Туманность эмиссионных линий и эмиссионная туманность создают собственное свечение. Атомы водорода приходят в активность из-з мощного ультрафиолетового света звезд. Затем водород ионизируется (теряет электрон, излучающий фотон).

Звезды О-типа могут ионизировать газ в радиусе 350 световых лет. Туманность М17 обнаружил де Шезо в 1746 году, а в 1764 году ее заново открыл Шарль Мессье. Она находится в Стрельце и называется также туманностью Лебедя, Омега, Подкова и Лобстер. Невероятно яркая и ее розовое свечение можно заметить без использования техники в низких широтах (видимая величина – 6). Внутри находятся молодые звезды, создающие область HII. За красный цвет отвечает ионизированный водород.

Инфракрасный свет помогает находить огромное количество пыли, намекающее на активное звездообразование. Внутри находится скопление из 30 звезд, затененных туманностью, протирающейся в диметре на 40 световых лет. Общая масса в 800 раз превосходит солнечную.

М17 удалена на 5500 световых лет. Вместе с М16 расположена в одном спиральном рукаве Млечного Пути (Стрельца-Киля).

Некоторые звезды являются своего рода наглядной иллюстрацией того, как красные гиганты могут превращаться в белые карлики. Эти звезды окружены горячей газовой оболочкой, которая по своим свойствам напоминает газовую туманность. По своему внешнему виду при наблюдениях в телескоп такие объекты имеют достаточное сходдство с дисками планет, поэтому называются планетарными туманностями. В центре каждой из них всегда можно найти ядро – горячую звезду, спектр которой очень напоминает спектр звезд Вольфа - Райе или звезд класса О. Одной из самых близких и крупных из таких объектов является планетарная туманность Хеликс, которая находится в созвездии Водолея, имеющая видимый размер вдвое меньше Луны. Это соответствует истинным размерам туманности почти в 3 пс при расстоянии в 700 пс. Другой известной планетарной туманностью является кольцевая туманность в созвездии Лиры. Большинство планетарных туманностей, которых в настоящее время обнаружено около 1000, имеют гораздо меньшие размеры, в среднем около 0,05 пс, и концентрируются в основном около центра Галактики.

Рис. Планетарная туманность в созвездии Лиры

Спектры планетарных туманностей представляют собой довольно слабый континуум, на фоне которого заметны яркие эмиссионные линии. Сильнее всего выделяются запрещенные линии однажды и дважды ионизованных кислорода и азота (особенно небулярные линии N1 и N2), линии водорода и нейтрального гелия. Внешний вид планетарных туманностей обычно представляет собой симметричную форму, часто напоминающую кольца. Исходя из этого, можно сделать вывод, что планетарная туманность представляет собой оболочку из очень разреженного ионизованного газа, которая окружает звезду и имеющая, вероятно, форму тороида. По смещениям линий в спектре таких оболочек обнаружено, что они постоянно расширяются в среднем со скоростью примерно в несколько десятков километров в секунду. При этом полное количество энергии, которую излучает вся планетарная туманность, в несколько десятков раз больше, чем энергия, которую излучает ядро в видимой области спектра. Поскольку центральная звезда достаточно горячая и имеет температуру в десятки тысяч градусов, максимум ее излучения находится в невидимой ультрафиолетовой части спектра. Благодаря жесткому излучению ядра ионизуется разреженный газ туманности и нагревает его до очень высокой температуры, которая достигает от десяти до двадцати тысяч градусов. Вместо него атомы туманности испускают видимое излучение, спектр которого содержит наблюдаемые эмиссионные линии и слабое непрерывное свечение.

Рис. Планетарная туманность NGC 2440

Вероятно, планетарные туманности – это определенная стадия эволюции некоторых типов звезд, возможно, похожих на неправильные переменные типа RV Тельца. В этой стадии звезда сбрасывает с себя оболочку и обнажает свои горячие недра. Этот процесс, судя по скорости расширения оболочки, должен происходить по космическим меркам очень быстро (около 20 000 лет). За это время внутри звезды также могут происходить существенные изменения. Есть основания предполагать, что, пройдя стадию планетарных туманностей, некоторые звезды могут превращаться в белые карлики.

