Планетарна маглина

Планетарните маглини општо гледано се слабо видливи објекти, не можат да бидат видени со голо око. Првата планетарна маглина која била откриена е Тег во соѕвездието Лисица. Била набљудувана од Шарл Месје во 1764 г. и означена како M27 во неговиот каталог на небесни објекти.^[5] За првите набљудувачи со слаби раздвојни телескопи, M27 и подоцнежно откриените планетарни маглини на некој начин им наликувале на џиновските планети како на пример Уран. Вилијам Хершел, откривачот на Уран ја создал кованицата 'планетарна маглина' за овие ојекти.^[5][6] На почетокот Хершел мислел дека овие објекти биле ѕвезди опколени со материјал кој создавал планети, но денес се знае дека станува збор за остатоци од згаснатите ѕвезди кои ги изгореле најблиските планети.^[7]

Природата на планетарните маглини била непозната сè до првите спектроскопски набљудувања во средината на XIX век. Користејќи призма за да се расее светлината, Вилијам Хагинс биле еден од првите астрономи кој го проучувал оптичкиот спектар на астрономските објекти.^[6] На 29 август 1864 г., Хагинс бил првиот кој го разгледувал спектарот на планетарната маглина NGC 6543 којашто и истовремено ја набљудувал.^[5] Неговите набљудувања покажале дека спектарот се состои од континуум на зрачење со многу темни линии кои се препокриваат. Подоцна тој отктива дека многу од маглинестите објекти како што била маглината Андромеда (која била тогаш позната под тоа име) имала спектар кој бил многу сличен. Овие маглини подоцна се покажало дека се галаксии.

Сепак, кога Хагинс погледнал кон Мачкино Око, топј добил многу поразличен спектар. Наместо да добир силен континуум со впивачки линии кои се препокриваат, маглината Мачкино Око и сличните на неа објекти имале амао мал број на оддавни линии.^[6] Најсветлите од овие биле со бранови должини од 500,7 нанометри, која не е линија за некој познат елемент.^[8] На почетокот се претпоставувало дека линијата се должи на посотењето на некој непознат елемент, кој бил наречен небулиум. Слична идеја довела до откривањето на хелиумот преку анализата на сончевиот спектар во 1868 година.^[5]

Додека хелиумот бил откриен на Земјата по неговото откривање на Сонцето,небулиумот не бил најден. Во почетокот на XX век Хенри Норис Расел предложил дека не се работи за нов елемент, туку линијата 500,7 нм е линја на познат елемент во напознати услови.^[5]

Физичарите покажале во 1920-тите дека гасот има крајно мали густини, електроните можат да ги населат возбудените матастабилни енергетски нивоа во атомите и јоните кои при поголеми густини набрзина се одвозбудуваат.^[9] Премините на електроните од овие нивоа во азотните и кислородните јони (O⁺, O²⁺ на OIII, и N⁺) ја оддават 500,7 нм линија.^[5] Овие спектрални линии, кои можат да се видат само во многу ретки средини се наречени забранети линии. Спектроскопските набљудувања покажале дека маглините се сотавени од крајно разедени гасови.^[10]

Средишните ѕвезди во планетарните маглини се могу топли.^[2] Само кога ѕвездата ќе го истроши своето јадрено гориво може да се собере до таа големина. Планетарната маглина е всушност последниот чекор од развојот на ѕвездата. Спектроскопските набљудувања дека сите планетарни маглини се шират. Ова довело до идејата дека планетарните маглини се создадени кога надворешните слоеви на атмосферата на ѕвездата се исфрлени во околниот простор при крајот на животот на ѕвездата.^[5]

Кон крајот на XX век, развојот на технологијата помогнал за подетално да се разгледаат и проучат планетарните маглини.^[11] вселенските телескопи им овозможиле на астрономите да ги проучуваат светлинските бранови должини надвор од Земјината атмосфера. Инфрацрвеното и ултравиолетовото проучување на планетарните маглини овозможиле уште попрецизни определувања на температурите, гутините и присуството на другите елементи во маглините.^[12][13] ССD технологијата овозможила да се измерат и помалку светлите спектрални линии. Вселенскиот телескоп Хабл исто така покажал дека голем број од маглините имаат едноставни и обични состави кога се набљудувани од површината, високата разделна моќ на телескопите кои се поставени во Земјина орбита покажале дека маглините имаат неопбични и сложени состави.^[14][15]

