Астрономия на планетарната мъглявина

Планетна мъглявина, която и да е от клас ярки мъглявини, които разширяват черупки от светещ газ, изхвърлен от умиращи звезди. Наблюдавани телескопично, те имат сравнително кръгъл компактен вид, а не хаотичните петнасти форми на други мъглявини - оттук и името им, което е получено поради приликата им с планетарните дискове, когато се гледат с инструментите от края на 1700 г., когато първите планетарни мъглявини са били открити.

Смята се, че в Галактиката на Млечния път има около 20 000 обекта, наречени планетни мъглявини, всеки от които представлява газ, изхвърлен сравнително наскоро от централна звезда много късно в своята еволюция. Поради затъмняването на прах в Галактиката са регистрирани само около 1800 планетни мъглявини. Планетарните мъглявини са важни източници на газ в междузвездната среда.

Форми и структура

В сравнение с дифузните мъглявини (виж H II регион), планетарните мъглявини са малки обекти, имащи радиус обикновено 1 светлинна година и съдържащи маса газ около 0,3 слънчева маса. Една от най-известните планетарни мъглявини, мъглявината Хеликс (NGC 7293) в съзвездието Водолей, поддава ъгъл от около 20 минути дъга - две трети от ъгловия размер на Луната. Планетарните мъглявини са значително по-плътни от повечето H II региони, като обикновено съдържат 1000–10 000 атома на кубически см в техните плътни региони и имат повърхностна яркост 1000 пъти по-голяма. Много от тях са толкова далеч, че изглеждат звездни, когато се снимат директно, но забележимите примери имат ъглов размер до 20 минути дъга напречно, като 10-30 секунди дъга са обичайни. Тези, които показват ярък диск, имат много по-правилни форми от хаотичните H II региони, но все още обикновено има някои колебания на яркостта над диска. Като цяло планетарите имат правилни, остри външни граници; често имат и сравнително правилна вътрешна граница, което им придава вид на пръстен. Мнозина имат два лопата от ярък материал, наподобяващи дъги на кръг, свързани с мост, донякъде наподобяващи буквата Z.

Повечето планетари показват централна звезда, наречена ядро, която осигурява ултравиолетовото лъчение, необходимо за йонизиране на газа в пръстена или обвивката, която го заобикаля. Тези звезди са сред най-горещите известни и са в състояние на сравнително бърза еволюция.

Както при районите на H II, общата структурна закономерност прикрива големи колебания в плътността, температурата и химичния състав. Изображенията с висока разделителна способност на планетарната мъглявина обикновено разкриват мънички възли и нишки до границата на разделителната способност. Спектърът на планетарната мъглявина в основата си е същият като този на H II регион; тя съдържа ярки линии от водородни и хелиеви рекомбинации и ярките, колизирано възбудени забранени линии и слаби рекомбинационни линии на други йони. (Рекомбинацията е процесът, при който атом на висок етап на възбуждане улавя електрон с по-ниска енергия и след това попада в по-нисък етап на възбуждане.) Централните звезди показват много по-голям диапазон от температурите от тези в районите на H II, вариращи от сравнително готин (25 000 К) до някои от най-горещите известни (200 000 К). В мъглявините с горещи звезди по-голямата част от хелия е двойно йонизиран и съществуват значителни количества петкратно йонизирани кислород и аргон и четирикратно йонизирани неони. В районите на H II хелийът е главно веднъж иониран, а неонът и аргонът - само веднъж или два пъти. Тази разлика в състоянията на атомите се дължи на температурата на планетарното ядро ​​(до около 150 000 К), която е много по-висока от тази на вълнуващата звезда от районите на H II (по-малко от 60 000 К за O звезда, най-горещите). В близост до централната звезда се откриват високи етапи на йонизация. Редките тежки йони, а не водород, поглъщат фотоните на няколкостотин електронни волта. Отвъд определено разстояние от централната звезда, всички фотони с енергия, достатъчни за йонизиране на даден вид йони, са били погълнати и следователно този вид не може да съществува по-далеч. Подробните теоретични изчисления доста успешно прогнозират спектрите на най-добре наблюдаваните мъглявини.

Спектрите на планетарните мъглявини разкриват още един интересен факт: те се разширяват от централната звезда със скорост 24–56 км (15–35 мили) в секунда. Гравитационното издърпване на звездата е доста малко на разстоянието на обвивката от звездата, така че черупката ще продължи разширяването си, докато накрая се слее с междузвездния газ около нея. Разширяването е пропорционално на разстоянието от централната звезда, съответстващо на цялата маса газ, изхвърлена за един кратък период от звездата в някаква нестабилност.

Разстоянията на планетарните мъглявини

Оценката на разстоянието до която и да е планетна мъглявина е предизвикателна поради разнообразието от форми и маси на йонизирания газ. Съществува несигурност относно количеството йонизираща радиация от централната звезда, която се измъква от мъглявината, и количеството горещ материал с ниска плътност, който запълва част от обема, но не излъчва значителна радиация. По този начин планетарните мъглявини не са хомогенен клас от обекти.

Разстоянията се изчисляват чрез получаване на измервания за около 40 обекта, които имат особено благоприятни свойства. Благоприятните свойства включват асоцииране с други обекти, чието разстояние може да бъде оценено независимо, например членство в звезден клъстер или асоциация със звезда с известни свойства. Статистическите методи, калибрирани по тези обекти, дават груби оценки (около 30 процента грешки) на разстоянията за всички останали. Статистическият метод включва приемането, че всички черупки имат сходни маси, когато цялата обвивка е йонизирана и се коригира за фракцията, която е неутрална за останалите.

От най-доброто налично определяне на разстоянието, истинският размер на всяка мъглявина може да се намери от ъгловия размер. Обикновено планетарните мъглявини са с радиус няколко десети от светлинната година. Ако това разстояние се раздели на скоростта на разширение, се получава възрастта на мъглявината след изхвърлянето. Стойностите варират приблизително до 30 000 години, след което мъглявината е толкова слаба, че не може да бъде разграничена от околния междузвезден газ. Този живот е много по-кратък от живота на родителските звезди, така че мъглявата фаза е сравнително кратка.