Planetary Nebula

Planetaarinen sumu, usein lyhennettynä PN tai monikossa PNE, on eräänlainen emissiosumu koostuu laajeneva hehkuva kuori ionisoidun kaasua ulos vanhoista punainen jättiläinen tähteä myöhään elämässään. Sana "Nebula" on latinaa ja tarkoittaa sumua tai pilven ja termi "planetaarinen sumu" on harhaanjohtava, joka on peräisin 1780-luvulla kanssa tähtitieteilijä William Herschel koska katsottuna kautta hänen kaukoputkea, nämä esineet ilmestyi hänelle muistuttamaan pyöreiden planeettoja. Herschelin nimi näille esineiden kansanomaisesti hyväksytty ja ei ole muutettu. Ne ovat suhteellisen lyhytaikaiseksi ilmiö, kestävät muutamia kymmeniä tuhansia vuosia, verrattuna tyypilliseen tähtien elinikä useita miljardeja vuosia.

Mekanismi muodostumista useimpien planeettojen sumuja uskotaan olevan seuraavat: lopussa tähti elämän aikana punainen jättiläinen vaiheessa ulkokerrokset tähti purkautuvat vahva tähtien tuulet. Lopulta, kun suurin osa punaisen jättiläisen tunnelma on haihtunut, altistuvat kuuma, valoisa ydin lähettää ultraviolettisäteilyn ionisoimiseksi ulos ulommat kerrokset tähti. Imeytyy ultraviolettivaloa energisoi kuori epämääräistä kaasun ympäri Keski tähti, joka esiintyy kirkas värillinen planetaarinen sumu useilla erillisiä näkyvillä aallonpituuksilla.

Planeettojen sumuja voi olla ratkaiseva rooli kemiallisen evoluution Linnunradan, palaa materiaalia tähtienvälisen väliaineen stars jossa elementtejä, tuotteet Nukleosynteesi, on luotu. Planeettojen sumuja havaitaan myös enemmän kaukaisten galaksien, saadaan hyödyllistä tietoa niiden kemiallisista runsaus.

Viime vuosina, Hubble Space Telescope kuvia ovat paljastaneet monia planeettojen sumuja on erittäin monimutkainen ja monipuolinen morfologioita. Noin viidennes ovat suunnilleen pallomaisia, mutta suurin osa ei ole pallosymmetrinen. Mekanismit, jotka tuottavat niin monenlaisia ​​muotoja ja ominaisuuksia ei vielä tunneta hyvin, mutta binary keskeinen tähdet, tähtien tuulet ja magneettikentät voi olla merkitystä.

Huomautukset

Planetary sumut ovat yleensä heikko esineitä; kukaan ei ole nähtävissä paljaalla silmällä. Ensimmäinen planetaarinen sumu löysi oli nostopainosumu tähdistössä Vulpecula. Havaittiin Charles Messier vuonna 1764 ja listattu M27 hänen luettelo epämääräistä esineitä. Aikaisin tarkkailijoita matalan resoluution kaukoputket, M27 ja myöhemmin löysi planeettojen sumuja hieman muistutti jättiläisplaneettoihin kuten Uranus. William Herschel, löytäjä Uranuksen, lopulta termin "planetaarinen sumu" heille. Aluksi Herschel ajattelin esineet olivat tähdet ympäröi materiaali oli tiivistyvä osaksi planeetat sijaan mitä tiedetään olevan todisteita kuolleiden tähdet, jotka ovat poltettavan mitään maata kiertäviä planeettoja.

Luonne planeettojen sumuja oli tuntematon, kunnes ensimmäinen spektroskooppinen havainnot tehtiin puolivälissä 19th century. Käyttämällä prisma hajottamaan valoaan, William Huggins oli yksi varhaisimmista tähtitieteilijät tutkia optinen spektri tähtitieteellisiä esineitä. 29. elokuuta 1864 Huggins oli ensimmäinen analysoida kirjo planetaarinen sumu kun hän näki NGC 6543. Hänen havaintoja tähteä osoittivat, että niiden spektrit koostui jatkumo säteilyn monet tummat viivat päälle niitä. Myöhemmin hän totesi, että monet epämääräistä esineitä, kuten Andromeda Nebula oli spektrit, jotka olivat melko samanlaisia. Nämä tähtisumut myöhemmin osoitettu olevan galakseja.

