Планетарные туманности — это расширяющиеся оболочки светящегося газа, выбрасываемого звёздами в процессе их гибели. Они выглядят яркими, круглыми и компактными, в отличие от хаотичных, пятнистых форм других туманностей. Название вводит в заблуждение. Ранние астрономы в конце 1700-х годов смотрели в небольшие телескопы и видели тусклые объекты, похожие на диски. Они думали, что это планеты. Они ошибались. Но название прижилось.
Почему они похожи на планеты?
Сходство обусловлено их компактным, округлым видом. Через приборы конца 1700-х годов эти объекты размывались в мягкие диски. Для невооружённого глаза ранних телескопов они имитировали диски далёких планет. Современные телескопы раскрывают истину: это совсем не планеты. Это звёздные останки.
Что на самом деле формирует планетарную туманность?
Умирающая звезда выбрасывает свои внешние слои. Это происходит, когда звезда, подобная нашему Солнцу, исчерпывает топливо в своём ядре. Ядро коллапсирует, а внешние слои раздуваются наружу. Интенсивное тепло от обнажённого ядра ионизирует этот газ. Газ светится. Оболочка расширяется. Именно эту планетарную туманность вы видите сегодня.
«У них относительно круглая компактная форма, а не хаотичные пятнистые формы других туманностей».
Это различие имеет значение. Астрономы используют форму для классификации этих объектов. Округлость сигнализирует о другом эволюционном пути, чем нерегулярные формы, наблюдаемые в остатках сверхновых или областях H II. Газ яркий, потому что нагревается изнутри. Источником является белый карлик — плотный, горячий остаток ядра звезды.
Где они находятся?
Планетарные туманности существуют по всей галактике. Это не изолированные курьёзы. Это распространённый конечный этап для звёзд малой и средней массы. Их можно найти в спиральных рукавах Млечного Пути. Они также видны в других галактиках. Их свет помогает астрономам картировать распределение звёзд, которые недавно погибли.
Чем они отличаются от сверхновых?
Это частое заблуждение. Сверхновые — это взрывные взрывы массивных звёзд. Планетарные туманности — это мирное угасание. Звезда массой до примерно восьми солнечных масс медленно сбрасывает свои слои. Без ударной волны. Без синтеза тяжёлых элементов в массовом масштабе. Просто тихая, светящаяся оболочка. Источником энергии является ядро белого карлика, а не взрыв.
Почему это важно? Потому что планетарные туманности являются основным источником многих элементов, обнаруженных в Солнечной системе. Углерод, азот и кислород в вашем теле, вероятно, произошли из одной из этих светящихся оболочек. Это не просто красивые огни. Это перерабатывающие заводы галактики.
Как пыль скрывает большинство планетарных туманностей
Млечный Путь напичкан ими. Астрономы оценивают, что в нашей галактике существует примерно 20 000 планетарных туманностей. Эта цифра важна, поскольку именно в этих объектах звёзды сбрасывают свои внешние слои, впрыскивая свежий газ в межзвёздную среду.
Вы, вероятно, знаете, почему мы не можем увидеть их все. Пыль. Галактическая пыль блокирует свет, скрывая обзор. На данный момент каталогизировано лишь около 3 500 объектов. Это означает, что почти 85% из них скрыты на виду.
Это не просто проблема подсчёта. Это химическая проблема. Поскольку эти туманности являются источниками газа, знание их количества помогает учёным моделировать, как элементы циркулируют по галактике. Если вы упускаете 16 500 объектов, ваши модели галактической химии оказываются неточными.
Почему термин «планетарные» является ошибочным
Этот термин — ложное название, прижившееся из-за оптических эффектов. Ранние астрономы, используя небольшие телескопы, видели круглые зеленоватые пятна. Они напоминали планеты. Отсюда и название.
Но они не имеют никакого отношения к планетам. Это — предсмертный вздох звезды. Конкретнее, звезды на очень поздних стадиях эволюции. Центральная звезда сбросила свою оболочку. Газ расширяется, остывает и светится.
Представьте это как оболочку горячего газа, расширяющуюся в космосе. Центральная звезда, ставшая белым карликом, освещает её. Структура часто сложная: кольца, струи, узлы газа. Не просто гладкие сферы.
Что говорит нам структура
Форма не случайна. Она отражает конечное поведение звезды.
- Симметричные формы предполагают, что одиночная звезда умерла спокойно.