Според Морган-Кинановата спектрална класификациона шема, планетарните маглини се класифицирани како Вид-P, иако овој запис ретко се користи во практиката.^[16]

Ѕвездите со маси поголеми од 8 сончеви маси (M_⊙) најверојатно својот живот ќе го завршат како експлозии на супернови, додека пак планетарните маглини се случуваат само при крајот на животот на ѕвездите чии маси се движат меѓу 0.8 M_⊙ и 8.0 M_⊙.^[17] Ѕвездите кои создаваат планетарни маглини, ќе го потрошат поголемиот дел од своите животи претворајќи го водородот во хелиум во јадрото на ѕвездата преку процесот на јадрено спојување на температура од 15 милиони К. Оваа енергија создава притисок кон надворешноста на ѕвездата, и оваа сила е врамнотежена од силата на гравитацијата на самата ѕвезда.^[18] Поради ова, сите единечни средни и мали ѕвезди на главната низа имаат животни периоди од десетина милиони до неколку милијарди години.

Кога изворот на водород во јадрото на ѕвездата е истрошено, гравитацијата почнува да го собира јадрото, предизвикувајќи пораст на температурата од околу 100 милиони К.^[19] Ваквите високи температури во јадрото предизвикуваат поладните надворешни обвивки да се рашират и да создадат многу поголем црвен џин. Овој последен чекор во животот на ѕвездата предизвикува драматичен раст во сјајноста на ѕвездата, при што ослободената енергија е распределена на многу поголема површина, иако просечната површинска температура е многу помала. Гледанo преку помите за ѕвездениот развој, ѕвездите кои имаат вакви зголемувања во сјајноста се познати како асимптотска гранка на ѕвезди џинови.^[19]

За помасивните асимптотски ѕвезди кои создаваат планетарни маглини, чии ѕвезди надминуваат 3M_⊙, нивните јадра ќе продолжат да се собираат. Кога температурите ќе стигнат до 100 милиони К, достапните хелиумови јадра се спојуваат и создаваат јаглерод и кислород, со што ѕвездата и понатаму продолжува да оддава енергија и привремено го запира собирањето на јадрото. Ова согорување на хелиумот создава јадро од инертни јаглеродни и кислородни атоми. Над ова, постои тенка хелумоба обвивка која служи како гориво, па над неа, водородната обвивка во која се одвиваат јадрени реакции. Овој, период од ѕвездениот развој, е краткорочен отприлика трае околу 20.000, во споредба со целиот животен век на ѕвездата.

Во целото ова сценарио, испуштањето на атмосферата продолжува непречено во меѓуѕвездениот простор, но во моментот кога надворешната обвивка на изложеното јадро ќе постигне темепература од 30.000 К, се оддават доволно моќни ултравиолетови фотони, кои ја јонизираат исфрлената атмосфера, со што предизвикуваат гасот да засвети како планетарна маглина.^[19]

Откако ѕвездата ќе помине низ асимптотската гранка на џинови, започнува кусиот период на постоењето како планетарна маглина,^[11] како што гасовите се одувуваат од средишната ѕвезда со брзини од неколку километри во секунда. Средишната ѕвезда е остатокот од џинот, т.е. електронски изродено јаглеродно-кислолородно јадро, кое останало без својата обвивка од водород поради загубата на маса.^[11] Како што гасот се шири, средишната ѕвезда поминува низ двостепен развој, прво станува потопла како што продолжува да се собира и јадрените реакции продолжуваат во обвивките околу јадрото за подоцна да почне да се лади како што е истрошено водородното гориво.^[11] При втората фаза, ѕвездата ја оддава својата енергија и јадрените реакции запираат, бидејќи ѕвездата нема доволна маса, а со тоа и температура за да започне процесот на спојување на кислородот и јаглеродот во јадрото.^[5][11] За време на првата фаза, средишната ѕвезда ја одржува постојаната сјајност,^[11] додека истовремено станува се потопла и потопла, за на крај да постигне и температури од околу 100,000 К. Во втората фаза, толку многу се изладува што се оневозможува јонизацијата на околниот гас поради непостоењето на ултравиолетовото зрачење. Со тоа ѕвездата станува бело џуџе, и гасот кој се шири во непосредна близина станува невидлив за нас, со што завршува делот од развојот на ѕвездата познат како планетарна маглина.^[11] За вообичаена планетарна маглина, периодот на постоење изнесува, околу 10,000 години^[11] т.е станува збор за фазата по создавањто на ѕвездата и пред преструктурирањето на истата.^[5]