Kuitenkin, kun Huggins katseli Cat Eye Nebula, hän löysi hyvin erilainen spektri. Sen sijaan, vahva jatkumona absorptioviivoja päälle, Cat Eye Nebula ja muut vastaavat esineet osoitti vain pieni määrä päästöjen linjat. Kirkkain näistä oli aallonpituudella 500,7 nanometriä, joka ei vastaa linjan tahansa tunnetun elementin. Aluksi oletettiin, että linja saattaa johtua tuntematon elementti, joka sai nimekseen nebulium. Samanlainen ajatus oli johtanut löytö heliumin analysoimalla Sunin spektrin vuonna 1868.

Vaikka helium eristettiin maan päällä pian sen löydön spektrissä aurinko, nebulium ollut. Vuoden alussa 20-luvulla Henry Norris Russell ehdotti sen sijaan, että uusi elementti, rivi 500,7 nm johtui tuttu elementti tuntemattomia olosuhteissa.

Fyysikot osoitti vuonna 1920, että kaasua erittäin alhainen tiheys, elektronit voivat kansoittavat innoissaan metastabiileja energian tasoilla atomien ja ionien joka on tiheää asutusta nopeasti de-innoissaan törmäyksiä. Electron siirtymät nämä tasot typpi- ja happi-ionit aiheuttavat 500,7 nm emissio Line ym. Nämä spektriviivat, joka voidaan nähdä hyvin alhaisen tiheyden kaasuja, kutsutaan kielletty linjat. Spektroskooppiset havainnot osoitti siten, että sumuja tehtiin äärimmäisen ohut kaasua.

Keski tähdet planeettojen sumuja ovat erittäin kuumia. Vain kerran tähti on käyttänyt suurimman osan ydinpolttoaineen se voi romahtaa niin pieni koko. Planeettojen sumuja tuli ymmärrettävä loppuvaiheessa tähden kehitys. Spektroskooppiset havainnot osoittavat, että kaikki planeettojen sumuja laajenevat. Tämä johti ajatukseen, että planeettojen sumuja johtuivat tähti ulkokerroksissa heitetään avaruuteen loppua.

Loppupuolella 20-luvulla teknologian kehittyminen voitu edistää tutkimuksen planeettojen sumuja. Space kaukoputket saa tähtitieteilijät opiskella valon aallonpituuksilla ulkopuolella jotka maan ilmakehän välittää. Infrapuna ja ultravioletti tutkimukset planeettojen sumuja sallittu paljon tarkempi määrityksiä Nebular lämpötiloja, tiheydet ja alkuaine runsaus. CCD-kenno tekniikka saa paljon himmeämpi spektriviivat voidaan mitata tarkasti kuin aiemmin ollut mahdollista. Hubble Space Telescope osoitti myös, että vaikka monet sumuja näyttävät on yksinkertainen ja säännöllinen rakenteita tarkasteltuna maasta, erittäin korkea optinen resoluutio saavutettavissa kaukoputket yläpuolella Maan ilmakehään paljastaa äärimmäisen monimutkaisia ​​rakenteita.

Alle Morgan-Keenan spektrin luokitusjärjestelmä, planeettojen sumuja luokitellaan Type-P, vaikka tämä merkintätapa käytetään harvoin käytännössä.

Tekijä

Stars yli 8 Auringon massaa todennäköisesti päättyy henkensä dramaattinen supernovat räjähdyksiä, vaikka planeettojen sumuja näennäisesti esiintyä vain lopussa elämää väli- ja pieni massa tähdet 0,8 M⊙ 8,0 M⊙. Kantaisä tähteä, jotka muodostavat planeettojen sumuja viettää suurimman osan elämänsä muuntamalla niiden vetyä heliumia Starin ytimen ydinfuusion noin 15 miljoonaa K. tuotettu energia luo ulospäin painostuksesta fuusioreaktioita ydin, yhtä tasapainottaa murskaus sisäänpäin paineet tähti vetovoiman. Näin ollen kaikki yhden väli matalan massa tähdet pääjaksossa voi kestää kymmeniä miljoonia ja miljardeja vuosia.