- Сложные, узловатые структуры часто указывают на двойную систему. Спутник-звезда может формировать поток выброса.
Здесь наука становится интересной. Изучая формы и структуру, исследователи могут сделать выводы о том, каким было звёздное до того, как оно «взорвалось». Было ли там две звезды? Вращалась ли одна вокруг другой? Газ сохраняет историю.
Это криминалистическая работа, но в космическом масштабе. Вы читаете последние дни звёздной системы, изучая обломки, которые она оставила после себя.
Плотность, размер и туманность-спираль
Планетарные туманности малы по сравнению со своими «родственниками» — диффузными туманностями. Типичный радиус составляет примерно 1 световой год, а масса газа колеблется около 0,3 солнечной массы. Небольшие, но плотные. На самом деле, значительно более плотные. В то время как области H II рыхлые, в самых плотных участках планетарных туманностей содержится от 1 000 до 10 000 атомов на кубический сантиметр. Это увеличение плотности означает, что их поверхностная яркость в 1 000 раз выше, чем у типичных областей H II.
Здесь важен масштаб. Туманность-спираль (NGC 7293) в созвездии Водолея является одним из крупнейших известных примеров. Она простирается примерно на 20 угловых минут, занимая около двух третей видимого диаметра Луны. Большинство других туманностей меньше, обычно от 10 до 30 угловых секунд. Многие настолько далеки, что на прямых фотографиях выглядят как звезды, пока вы не приблизитесь достаточно, чтобы увидеть структуру.
Форма подчиняется физике. Области H II хаотичны; планетарные туманности, как правило, упорядочены. Их определяют резкие внешние границы, а регулярная внутренняя граница часто создает эффект кольца. Вы можете увидеть две яркие лопасти, соединенные мостом, формируя форму, похожую на букву Z.
Центральная звезда и механизмы ионизации
У каждой планетарной туманности есть ядро. Эта центральная звезда является двигателем. Она излучает ультрафиолетовое излучение, необходимое для ионизации окружающего газового слоя. Эти звезды являются одними из самых горячих известных объектов во Вселенной и эволюционируют быстро.
Спектр рассказывает историю. Он напоминает спектр областей H II с яркими линиями рекомбинации водорода и гелия, но есть разница в степенях ионизации. В планетарных туманностях гелий часто находится в двукратно ионизированном состоянии. Вы получаете кислород и аргон в пятикратно ионизированном состоянии. Даже неон в четырехкратно ионизированном состоянии присутствует.
Почему такая разница? Температура. Центральные звезды в планетарных туманностях достигают температур от 25 000 К до 200 000 К. Самые горячие звезды типа O в областях H II не превышают 60 000 К. Этот разрыв в температуре звезд обуславливает более высокие степени ионизации. Редкие тяжелые ионы поглощают фотоны с энергией в сотни электронвольт.
Изображения высокого разрешения выявляют крошечные узлы и нити, показывая, что регулярная структура скрывает крупномасштабные флуктуации плотности и температуры.
После того как эти высокоэнергетические фотоны поглощены, они не могут пройти дальше. Существует предельное расстояние, на котором определенный вид иона просто не может существовать, потому что свет, необходимый для поддержания его ионизации, исчезает. Теория предсказывает эти спектральные детали довольно хорошо для наиболее хорошо наблюдаемых туманностей.
Скорости расширения и история выброса
Спектры делают больше, чем просто показывают химию. Они измеряют движение. Газ расширяется от центральной звезды со скоростью от 24 до 56 км/с, что примерно соответствует 15–35 милям в секунду.
Гравитация слаба на таком расстоянии. Тяготение звезды недостаточно, чтобы остановить слой. Он будет продолжать расширяться, пока не сольется с окружающим межзвездным газом.
Скорость расширения пропорциональна расстоянию от центра. Эта конкретная зависимость предполагает, что вся масса газа была выброшена в результате одного кратковременного события нестабильности. Один бросок. Один выброс. Геометрия это подтверждает.
Расстояния до планетарных туманностей
Точное определение расстояния до конкретной планетарной туманности — это кошмар. Газ не является однородным. Он варьируется по форме, массе и плотности. Некоторые части светятся ярко, тогда как другие скрыты в тени. Вы не знаете точно, сколько ионизирующего излучения покидает центральную звезду или сколько горячего, разреженного вещества находится внутри, не излучая света. Эти объекты — беспорядочные, неоднородные комки, а не аккуратные маленькие сферы.