Планетарните маглини имаат важна улога во галактичкиот развој. Првичниот универзум се состоел само од водород и хелиум, но ѕвездите ги создаваат потешките елементи по пат на јадрено. Гасовите во планетарната маглина содржат голем дел од елементите како што се јаглерод, азот и кислород, и како што истите се шират и спојуваат во меѓуѕвездената средина, ја збогатуваат со потешки елементи, збирно наречени метали од страна на астрономите.^[21]

Подоцнежните генерации на ѕвезди се создаваат од овие јадрени остатоци и притоа истите во својот хемиски состав ќе имаат поголемо присуство на тешки елементи. Иако тешките елементи сè уште се само мал дел од целокупната маса на ѕвездата, тие имаат означувачки ефект во развојот на ѕвездата. Ѕвездите кои се создале мошне рано во универзумот и содржат мали количества на тешки елементи се познати како ѕвезди од I генерација (Погледајте ѕвездени генерации).^[22]

Физички особености

Вообичаената планетарна маглина има пречник од околу една светлосна година, и се состои од крајно раззреден гас, со густина која се движи од 100 до 10.000 честички на cm³.^[23] (Земјината атмосфера пак содржи, 2,5×10¹⁹ честички per cm³.) Младите планетарни маглини ги имаат најголемите густини, понекогаш и над 10⁶ честички на cm³. Како што маглините стареат,нивното ширење предизвикува густината да се намалува. Масите на планетарните маглини се движат од 0,1 до 1 сончева маса.^[23]

Зрачењето од средишната ѕвезда ги загрева гасовите до температури од околу 10.000 К.^[24] Температурата на гасот во средишните области е најчесто многу повисока отколку на надворешноста 16.000–25.000 К.^[25] Зафатнината во близината на средишната ѕвезда е често исполнет со многу топол коронален гас со температура од 1.000.000 К. Овој гас потекнува од површината на средишната ѕвезда во облик на ѕвезден ветер.^[26]

Маглините можат да се опишат како материски ограничени или Зрачно ограничени. Во првиот случај, нема доволно материја во маглината која би го впила ултравиолетовото зрачење од ѕвездата, за маглината да биде целосно јонизирана. Во вториот случај, не постојат ултравиолетови фотони кои се оддадени од ѕвездата за да го јонизираат гасот, и јонизирачкиот фронт се движи нанадвор во непосредната обвивка на неутралните атоми.^[27]

Бројност и распределба

Познати се околу 3000 планетарни маглини во нашата галаксија,^[28] која има околу 200 милијарди. Нивните куси животи споредени целиот животен век на ѕвездите е причината за нивната реткост. Најмногу ги има во близина на рамнината на Млечниот Пат, со најголема честота во близина на Галактичкото Средиште.^[29]

Морфологија

Само околу 20% од планетарните маглини се сферично симетрични (на пример, Ејбел 39).^[30] Планетарните маглини имаат најразлични облици а се забележани и многу сложени облици на маглини. Планетарните маглини се класифицирани различно од различни автори и тоа како: ѕвездени, дисковити, прстенести, неправилни, хеликоидни, биполарни, квадриполарни,^[31] и други видови,^[32] иако повеќето од нив припаѓаат на само три видови: сферични, елиптични и биполарни. Би поларните маглини се сосредоточени во галактичката рамнина, често произведени од млади масивни ѕвезди, додека биполарните се сместени во галактичката испакнатост и оските имсе напоредни со галактичката рамнина.^[33] Од друга сстрана, сферичните маглини се добиени од стари ѕвезди како што е Сонцето.^[26]