В последние десятилетия благодаря снимкам, полученным космическим телескопом «Хаббл», выяснилось, что большая часть планетарных туманностей имеет достаточно сложную и необычную структуру. Несмотря на тот факт, что примерно пятая часть из них имеет форму, близкую к сферической, большинство планетарных туманностей не обладает сферической симметрией. На сегодняшний день механизмы образования такого разнообразия форм остаются до конца не выясненными. Есть предположение, что значительную роль в этом могут играть взаимодействие двойных звезд и звёздного ветра также магнитного поля и межзвёздной среды.

О планетарных туманностях астрономы знают с давних времен. Еще в восемнадцатом веке У. Гершель, открывший Уран, занимался глубоким изучением мира туманностей. Он разделил их на классы, выделив планетарные образования. Именно Гершель предложил само название «планетарные туманности» из-за сходства этих образований с Ураном. Тусклые, небольшие скопления газов напоминали астроному диск далекой планеты.

Первое объяснение

В 1950-х годах астрофизик И. Шкловский попытался объяснить природу происхождения планетарных туманностей. Как выяснилось, они порождаются умирающими звездами. Во время превращения в белого карлика звезды сбрасывают внешние слои, которые под ультрафиолетовыми лучами ионизируются. В наше время ученые доказали, что планетарные туманности - это объекты со сложной структурой. Это отчетливо видно по фотографиям, сделанных телескопом «Хаббл».

Сколько живет туманность?

По астрономическим меркам, туманность живет не очень долго - около десяти тысяч лет. Из-за такого короткого жизненного цикла астрономы видят не более полутора тысяч различных объектов в нашей галактике. Каждый из них имеет свой уникальный вид: необычную форму, цвет, размер. Известны туманности в Магеллановых Облаках, Туманности Андромеды и в других уголках Вселенной.

Строение объекта

Планетарные туманности представляют собой сложную систему, состоящую из центрального ядра и окружающей его газовой оболочки (их может быть несколько). Оболочка и ядро связаны между собой. Сама оболочка - это полностью ионизированное газовое образование с электронной температурой 10-12 тысяч К. Если в оболочке имеется примесь пылевых частиц, то она подсвечивается красным светом. Свечение может быть самых разных оттенков.

Планетарные туманности возникают в результате гибели звезд. После утраты стабильности объект увеличивается, расширяется, изменяется форма. Постепенно туманность становится слабой и не может удерживать осколки звезды.

Умирающие звезды

Как известно, все планетарные туманности образованы от звезд, которые завершают свое существование и превращаются в белых карликов. Звезды с массами, как у нашего Солнца, после рождения проживают длительную стабильную жизнь, во время которой растапливаются водородные ядра, давая начало ядрам гелия. Как только в центре звезды водород полностью израсходуется, эта часть объекта начинает нагреваться: температура доходит до ста миллионов градусов. Этот процесс вызывает расширение слоев и охлаждение: звезда превращается в красного гиганта. В этот момент звезда теряет стабильность, ее внешние слои могут быть выброшены наружу. Именно эти выбросы образуют оболочку, которая удерживается вокруг белого карлика - того, что остается от распавшейся звезды.

Процесс расширения

Астрономы, оценивающие фото планетарных туманностей, видят изменения их оболочки, ее размера. Скорость расширения оболочки - несколько десятков километров в секунду. Очень быстро оболочка сливается с космическим пространством и перестает быть видимой.

Самые известные туманности

Существует немало самых разных планетарных туманностей, среди которых есть объекты, отчетливо видные в любительские телескопы, а есть такие, что с трудом видны даже в телескопы обсерваторий. Среди самых популярных объектов туманности Кольцо, Сова, Гантель, М76, Муравей, Песочные Часы и многие другие.