Как астрономы оценивают расстояния до туманностей
Астрономы обходят эту путаницу, ища выбросы (outliers). Они находят туманности, которые случайно расположены рядом с чем-то, расстояние до которого известно. Возможно, туманность является частью звездного скопления. Возможно, она связана со звездой, свойства которой хорошо задокументированы. Эти «благоприятные» объекты служат точками калибровки.
Отсюда в дело вступают статистические методы. Они используют эти опорные точки, чтобы предположить расстояния до всех остальных. Погрешность? До 30 процентов. Это грубо, но это лучшее, что у нас есть.
После того как вы получили расстояние, вы можете вычислить физический размер. Вы берете угловой размер, делите его на расстояние и получаете истинный радиус. Как правило, эти туманности имеют диаметр в несколько десятых светового года. Если вы знаете, с какой скоростью расширяется газ, вы можете вычислить возраст в обратном порядке. Большинство планетарных туманностей имеют возраст до примерно 30 000 лет. После этого они угасают. Они становятся слишком разреженными, чтобы их можно было отличить от окружающего межзвездного газа.
В звездных масштабах это мгновение. Родительская звезда живет миллиарды лет. Фазы туманности — это лишь краткое, светящееся эпилог.
Химические сигнатуры ядерной переработки
Сам газ рассказывает историю. Планетарные туманности химически обогащены. Они полны элементов, «приготовленных» ядерными реакциями внутри умирающей звезды.
Некоторые богаты углеродом. У них в два раза больше углерода, чем кислорода. Это обратное соотношение по сравнению с Солнцем, где преобладает кислород. Другие богаты азотом. Самые яркие, часто наблюдаемые во внешних галактиках, кричат об избытке азота. Гелий обычно умеренно повышен. У некоторых объектов почти нет водорода вообще. Это так, как будто газ был выброшен прямо в конце процесса ядерного горения, до того как резервуар водорода был полностью исчерпан.
Туманности также отражают градиент тяжелых элементов Галактики. Чем дальше от центра галактики, тем меньше тяжелых элементов. Это соответствует исходному составу звезд, которые их создали.
Однако есть вопиющая проблема. Когда астрономы измеряют обилие тяжелых элементов, используя слабые линии рекомбинации по сравнению с линиями, возбужденными столкновениями, цифры часто не совпадают. Расхождения могут составлять факторы 30 и более в обилии кислорода. Почему?
Потому что у туманностей пятнистая химия. Существуют области, богатые тяжелыми элементами, но бедные водородом. Эти зоны быстро охлаждаются из-за излучения тяжелых элементов. Они становятся намного холоднее, чем обычный газ. Поскольку в них нет водорода, они не вносят вклад в стандартные линии излучения водорода. Они скрыты на виду, искажая данные.
Пыль усложняет ситуацию еще больше. Некоторые туманности содержат внутреннюю пыль. Вы не можете увидеть ее напрямую. Вы обнаруживаете ее только по инфракрасному излучению, нагретому звездой и газом. Наличие пыли означает, что туманности еще богаче тяжелыми элементами, чем предполагают исследования фазы газа.
Выделяются два выброса. Один находится в шаровом скоплении M15. Другой парит в галактическом гало, разреженном внешнем крае нашей Млечного Пути. Оба древние. Оба имеют содержание тяжелых элементов примерно в 50 раз ниже нормального, но их уровни гелия стандартны. Это предполагает, что первичный газ в Галактике имел низкое содержание металлов, но почти нормальный уровень гелия. Большая часть этого гелия пришла из самого Большого взрыва.
Галактический возраст и орбита
То, где туманность находится в Галактике, говорит вам, сколько ей лет. Молодые объекты держатся за спиральные рукава, близко к облакам газа, из которых они образовались. Старые объекты дрейфуют от плоскости, игнорируя рукава.
Планетарные туманности находятся посередине. Они умеренно сконцентрированы в галактической плоскости, но тяготеют к центру, как более старые объекты. Их орбиты эллиптические, а не круговые. Круговые орбиты принадлежат молодым.
Астрономы называют это «дисковой популяцией». Она отличается от Популяции I (молодые звезды в диске) и Популяции II (старые звезды в гало), термины, введенные Вальтером Бааде. Диапазон возрастов внутри этой группы широк. Некоторые только что «вышли из утробы». Другие — древние реликвии. Фаза туманности коротка, но у звезд, которые их создали, долгая память.