Големата разноликост на облици делумно се должи на пресликувачкиот ефект кога истатата маглина се гледа под различни агли истата би изгледала различно. Сепак, причината за големата разниколикост на физичките облици не е целосно разбрана.^[32] Гравитациските заемодејства со придружните ѕвезди, доколку станува збор за двојна ѕвезда се една од причините. Друга можност е дека планетите го нарушуваат токот на материјалот подалеку од ѕвездата како што маглината се шири. Одредено е дека колку што е помасивна ѕвездата толку е понеправилен обликот на маглината.^[34] Во јануари 2005 година,астрономите објавија дека ги забележале магнетните полиња околу средишните ѕвезди на две планетарни маглини, и претпоставиле дека и магнетните полиња можно е да се делумно или пак целосно одговорни за интересните облици на маглините.^[35][36]

Планетарните маглини се забележани и како членови на четири збиени јата: NGC 7078, NGC 6656, NGC 6441 и Паломар 6. Но, досега постои само еден потврден случај на планетарна маглина откриена во расеаните јата.^[37] Случаите на NGC 2348 и NGC 2818, најчесто се наведени како вистинити случаи, но, тие се случајни маглини во полето на гледањето.^[29][38][39]

Поради малата вкупна маса, расеаните јата имаат мала гравитациска поврзаност. Последователно, расеаните јата се расејуваат во релативно куси временски периоди, од прилика од 100 до 600 милиони години.^[40]

Теориските модели предвидуваат дека планетарните маглини можат да се создадат од ѕвездите во главната низа со маса која изнесува меѓу една и осум сончеви маси, со што ѕвездите кои ги создаваат се постари од 40 милиони години. Иако се познати неколку стотина расеани јата со оваа старост, бројни причини ги ограничуваат шансите за пронаоѓање на планетарни маглини. Една од причините е поради фазата на планетарна маглина кај помасивните ѕвезди е од редот на неколку илијадници години - трепет во периодноста на космичките поимања.^[29]

Растојанијата до планетарните маглини се непрецизно или неточно определени.^[42] Можно е да се одредат растојанијата до поблиските планетарни маглини со мерење на нивните стапки на ширење. Набљудувањата со висока разделна моќ направени во периоди разделени на неколку години ќе го покажат ширењето нормално на линијата на набљудувањето, додека пак спектроскопските набљудувања на Доплеровото поместување ќе ја покаже брзината на ширење во линијата на погледот. Споредувањето на аголното ширење со добиената брзина од ширењето ќе го покаже растојанието на маглината.^[14]

Проблемот пак со толку големата различност на облиците на планетарните маглини е доста дебатирана тема. Се претпоставува дека заемодејствата меѓу различните брзини дава раст на повеќето набљудувани облици.^[32] Но, неки од астрономите претпоставуваат дека блиските двојни ѕвезди се оние кои се одговорни за посложените облици на планетарните маглини.^[43] Некои од нив се покажало дека поседуваат силни магнетни полиња,^[44] и нивните заемодејства со јонизираниот гас можат да ги објаснат некои од облиците на планетарните маглини.^[36]

Постојат два главни методи за одредување на присуството на метали во маглините. Ова се должи на преспојувањето на линиите и судирните возбудени линии. Големите разлики понекогаш можат да се видат со употреба на еден од споменатите методи. Ова може да се објасни со присуството на малите температурни промени во планетарните маглини. Разликите можат да бидат толку големи за да бидат предизвикани од температурата, и некои претпоставуваат дека постојат јазли на студенило каде присуството на водород е минимално со што можат да се објаснат набљудуваните резултати. Но, ваквите јазли треба допрва да се набљудуваат за да се потврдат овие предвидувања.^[45]

• Список на планетарни маглини
• Асимптотска гранка на џинови
• Протопланетарна маглина
• Остаток од нова
• Остаток од супернова

• Iliadis, Christian (2007), Nuclear physics of stars. Physics textbook, Wiley-VCH, стр. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
• Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (уред.), „Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells“, Proceedings of the 131st symposium of the IAU, 131: 391–400, Bibcode:1989IAUS..131..391R

• Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
• Press release on recent observations of the Cat's Eye Nebula
• Planetary Nebulae, SEDS Messier Pages
• The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae
• Planetary Nebulae—Information and amateur observations
• Planetary nebula on arxiv.org