Kun vedyn lähteen ydin alkaa pienentyä, painovoima alkaa puristamalla ydin, aiheuttaen lämpötilan nousun noin 100 miljoonaa K. Korkeampi ydin lämpötiloja tee sitten tähti-viileä ulommat kerrokset laajentaa luoda paljon suurempi punainen jättiläinen tähteä. Tätä varten vaiheen aiheuttaa voimakas nousu tähtien kirkkaus, jossa julkaistiin energia jakautuu paljon suurempi pinta-ala, vaikka keskimääräinen pinnan lämpötila on alhaisempi. Vuonna tähden kehitys kannalta, tähdet saavien osalta korotukset kirkkaus tunnetaan asymptoottihaara tähteä.

Saat enemmän massiivinen asymptoottihaara tähteä, jotka muodostavat planeettojen sumuja, jonka progenitorit ylitä noin 3M⊙, niiden ytimet jatkaa supistuu. Kun lämpötila noin 100 miljoonaa K, käytettävissä heliumydinten sulautuvat hiilen ja hapen, jotta tähti jälleen palaa säteilemään energia, tilapäistä keskeyttämistä ydin n supistuminen. Tämä uusi helium palava vaihe muodostaa kasvava sisäpiirillä inerttiä hiilen ja hapen. Sen yläpuolella on ohut helium-polttava kuori, ympäröi vuorotellen vetyä polttava kuori. Kuitenkin tämä uusi vaihe kestää vain 20000 vuotta tai niin, lyhyen ajan verrattuna koko eliniän tähti.

Kummassakin skenaariossa ilmaus tunnelma laannu osaksi tähtienvälisen avaruuden, mutta kun ulkopinta alttiina ydin saavuttaa ylittäviä lämpötiloja noin 30000 K, on ​​tarpeeksi pääsee ultravioletti fotonit ionisoimiseksi ulos ilmakehään, jolloin kaasu loistaa planeettojen Nebula.

Elinaika

Kun tähti kulkee asymptoottihaara vaihe, lyhyt planetaarinen sumu vaiheen tähden kehitys alkaa kaasut puhalletaan pois keskustasta tähti nopeuksilla muutaman kilometrin sekunnissa. Keski tähti on jäänne sen AGB kantaisä, elektroni-degeneroitunut hiili-happi ydin, joka on menettänyt suurimman osan vedyn kirjekuoren takia massa tappio AGB. Koska kaasut laajentaa, Keski tähti läpikäy kaksivaiheinen evoluutio, ensimmäinen kasvaa lämpimämpää kuin se jatkaa sopimuksen ja vedyn fuusio reaktioita tapahtuu kuoren ytimen ympärille ja sitten hitaasti jäähdyttämällä kun vety kuori on käytetty läpi fuusion ja massan menetys. Toisessa vaiheessa, se säteilee pois energia- ja fuusioreaktioita lakkaa, koska keskeinen tähti ei ole raskas riitä tuottamaan ydin lämpötilat hiilen ja hapen sulake. Ensimmäisessä vaiheessa, Keski tähti väittää vakio kirkkaus, mutta samalla se kasvaa yhä kuumemmaksi, lopulta saavuttaa lämpötila noin 100000 K. Toisessa vaiheessa, se jäähtyy niin paljon, että se ei anna pois tarpeeksi ultraviolettisäteilyn ionisoimiseksi yhä kaukainen kaasu pilvi. Tähti tulee valkoinen kääpiö, ja laajenevan kaasun pilvi muuttuu näkymättömäksi meille, päättyy planetaarinen sumu vaiheessa evoluution. Jotta tyypillinen planetaarinen sumu, noin 10000 vuotta kulkee sen muodostumista ja rekombinaatio tähti.

Galaktinen kierrättäjät

Planetary tähtisumut pelata erittäin tärkeä rooli galaktisen evoluution. Varhaisen maailmankaikkeuden koostuivat lähes kokonaan vetyä ja heliumia, mutta tähdet luoda raskaampia aineita kautta ydinfuusion. Kaasut planeettojen sumuja siten sisältävät suuri osa elementtejä, kuten hiilen, typen ja hapen, ja koska ne laajenevat ja sulautuvat tähtienvälisen keskipitkällä, ne rikastuttavat sitä näillä raskaita alkuaineita, joita yhdessä kutsutaan metalleja tähtitieteilijät.