Туманность Кольцо

Самая знаменитая планетарная туманность в созвездии Лиры - это объект, получивший название Кольцо. У этого образования есть и другое название - М57. Оно располагается в летнем созвездии Лиры, на удалении от Земли примерно на 2300 световых лет.

Кольцо было открыто в 1779 году астрономом А. Даркье де Пельпуа. Ученый описал образование как идеальный диск размером примерно с Юпитер, но имеющий более бледное свечение. Спустя шесть лет англичанином В. Гершелем это тело было названо небесной достопримечательностью.

Кольцо появилось от звезды, температура которой превышает 100000 градусов. Туманность постоянно расширяется - приблизительно со скоростью 25 километров в секунду, поэтому ее зримые размеры увеличиваются примерно на одну секунду в столетие.

Улитка

В телескоп любители могут видеть не менее сотни самых разных объектов, среди которых туманность Улитка, расположенная в созвездии Водолея. Расстояние от Земли до планетарной туманности небольшое: она является самой близкой к нам. В телескопе она кажется зеленоватой. «Хаббл» увидел в ней сотни различных газовых шариков. По мнению ученых, они возникли в момент разрушения звезды.

Сатурн

В 1782 году В. Гершель открыл туманность Сатурна, расположенную в созвездии Водолея. Однако увидеть это образование в телескоп непросто, так как оно достаточно мелкое. При 150-кратном увеличении можно рассмотреть вытянутой формы образование.

Гантель

Гантель, или М27, - это еще одно космическое образование, которое можно увидеть в телескоп. Оно располагается в созвездии Лисички. Астрономы утверждают, что эта туманность возникла приблизительно четыре тысячи лет тому назад.

Если посмотреть на тело в телескоп, то при значительном увеличении можно рассмотреть вытянутую форму, из-за которой она и получила свое название.

У Гантель есть младшая сестра - Маленькая Гантель, или М76. Ее открыли в 1780 году. Однако определить, что это планетарная туманность, а не другое образование, ученые смогли только в 1918-м.

NGC3242

Планетарная туманность NGC3242 или, как ее еще называют, Призрак Юпитера, - это сложное для наблюдения образование. При 100-кратном увеличении ее можно рассмотреть в телескопе достаточно отчетливо, увидеть округлую форму.

М97

В созвездии Большой Медведицы располагается планетарная туманность М97, или Сова. Она была открыта в 1848 году Уильямом Парсонсом. Это уникальное космическое образование напоминает совиные глаза, за что и получила свое необычное название.

При 100-кратном увеличении на телескопе можно рассмотреть округлую форму, а также увидеть два темных пятна внутри М97. По мнению астрономов, Сове уже восемь тысяч лет, а значит, жить ей остается недолго.

Во Вселенной существуют тысячи самых разных туманностей, о которых еще неизвестно. Некоторые из объектов уже полностью распались или близки к этому, а есть и такие, которые только что зародились.

Форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд , магнитного поля и межзвёздной среды .

История исследований

Туманность Гантель в условных цветах

Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички : Шарль Мессье , занимавшийся поиском комет , при составлении своего каталога туманностей (неподвижных объектов, похожих при наблюдении неба на кометы) в 1764 году занёс её в каталог под номером M27. В 1784 г. Уильям Гершель , первооткрыватель Урана , при составлении своего каталога выделил их в отдельный класс туманностей (class IV nebulae) и предложил для них термин «планетарная туманность» из-за их видимого сходства с диском Урана .

Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века , с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии . Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей - объектов, выделявшихся своей необычностью:

«Одними из самых загадочных из этих замечательных объектов являются те, которые при телескопическом наблюдении имеют вид круглых или слегка овальных дисков. … Замечателен и их зеленовато-голубой цвет, чрезвычайно редкий для одиночных звёзд. Кроме того, в этих туманностях нет признаков центрального сгущения. По этим признакам планетарные туманности резко выделяются как объекты, которым присущи свойства, совершенно отличающиеся от свойств Солнца и неподвижных звёзд. Из этих соображений, а также благодаря их яркости, я избрал эти туманности как наиболее подходящие для спектроскопического исследования».

