті на важкі елементи, але бідні воднем. Ці зони швидко охолоджуються через випромінювання важких елементів. Вони стають набагато холоднішими, ніж звичайний газ. Оскільки в них немає водню, вони не роблять внесок у стандартні лінії випромінювання водню. Вони приховані на увазі, спотворюючи дані.
Пил ускладнює ситуацію ще більше. Деякі туманності містять внутрішній пил. Ви не можете побачити її безпосередньо. Ви виявляєте її тільки по інфрачервоному випромінюванню, нагрітому зіркою та газом. Наявність пилу означає, що туманності набагато багатшими важкими елементами, ніж припускають дослідження фази газу.
Виділяються два викиди. Один знаходиться у кульовому скупченні M15. Інший ширяє в галактичному гало, розрідженому зовнішньому краї нашої Чумацького Шляху. Обидва давні. Обидва мають вміст важких елементів приблизно в 50 разів нижче за нормальний, але їх рівні гелію стандартні. Це припускає, що первинний газ у Галактиці мав низький вміст металів, але майже нормальний рівень гелію. Більшість цього гелію прийшла з найбільшого вибуху.
Галактичний вік та орбіта
Те, де туманність знаходиться в Галактиці, каже вам, скільки їй років. Молоді об’єкти тримаються за спіральні рукави, близько до хмар газу, з яких утворилися. Старі об’єкти дрейфують від площини, ігноруючи рукави.
Планетарні туманності перебувають посередині. Вони рівномірно сконцентровані в галактичній поверхні, але тяжіють до центру, як більш старі об’єкти. Їхні орбіти еліптичні, а не кругові. Кругові орбіти належать молодим.
Астрономи називають це “дисковою популяцією”. Вона відрізняється від популяції I (молоді зірки в диску) і популяції II (старі зірки в гало), терміни, введені Вальтер Бааде. Діапазон віку всередині цієї групи широкий. Деякі щойно «вийшли з утроби». Інші – давні реліквії. Фаза туманності коротка, але зірок, які їх створили, має довгу пам’ять.
Як червоний гігант скидає свою оболонку, даючи початок планетарній туманності
Перш ніж ви побачите газ, що світиться, зірка вже вмирає. Вона знаходиться на стадії червоного гіганта, розширюючись назовні і втрачаючи масу зі швидкістю, яка звучить неправдоподібно, поки ви не зробите розрахунки. До 0,01 маси Землі на день, вирвані повільним вітром, що розширюється. З важких елементів у цьому потоці утворюється пил, який закриває зірку каламутним покривом.
Потім атмосфера відшаровується.
Гаряче ядро оголюється. Зірка нагрівається. Її випромінювання іонізує внутрішній газ. Ця зона іонізації не стоїть дома. Вона просувається назовні, прориваючись крізь матеріал, що повільно рухається, що залишився від більш раннього зоряного вітру. Газ рухається зі швидкістю приблизно 30 км/сек, 19 миль/сек.
З Землі ці туманності виглядають як зірки. Вони надто малі, щоб дозволити їх у диск, тому навіть через телескоп вони виглядають як точка світла. Але вони щільні. Ми говоримо про один мільйон атомів на кубічний сантиметр. У міру розширення газу він розріджується. Іонізована оболонка починає «поглинати» навколишній нейтральний водень. Це створює візуальну ілюзію. Туманність здається, що розширюється швидше, ніж насправді рухаються окремі атоми.
Чому більшість планетарних туманностей знаходяться на середній стадії еволюції
Перехід відбувається, коли щільність падає настільки низько, що вся маса газу стає іонізованою. Це – середня стадія.
Більшість планетарних туманностей, що спостерігаються нами, знаходяться саме тут. Ультрафіолетове випромінювання від центральної зірки більше не може підтримувати іонізацію в тому ж темпі, що й тоді, коли матеріал був щільним. Частина цього випромінювання йде у космос. Розширення тепер повністю обумовлено фізичним рухом самого газу, а не фронтом іонізації, що повзуть.
Тут фізика стає “тише”. Центральна зірка починає згасати. Вона втрачає світність. Зрештою, вона не здатна виробляти достатньо ультрафіолетового випромінювання, щоб підтримувати іонізацію навіть найтонших ниток туманності.
Зовнішні області темніють. Вони знову стають нейтральними та стають невидимими для наших очей. Газ поєднується із загальним міжзоряним середовищем. Цикл завершується.
Які планетарні туманності показують слабкі кільця від попередніх викидів
Ви можете помітити щось дивне у кількох цих об’єктів. Слабкі кільця, що оточують яскраву внутрішню туманність. Вони невипадкові. Це рештки. Оболонки, викинуті зіркою раніше її життя, задовго до формування поточної туманності.
Планетарна туманність – це не одна подія. Це шаруватий запис втрати маси, де більш старі оболонки зберігаються у вигляді кілець навколо молодшого, яскравішого ядра.
Ці кільця є тимчасовою шкалою. Вони показують, що зірка не втрачала свою масу лише один раз. Вона скидала її імпульсами. Поточна яскрава туманність – це останній розділ. Кільця – це попередні чернетки, все ще видимі на темному тлі космосу.
Читання температури зірки через її оболонку
Не можна просто зазирнути на центральну зірку та вгадати її нагрівання. Потрібно дивитися на газ довкола неї. Туманність діє як фільтр, переводячи невидимий ультрафіолетовий удар зірки у видиме світло. Нідерландський астроном Г. Занстра з’ясував, як це розшифрувати. Він вивчав інтенсивність двох конкретних типів випромінювання: іонізованого гелію та іонізованого водню.