Как красный гигант сбрасывает свою оболочку, давая начало планетарной туманности
Прежде чем вы увидите светящийся газ, звезда уже умирает. Она находится на стадии красного гиганта, расширяясь наружу и теряя массу со скоростью, которая звучит неправдоподобно, пока вы не произведёте расчёты. До 0,01 массы Земли в день, вырванные медленным расширяющимся ветром. Из тяжёлых элементов в этом потоке образуется пыль, которая закрывает звезду мутным покровом.
Затем атмосфера отслаивается.
Горячее ядро обнажается. Звезда нагревается. Её излучение ионизирует внутренний газ. Эта зона ионизации не стоит на месте. Она продвигается наружу, прорываясь сквозь медленно движущийся материал, оставшийся от более раннего звёздного ветра. Газ движется со скоростью примерно 30 км/с, 19 миль/с.
С Земли эти туманности выглядят как звёзды. Они слишком малы, чтобы разрешить их в диск, поэтому даже через телескоп они выглядят как точка света. Но они плотные. Мы говорим об одном миллионе атомов на кубический сантиметр. По мере расширения газа он разрежается. Ионизированная оболочка начинает «поглощать» окружающий нейтральный водород. Это создаёт визуальную иллюзию. Туманность кажется расширяющейся быстрее, чем на самом деле движутся отдельные атомы.
Почему большинство планетарных туманностей находятся на средней стадии эволюции
Переход происходит, когда плотность падает настолько низко, что вся масса газа становится ионизированной. Это средняя стадия.
Большинство наблюдаемых нами планетарных туманностей находятся именно здесь. Ультрафиолетовое излучение от центральной звезды больше не может поддерживать ионизацию в том же темпе, что и тогда, когда материал был плотным. Часть этого излучения уходит в космос. Расширение теперь полностью обусловлено физическим движением самого газа, а не ползущим фронтом ионизации.
Здесь физика становится «тише». Центральная звезда начинает угасать. Она теряет светимость. В конце концов, она не способна производить достаточно ультрафиолетового излучения, чтобы поддерживать ионизацию даже самых тонких нитей туманности.
Внешние области темнеют. Они снова становятся нейтральными и становятся невидимыми для наших глаз. Газ смешивается с общей межзвёздной средой. Цикл завершается.
Какие планетарные туманности показывают слабые кольца от предыдущих выбросов
Вы можете заметить нечто странное в нескольких из этих объектов. Слабые кольца, окружающие яркую внутреннюю туманность. Они не случайны. Это остатки. Оболочки, выброшенные звездой ранее в её жизни, задолго до формирования текущей туманности.
Планетарная туманность — это не одно событие. Это слоистая запись потери массы, где более старые оболочки сохраняются в виде колец вокруг более молодого, яркого ядра.
Эти кольца служат временной шкалой. Они показывают, что звезда не теряла свою массу только один раз. Она сбрасывала её импульсами. Текущая яркая туманность — это последняя глава. Кольца — это предыдущие черновики, всё ещё видимые на тёмном фоне космоса.
Чтение температуры звезды через её оболочку
Нельзя просто заглянуть на центральную звезду и угадать её нагрев. Нужно смотреть на газ вокруг неё. Туманность действует как фильтр, переводя невидимый ультрафиолетовый удар звезды в видимый свет. Нидерландский астроном Г. Занстра выяснил, как расшифровать это. Он изучал интенсивность двух конкретных типов излучения: ионизированного гелия и ионизированного водорода.
Гелий трудно расщепить. Для этого нужны фотоны с энергией более 54 электронвольт. Водород проще. Фотоны с энергией всего 13,6 электронвольт справляются с задачей. По мере того как звезда становится горячее, её спектр резко смещается в область высоких энергий. Поэтому, если вы видите много излучения гелия по сравнению с водородом, звезда раскалена докрасна. Если же преобладают линии водорода, она прохладнее. Это соотношение даёт точную оценку температуры.
Насколько быстро эволюционирует звезда?
Размер туманности указывает на часы. Поскольку газ расширяется с измеримой скоростью, можно взять радиус оболочки и разделить его на эту скорость. Это даст время с момента, когда звезда сбросила свои внешние слои. Сочетание этого возраста с яркостью туманности позволяет оценить общую светимость звезды. Туманность по сути преобразует ультрафиолетовую энергию звезды в видимый свет. Это естественный фотометр.