Seuraaville sukupolville tähdet, jotka muodostavat peräisin Nebular jää on sitten suurempi alkupitoisuuteen raskaampia aineita. Vaikka raskaiden alkuaineiden silti hyvin pieni osa tähti, niillä on merkittävä vaikutus sen kehitystä. Tähdet, jotka muodostivat hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa ja sisältää pieniä määriä raskaita elementtejä tunnetaan Väestö II tähdet, kun taas nuoremmat tähdet korkeampi raskas elementti pitoisuus tunnetaan Väestö minä tähteä.

Ominaisuudet

Fyysiset ominaisuudet

Tyypillinen planetaarinen sumu on noin yksi valo vuoden ympäri, ja se koostuu erittäin sisäänlämpiävässä kaasun, jonka tiheys yleensä 100 10000 hiukkasia. Nuori planeettojen sumut on korkein tiheydet, joskus jopa 10 hiukkasia. Kuten sumuja ikä, niiden laajentamisen aiheuttaa niiden tiheys pienenee. Massat planeettojen sumuja alue 0,1-1 Auringon massaa.

Säteily keskusvarastosta tähti lämmittää kaasuja lämpötiloissa noin 10000 K. kaasun lämpötila keskiosissa on yleensä paljon suurempi kuin kehällä saavuttaa 16,000-25,000 K. tilavuus läheisyydessä Keski tähti on usein täynnä hyvin kuuma kaasu joilla lämpötila on noin miljoona K. Tämä kaasu on peräisin pinnalta keskeinen tähti muodossa nopeasti tähtien tuuli.

Nebulae voidaan kuvata asia, jota rajoittaa tai säteilyä rajoitettu. Edellisessä tapauksessa, ei ole riittävästi asiaa sumu imeä kaikki UV fotonien synnyttämä tähti, ja näkyvä sumu on täysin ionisoitunut. Jälkimmäisessä tapauksessa, ei ole tarpeeksi UV fotonit on synnyttämä keskeinen tähti ionisoimiseksi kaikki ympäröivän kaasun ja ionisaatiota edessä etenee ulospäin circumstellar kirjekuoreen neutraalien atomien.

Numerot ja jakelu

3000 planeettojen sumuja tiedetään nyt olemassa meidän galaksi, pois 200 miljardia tähteä. Heidän hyvin lyhyt käyttöikä verrattuna yhteensä tähtien eliniän tilit harvinaisuus. Niitä löytyy useimmiten lähellä tasossa Linnunradan, jolla suurin lähellä galaksin keskustaa.

Morfologia

Vain noin 20% planeetan sumut ovat pallosymmetrinen. Erilaisia ​​muotoja esiintyy joitakin hyvin monimutkaisia ​​muotoja nähnyt. Planeettojen sumut luokitellaan eri tekijöistä osaksi: tähtien, levy, rengas, epäsäännöllinen, kierteiset, kaksisuuntainen, kvadrupolaaristen, ja muita, vaikka suurin osa niistä kuuluu vain kolmenlaisia: pallomainen, elliptinen ja kaksisuuntainen. Kaksisuuntainen sumut ovat keskittyneet galaktisen tasossa, todennäköisesti tuotetaan suhteellisen nuori massiivinen kantaisä tähtiä; ja bipolars Galaktisessa pullistuma näyttävät suosivan suuntaamaan niiden kiertoaika akseleiden galaktisen tason. Toisaalta, pallomaisia ​​sumut todennäköisesti tuotetaan vanhan tähdet samanlainen Auringon

Valtavasti erilaisia ​​muotoja on osittain projektio vaikutus sama sumu katsottuna eri kulmista ilmestyy eri. Kuitenkin, syy valtavasti erilaisia ​​fyysisiä muotoja, ei ole täysin ymmärretty. Vetovoiman vaikutuksesta seuralainen tähteä jos keskeinen tähdet ovat kahden hengen tähdet voivat olla yksi syy. Toinen mahdollisuus on, että planeetat häiritä materiaalivirta pois tähti kuin sumu muotoja. On todettu, että enemmän massiivisten tähtien tuottaa enemmän epäsäännöllisen muotoisia sumuja. Tammikuussa 2005 tähtitieteilijät ilmoitti ensimmäisen havaitseminen magneettikenttien ympäri Keski tähdet kahden planeettojen sumuja, ja arveltu, että kentät saattaa olla osittain tai kokonaan vastuussa niiden merkittävästä muotoja.