Другой проблемой был химический состав планетарных туманностей: Хаггинс сравнением с эталонными спектрами сумел идентифициировать линии азота и водорода , однако самая яркая из линий с длиной волны 500.7 нм не наблюдалась в спектрах известных тогда химических элементов. Было выдвинуто предположение, что эта линия, соответствует неизвестному элементу. Ему заранее дали название небулий - по аналогии с идеей, приведшей к открытию гелия при спектральном анализе Солнца в 1868 году .

Предположения об открытии нового элемента небулия не подтвердились. В начале XX века Генри Рассел выдвинул гипотезу о том, что линия на 500.7 нм соответствует не новому элементу, а старому элементу в неизвестных условиях.

Возобновление термоядерных реакций позволяет прекратиться дальнейшему сжатию ядра. Выгорающий гелий вскоре создаёт инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода , окружённое оболочкой из горящего гелия. Термоядерные реакции с участием гелия очень чувствительны к температуре. Скорость протекания реакции пропорциональна T 40 , то есть увеличение температуры всего на 2 % приведёт к удвоению скорости протекания реакции. Это делает звезду очень нестабильной: малый прирост температуры вызывает быстрое увеличение скорости хода реакций, повышая выделение энергии, что, в свою очередь, заставляет увеличиваться температуру. Верхние слои горящего гелия начинают быстро расширяться, температура понижается, реакция замедляется. Всё это может быть причиной мощных пульсаций, иногда достаточно сильных, чтобы выбросить значительную часть атмосферы звезды в космическое пространство.

Выброшенный газ формирует расширяющуюся оболочку вокруг обнажившегося ядра звезды. По мере того, как всё большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются всё более и более глубокие слои с более высокими температурами. При достижении обнажённой поверхностью (фотосферой звезды) температуры в 30 000 К энергия испускаемых ультрафиолетовых фотонов становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Таким образом, облако становится планетарной туманностью.

Продолжительность жизни

Вещество планетарной туманности разлетается от центральной звезды со скоростью в несколько десятков километров в секунду. В то же время, по мере истечения вещества центральная звезда остывает, излучая остатки энергии; термоядерные реакции прекращаются, так как звезда теперь не обладает достаточной массой для поддержания температуры, требуемой для синтеза углерода и кислорода. В конце концов, звезда остынет настолько, что перестанет излучать достаточно ультрафиолета для ионизации отдалившейся газовой оболочки. Звезда становится белым карликом , а газовое облако рекомбинирует, становясь невидимым. Для типичной планетарной туманности время от образования до рекомбинации составляет 10 000 лет.

Галактические переработчики

Планетарные туманности играют значительную роль в эволюции галактик. Ранняя Вселенная состояла в основном из водорода и гелия , но со временем в результате термоядерного синтеза в звёздах образовались более тяжёлые элементы. Таким образом, вещество планетарных туманностей имеет высокое содержание углерода , азота и кислорода , а по мере расширения и проникновения в межзвёздное пространство оно обогащает его этими тяжёлыми элементами, в общем называемыми астрономами металлами .

Последующие поколения звёзд, формирующиеся из межзвёздного вещества, будут содержать большее начальное количество тяжёлых элементов; хотя их присутствие в составе звёзд остаётся незначительным, они ощутимо влияют на их эволюцию. Звёзды, сформировавшиеся вскоре после образования Вселенной , содержат относительно малые количества металлов - их относят к звёздам II типа . Звёзды, обогащённые тяжёлыми элементами, принадлежат к звёздам I типа (см. Звёздное население).

Характеристики

Физические характеристики

Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на см³, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10-100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на см³. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности.