Эволюционный путь, вытекающий из этих данных, резок. Молодые планетарные ядра раскалены докрасна. Они находятся в диапазоне 35 000–40 000 Кельвинов, подобно массивным звёздам спектральных классов O и B, но примерно в 10 раз тусклее. Это плотные объекты. Диаметр в половину диаметра Солнца, но светимость в 1000 раз выше.
По мере расширения туманности звезда становится ярче и горячее, но сжимается. Это гонка с гравитацией. Она достигает пика примерно в 10 000 раз выше светимости Солнца, около 5000 лет после выброса. Пять тысяч лет. В контексте миллиардной жизни звезды это мгновение. Это меньше получаса человеческой жизни. После этого пика звезда тускнеет. Но она продолжает нагреваться. И продолжает сжиматься.
Финал в виде белого карлика
Звезда достигает максимальной температуры более 200 000 Кельвинов. Это почти в пять раз горячее самых горячих звёзд, которые мы обычно наблюдаем. Затем она поворачивает. Она остывает. Примерно через 10 000 лет она превращается в белый карлик.
Этот объект — плотный обломок. Он едва больше Земли. Его плотность составляет тысячи килограммов на кубический сантиметр. Отсюда он остывает очень медленно, становясь краснее и тусклее на протяжении эонов. Теоретическая картина этой фазы сжатия всё ещё размыта, но две вещи ясны. Во-первых, белые карлики работают за счёт сжатия, а не ядерного синтеза. У них закончилось топливо. Во-вторых, внутри них почти нет водорода или гелия. Любые из этих элементов заключены в очень тонкую поверхностную оболочку.
Это отсутствие странно. Туманность, окружающая эти звёзды, имеет нормальный космический состав. На каждый тяжёлый атом, такой как кислород, приходится около 1000 атомов водорода. Звезда эффективно выбросила свои богатые водородом внешние слои, но сохранила тяжёлые элементы. Механизм избирателен. Он stripped водород и оставил углерод и кислород позади.
Какие звёзды становятся планетарными туманностями?
Не каждая умирающая звезда образует планетарную туманность. Прародительские звёзды ограничены своим положением и массой. Очень массивные звёзды живут быстро, умирают молодыми и остаются близко к плоскости галактики. Планетарные туманности рассеяны более широко. Это говорит о том, что их предки не были массивными.
Математика сходится плотно. Масса туманности составляет примерно 0,3 массы Солнца. Конечный белый карлик имеет массу около 0,7 массы Солнца. Сложите их, и получите начальную массу, не намного превышающую массу Солнца. Скорость расширения газа соответствует скорости убегания от красного гиганта. Это указывает на конкретный тип звезды: большую, холодную и нестабильную.
Звёзды-переменные с длинным периодом являются основными кандидатами. У них правильный размер, правильная масса, и известно, что они нестабильны. Симбиотические звёзды, которые демонстрируют характеристики как холодных гигантов, так и горячих звёзд, также в числе претендентов. Новые звёзды — нет. Оболочка новой звезды расширяется со скоростью сотни километров в секунду. Это слишком быстро. Это взрыв, а не мягкое сбрасывание.
Как именно оболочка покидает звезду?
Выброс обусловлен давлением излучения. Свет звезды давит на внешние слои. Но что-то должно запустить этот толчок. Это быстрое изменение ядерной светимости в глубине гиганта. Конкретно, нестабильность в слое горения гелия. Эта нестабильность заставляет звезду раздуваться и выбрасывать массу.
Это происходит не один раз. Выброс происходит этапами. Химия туманности раскрывает хронологию. Некоторые туманности богаты азотом. Это происходит рано, когда конвекция выносит азот на поверхность. Этот азот является побочным продуктом углеродно-азотного цикла, процесса, сжигающего водород. Позже происходит другой выброс, обогащённый как азотом, так и гелием. Гелий также является продуктом горения водорода. Наконец, на более поздней фазе конвекция выносит углерод на поверхность. Углерод является продуктом горения гелия.
Эта последовательность — химическая запись последнего акта звезды. Она показывает, как внутренние процессы звезды просочились на поверхность, чтобы затем быть выброшенными в космос. Результатом является облако газа, которое выглядит как крошечная галактика, но на самом деле является трупом звезды, не намного большей, чем наша собственная.