Jäsenyys klustereissa

Planeettojen sumuja on havaittu jäseniksi neljä pallomaisia ​​klustereita: Messier 15 Messier 22, NGC 6441 ja Palomar 6. on kuitenkin tällä hetkellä vain yksi vahvistettu kyseessä planetaarinen sumu löydettiin avoimen klusterin. Tapaukset NGC 2348 on Messier 46, ja NGC 2818, mainitaan usein vilpittömässä mielessä tapauksissa, mutta ne ovat sen sijaan linja-of-sight yhteensattumia.

Osittain siksi niiden pienten kokonaismassan, avoin klusterit ovat suhteellisen huono painovoiman yhteenkuuluvuutta. Näin ollen avoin klustereita yleensä hajottamaan jälkeen suhteellisen lyhyessä ajassa, tyypillisesti 100-600 miljoonaa vuosi.

Teoreettisia malleja ennustavat, että planeettojen sumuja voivat muodostaa päässä tärkeimmistä sekvenssin tähtiä yhdestä kahdeksan Auringon massaa, joka asettaa kantaisä tähti ikä yli 40 miljoonaan vuoteen. Vaikka on olemassa muutama sata tunnettu avoin klustereita sisällä että ikähaarukka, eri syistä rajoittaa mahdollisuuksia löytää planetaarinen sumu sisällä. Syystä, planetaarinen sumu vaihe lisää massiivisten tähtien on suuruusluokkaa tuhansia vuosia silmänräpäys kosmisen kannalta.

Ajankohtaista planetaarinen sumu tutkimuksissa

Etäisyydet planeettojen sumuja yleensä huonosti määritelty. On mahdollista määrittää etäisyydet lähimpään planetaarinen sumu mittaamalla niiden laajentamisen hinnat. Korkean resoluution havaintoihin useita vuosia erilleen näyttää laajentamista sumu kohtisuorassa näköyhteyttä, kun taas spektroskooppinen havainnot Doppler-siirtymän paljastaa nopeus laajeneminen näköyhteyttä. Vertaamalla kulmikas laajennus johdettu nopeus laajennus paljastaa etäisyys Nebula.

Kysymys siitä, miten tällaisen monipuolisia Nebular muotoja voidaan valmistaa on kiistanalainen aihe. Se on teoria, että vuorovaikutus materiaalin poispäin tähden eri nopeuksilla aiheuttaa eniten havaittua muotoja. Kuitenkin jotkut tähtitieteilijät olettaa, että lähellä binary keskeinen tähteä voisi olla syynä monimutkaisempia ja äärimmäisiä planeettojen sumuja. Useita on osoitettu olevan voimakas magneettikenttä, ja niiden vuorovaikutusta ionisoitunut kaasu voisi selittää joitakin planeettojen sumuja muotoja.

On olemassa kaksi pääasiallista menetelmiä määrittämiseksi metallin runsaus vuonna sumuja. Nämä luottaa rekombinaatioon linjat ja törmäysaktivoitiin innoissaan linjat. Suuria eroja pidetään joskus tulosten välillä, jotka on saatu kahdella menetelmällä. Tämä voidaan selittää läsnäolo pieni lämpötilan vaihtelut planeettojen sumuja. Erot voivat olla liian suuri johtuvan lämpötilan vaikutuksia, ja jotkut hypoteesin olemassaolo kylmä solmua sisältävät hyvin vähän vetyä selittää havainnot. Tällainen solmua ole vielä havaittu.

(0)
(0)
Edellinen artikkeli Pelkkä Englanti
Seuraava artikkeli Tetraceratops

Kommentit - 0

Ei kommentteja

Lisääkommentti

smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile smile smile smile smile
smile smile smile smile
Merkkiä jäljellä: 3000
captcha