Излучение центральной звезды нагревает газы до температур порядка 10 000 . Парадоксально, что температура газа нередко повышается с увеличением расстояния от центральной звезды. Это происходит по той причине, что чем большей энергией обладает фотон , тем менее вероятно, что он будет поглощён. Поэтому во внутренних областях туманности поглощаются малоэнергетические фотоны, а оставшиеся, обладающие высокой энергией, поглощаются во внешних областях, вызывая рост их температуры.

Туманности можно разделить на бедные материей и бедные излучением . Согласно этой терминологии, в первом случае туманность не обладает достаточным количеством материи для поглощения всех ультрафиолетовых фотонов, излучаемых звездой. Поэтому видимая туманность полностью ионизирована. Во втором же случае центральная звезда испускает недостаточно ультрафиолетовых фотонов, чтобы ионизировать весь окружающий газ, и ионизационный фронт переходит в нейтральное межзвёздное пространство.

Так как бо́льшая часть газа планетарной туманности ионизирована (то есть является плазмой), значительный эффект на её структуру оказывает действие магнитных полей , вызывая такие феномены, как волокнистость и нестабильность плазмы.

Количество и распределение

На сегодняшний день в нашей галактике , состоящей из 200 миллиардов звёзд, известно 1500 планетарных туманностей. Их краткая по сравнению со звёздной продолжительность жизни является причиной их малого числа. В основном, все они лежат в плоскости Млечного Пути , причём большей частью сосредоточившись вблизи центра галактики, и практически не наблюдаются в звёздных скоплениях.

Использование ПЗС-матриц вместо фотоплёнки в астрономических исследованиях позволило значительно расширить список известных планетарных туманностей.

Структура

Биполярная планетарная туманность

Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность. Причины такого разнообразия форм до конца не выяснены, но считается, что большую роль могут играть гравитационные взаимодействия звёзд в двойных системах. По другой версии, имеющиеся планеты нарушают равномерное растекание материи при образовании туманности. В январе 2005 года американские астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звёзд двух планетарных туманностей, а затем выдвинули предположение, что именно они частично или полностью ответственны за создание формы этих туманностей. Существенная роль магнитных полей в планетарных туманностях была предсказана Григором Гурзадяном ещё в 1960-ые годы (см. например Гурзадян Г. А., 1993 и ссылки там). Есть также предположение, что биполярная форма может быть обусловлена взаимодействием ударных волн от распространения фронта детонации в слое гелия на поверхности формирующегося белого карлика (например, в туманностях Кошачий Глаз , Песочные Часы , Муравей).

Текущие вопросы в изучении планетарных туманностей

Одна из проблем в изучении планетарных туманностей - это точное определение расстояния до них. Для некоторых близлежащих планетарных туманностей возможно вычислить удалённость от нас, используя измеренный параллакс расширения: снимки с высоким разрешением, полученные несколько лет назад, демонстрируют расширение туманности перпендикулярно к лучу зрения, а спектроскопический анализ Доплеровского смещения даст возможность вычислить скорость расширения вдоль луча зрения. Сравнение углового расширения с полученной скоростью расширения сделает возможным вычисление расстояния до туманности.

Существование такого разнообразия форм туманностей является темой жарких дискуссий. Широко распространено мнение, что причиной этому может быть взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с различными скоростями. Некоторые астрономы считают, что двойные звёздные системы ответственны, по крайней мере, за наиболее сложные очертания планетарных туманностей. Недавние исследования подтвердили наличие у нескольких планетарных туманностей мощных магнитных полей, предположения о чём уже неоднократно выдвигались. Магнитные взаимодействия с ионизированным газом также могут играть некоторую роль в становлении формы некоторых из них.

На данный момент существуют две различных методики обнаружения металлов в туманности, основывающиеся на различных типах спектральных линий. Иногда эти два метода дают совершенно непохожие результаты. Некоторые астрономы склонны объяснять это наличием слабых флуктуаций температуры в пределах планетарной туманности. Другие полагают, что различия в наблюдениях слишком разительны, чтобы объяснить их при помощи температурных эффектов. Они выдвигают предположения о существовании холодных сгустков, содержащих очень малое количество водорода. Однако сгустки, наличие которых, по их мнению, способно объяснить разницу в оценке количества металлов, ни разу не наблюдались.