Гелій важко розщепити. Для цього потрібні фотони з енергією понад 54 електровольти. Водень простіше. Фотони з енергією всього 13,6 електронвольт справляються із завданням. У міру того, як зірка стає гарячіше, її спектр різко зміщується в область високих енергій. Тому, якщо ви бачите багато випромінювання гелію в порівнянні з воднем, зірка розпечена до червона. Якщо ж переважають лінії водню, вона прохолодніша. Це співвідношення дає точну оцінку температури.
Наскільки швидко еволюціонує зірка?
Розмір туманності вказує на годинник. Оскільки газ розширюється із вимірною швидкістю, можна взяти радіус оболонки та розділити його на цю швидкість. Це дасть час із моменту, коли зірка скинула свої зовнішні шари. Поєднання цього віку з яскравістю туманності дозволяє оцінити загальну світність зірки. Туманність по суті перетворює ультрафіолетову енергію зірки у видиме світло. Це природний фотометр.
Еволюційний шлях, що з цих даних, різкий. Молоді планетарні ядра розпечені до червоного кольору. Вони знаходяться в діапазоні 35 000–40 000 Кельвінів, подібно до масивних зірок спектральних класів O і B, але приблизно в 10 разів тьмяніші. Це міцні об’єкти. Діаметр у половину діаметра Сонця, але світність у 1000 разів вища.
У міру розширення туманності зірка стає яскравішою та гарячішою, але стискається. Це гонка із гравітацією. Вона досягає піку приблизно в 10 000 разів вище за світність Сонця, близько 5000 років після викиду. П’ять тисяч років. У контексті мільярдного життя зірки це мить. Це менше півгодини людського життя. Після цього піку зірка тьмяніє. Але вона продовжує нагріватись. І продовжує стискатися.
Фінал у вигляді білого карлика
Зірка досягає максимальної температури понад 200 000 Кельвінів. Це майже в п’ять разів гарячіше за гарячі зірок, які ми зазвичай спостерігаємо. Потім вона повертає. Вона остигає. Приблизно через 10 000 років вона перетворюється на білий карлик.
Цей об’єкт – щільний уламок. Він ледве більший за Землю. Його густина складає тисячі кілограмів на кубічний сантиметр. Звідси він остигає дуже повільно, стаючи червонішим і тьмянішим протягом еонів. Теоретична картина цієї фази стиснення все ще розмита, але дві речі зрозумілі. По-перше, білі карлики працюють рахунок стиснення, а чи не ядерного синтезу. У них скінчилося паливо. По-друге, у них майже немає водню чи гелію. Будь-які з цих елементів поміщені в дуже тонку поверхневу оболонку.
Це відсутність дивно. Туманність, що оточує ці зірки, має нормальний космічний склад. На кожний важкий атом, як-от кисень, припадає близько 1000 атомів водню. Зірка ефективно викинула свої багаті на водень зовнішні шари, але зберегла важкі елементи. Механізм вибірковий. Він stripped водень та лишив вуглець та кисень позаду.
Які зірки стають планетарними туманностями?
Не кожна зірка, що вмирає, утворює планетарну туманність. Прародительські зірки обмежені своїм становищем та масою. Дуже потужні зірки живуть швидко, вмирають молодими і залишаються близько до площини галактики. Планетарні туманності розсіяні ширше. Це говорить про те, що їхні батьки були масивними.
Математика сходить щільно. Маса туманності становить приблизно 0,3 мас Сонця. Кінцевий білий карлик має масу близько 0,7 мас Сонця. Складіть їх, і отримайте початкову масу, яка не набагато перевищує масу Сонця. Швидкість розширення газу відповідає швидкості втікання червоного гіганта. Це вказує на конкретний тип зірки: велику, холодну та нестабільну.
Зірки-змінні з довгим періодом є основними кандидатами. Вони мають правильний розмір, правильна маса, і відомо, що вони нестабільні. Симбіотичні зірки, які демонструють характеристики як холодних гігантів, так і гарячих зірок, також серед претендентів. Нові зірки – ні. Оболонка нової зірки розширюється зі швидкістю сотні кілометрів на секунду. Це дуже швидко. Це вибух, а чи не м’яке скидання.
Як саме оболонка залишає зірку?
Викид обумовлений тиском випромінювання. Світло зірки тисне на зовнішні верстви. Але щось має запустити цей поштовх. Це швидка зміна ядерної світності у глибині гіганта. Безумовно, нестабільність у шарі горіння гелію. Ця нестабільність змушує зірку роздмухуватися і викидати масу.
Це відбувається неодноразово. Викид відбувається етапами. Хімія туманності розкриває хронологію. Деякі туманності багаті на азот. Це відбувається рано, коли конвекція виносить азот поверхню. Цей азот є побічним продуктом вуглецево-азотного циклу, що спалює водень. Пізніше відбувається інший викид, збагачений як азотом, і гелієм. Гелій є також продуктом горіння водню. Нарешті, більш пізньої фазі конвекція виносить вуглець на поверхню. Вуглець є продуктом горіння гелію.
Ця послідовність – хімічний запис останнього акту зірки. Вона показує, як внутрішні процеси зірки проникли на поверхню, щоб потім бути викинутими в космос. Результатом є хмара газу, яка виглядає як крихітна галактика, але насправді є трупом зірки, не набагато більшою за нашу власну.