См. также

• Список планетарных туманностей

Межзвёздная среда
Составляющие	Межзвёздный газ · Межзвёздная пыль · Космические лучи · Магнитное поле
Туманности	Диффузная (светлая) туманность · Тёмная туманность · Эмиссионная туманность · Отражательная туманность · Остаток сверхновой · Планетарная туманность · Протопланетарная туманность
Области звездообразования	Молекулярное облако · Глобула · Область H II
Околозвёздные образования	Аккреционный диск · Протопланетный диск · Полярные струйные течения · Объект Хербига - Аро
Излучение

В пятой статье серии «Наблюдения за объектами дальнего космоса» я познакомлю вас с некоторыми рекомендациями по наблюдению планетарных туманностей. В предыдущих четырёх статьях вы узнали как наблюдать за шаровыми, рассеянными звёздными скоплениями, галактиками и диффузными туманностями. Все рекомендации предпочтительны для телескопов с апертурой от 110 мм. Для «планетарок» лучше диаметр объектива от 150 мм.

Практически все планетарные туманности имеют очень небольшой угловой размер, который сравним с размерами Юпитера (40″). Поверхностная яркость этих туманностей достаточно велика. Рекомендуется использовать увеличение телескопа: 80х - 200х.

Но есть планетарные туманности с низкой яркостью, для них нет смысла использовать окуляр с больши́м увеличением или рассеивающую линзу Барлоу, которая даёт бо́льшее увеличение. Для таких туманностей сложно подобрать рекомендации и дать советы по использованию увеличения, всё очень субъективно и читатель сможет выбрать (подобрать) сам. К неярким «планетаркам» можно отнести: M 27, M 76, M 97, NGC 4361).

Планетарная туманность со слабой поверхностной яркостью

Напоминаю, когда нашли искомый объект для наблюдения (в нашем случае планетарную туманность) руководствуйтесь следующей инструкцией. Она поможет вам узнать и получить как можно больше информации на практике. Не забывайте вести записи, это ускорит ваш процесс запоминания и в дальнейшем пригодится для сравнения объектов с другими этого же типа, а также научит вас различать и замечать тонкости каждого из объектов.

Наблюдение планетарной туманности

1. Как всегда начинаем с оценки углового размера искомого объекта. Для лучшей и более точной оценки сравните её с планетой Юпитер, которую можно увидеть на таком же увеличении.
2. Какую форму имеет туманность? Полая внутри, круглая, овальная, непонятная? Можно ли увидеть и дать хоть сколько информации о краях туманности? Какие они?
3. Равномерно ли от центра к краям распределена яркость? Может отдельный участок насыщенный, другой менее или просматривается некоторая цветность?
4. Какой общий цвет виден в телескоп? Туманность полностью серая? Или может голубовато-серая? Виднеется красноватый оттенок?
5. Оглянитесь вокруг. Что можете сказать о звёздах за «планетаркой», вокруг неё? Есть ли очень яркие, ?
6. Какой примерно блеск имеет исследуемый объект?
7. В последнюю очередь, когда глаз и мозг усвоил достаточно информации - определите, на что похожа туманность? Есть ли сходство с каким-то предметом?

И всё… Оторвитесь на несколько секунд от телескопа, дайте отдохнуть глазам. Представьте перед собой то, что только что наблюдали. Взгляните ещё раз в окуляр, зафиксируйте. Сверьтесь со своими записями. Если всё хорошо, то наблюдения за этой планетарной туманностью можно заканчивать и после короткой паузы переключаться на новый объект.

Вот таких несколько простых, но на мой взгляд очень полезных и нужных рекомендаций стоит придерживаться при наблюдении планетарных туманностей . До новых статей, берегите свои глаза и не упускайте ни одной безоблачной звёздной ночи.