Planetarisk tåke - Planetary nebula

Bildets organisasjon ligner den på et katteøye.  En lys, nesten nøyaktig, hvit sirkel i midten skildrer den sentrale stjernen.  Den sentrale stjernen er innkapslet av et lilla og rødt uregelmessig kantet, elliptisk formet område som antyder et tredimensjonalt skall.  Dette er omgitt av et par overlagde sirkulære områder med rødt med gule og grønne kanter, noe som antyder et annet tredimensjonalt skall.
Røntgen/optisk komposittbilde av Cat's Eye Nebula (NGC 6543)
NGC 6326 , en planetarisk tåke med glødende tårer av utgass som lyser opp av en binær sentralstjerne

En planetarisk tåke ( PN , flertall PNE ), er en type av emisjonståke som består av et ekspanderende, glødende skall av ionisert gass utstøtt fra røde kjempe stjerner sent i sitt liv.

Begrepet "planetarisk tåke" er en misvisende navn fordi de ikke er relatert til planeter . Begrepet stammer fra den planetlignende runde formen til disse nebulaene observert av astronomer gjennom tidlige teleskoper . Den første bruken kan ha skjedd i løpet av 1780 -årene med den engelske astronomen William Herschel som beskrev disse stjernetåken som lignet på planeter; imidlertid allerede i januar 1779 beskrev den franske astronomen Antoine Darquier de Pellepoix i sine observasjoner av ringtåken , "veldig svak, men perfekt skissert; den er like stor som Jupiter og ligner en falmende planet". Selv om den moderne tolkningen er annerledes, brukes det gamle begrepet fortsatt.

Alle planetariske tåker dannes på slutten av livet til en stjerne med mellommasse, omtrent 1-8 solmasser. Det er forventet at Solen vil danne en planetarisk tåke på slutten av livssyklusen. De er relativt kortvarige fenomener som varer noen få titalls årtusener, sammenlignet med betydelig lengre faser av stjernevolusjonen . Når hele den røde gigantens atmosfære er spredt , ioniserer energisk ultrafiolett stråling fra den eksponerte varme lysende kjernen, kalt en planetarisk nebula nucleus (PNN), det utkastede materialet. Absorbert ultrafiolett lys gir deretter energien til skallet av nebuløs gass rundt den sentrale stjernen, noe som får det til å se ut som en fargerik planetarisk tåke.

Planetære stjernetåker spiller sannsynligvis en avgjørende rolle i den kjemiske utviklingen av Melkeveien ved å fordrive elementer inn i det interstellare mediet fra stjerner der elementene ble opprettet. Planetære tåker observeres i fjernere galakser , noe som gir nyttig informasjon om deres kjemiske overflod.

Fra 1990 -tallet avslørte Hubble -romteleskopbilder at mange planetariske tåker har ekstremt komplekse og varierte morfologier. Omtrent en femtedel er omtrent sfærisk, men flertallet er ikke sfærisk symmetriske. Mekanismene som produserer så mange forskjellige former og funksjoner er ennå ikke godt forstått, men binære sentrale stjerner , stjernevind og magnetfelt kan spille en rolle.

Observasjoner

Fargerikt skall som har et nesten øyeaktig utseende.  Senteret viser den lille sentralstjernen med et blått sirkulært område som kan representere iris.  Dette er omgitt av et irislignende område med konsentriske oransje bånd.  Dette er omgitt av et øyelokkformet rødt område før kanten hvor vanlig plass er vist.  Bakgrunnsstjerner prikker hele bildet.
NGC 7293, Helix -tåken .
Sfærisk skall av farget område mot bakgrunnsstjerner.  Innviklede kometlignende knuter stråler innover fra kanten til omtrent en tredjedel av veien til sentrum.  Den midtre halvdelen inneholder lysere sfæriske skall som overlapper hverandre og har grove kanter.  Ensom sentralstjerne er synlig i midten.  Ingen bakgrunnsstjerner er synlige.
NGC 2392, Løvetåken .

Oppdagelse

Den første planetariske stjernetåken som ble oppdaget (men ennå ikke betegnet som sådan) var Dumbbell Nebula i stjernebildet Vulpecula . Det ble observert av Charles Messier 12. juli 1764 og oppført som M27 i katalogen over uklare gjenstander. For tidlige observatører med lavoppløselige teleskoper lignet M27 og senere oppdagede planetariske tåker de gigantiske planetene som Uranus . Allerede i januar 1779 beskrev den franske astronomen Antoine Darquier de Pellepoix i sine observasjoner av ringtåken , "en veldig kjedelig tåke, men perfekt skissert; så stor som Jupiter og ser ut som en fading planet".

Naturen til disse objektene forble uklar. I 1782 fant William Herschel , oppdager av Uranus, Saturn -stjernetåken (NGC 7009) og beskrev den som "En merkelig tåke, eller hva jeg ellers skal kalle den vet jeg ikke". Senere beskrev han disse objektene som å virke som planeter "av stjerneklassen". Som nevnt av Darquier før ham, fant Herschel at disken lignet på en planet, men den var for svak til å være en. I 1785 skrev Herschel til Jérôme Lalande :

Dette er himmellegemer som vi ennå ikke har noen klar idé om, og som kanskje er av en helt annen type enn de vi er kjent med i himmelen. Jeg har allerede funnet fire som har en synlig diameter på mellom 15 og 30 sekunder. Disse kroppene ser ut til å ha en skive som er ganske som en planet, det vil si med lik lysstyrke overalt, rund eller noe oval, og omtrent like godt definert i kontur som planetenes skive, av et lys som er sterkt nok til å være synlige med et vanlig teleskop på bare en fot, men de har bare utseendet til en stjerne på omtrent niende størrelse.

Han tildelte disse til klasse IV i sin katalog over "nebulae", og til slutt listet 78 "planetariske nebulae", hvorav de fleste faktisk er galakser.

Herschel brukte begrepet "planetariske nebulae" for disse objektene. Opprinnelsen til dette begrepet er ikke kjent. Etiketten "planetarisk tåke" ble forankret i terminologien som ble brukt av astronomer for å kategorisere denne typen nebulae, og er fortsatt i bruk av astronomer i dag.

Spectra

Planetenes stjernetåke forblir ukjent til de første spektroskopiske observasjonene ble gjort på midten av 1800-tallet. Ved å bruke et prisme for å spre lyset, var William Huggins en av de tidligste astronomene som studerte de optiske spektraene til astronomiske objekter.

29. august 1864 var Huggins den første som analyserte spektrumet til en planetarisk tåke da han observerte Cat's Eye Nebula . Hans observasjoner av stjerner hadde vist at spektrene deres besto av et kontinuum av stråling med mange mørke linjer lagt over hverandre. Han fant ut at mange tåkeobjekter som Andromeda -tåken (som den da ble kjent) hadde spektra som var ganske like. Da Huggins så på Cat's Eye Nebula , fant han imidlertid et helt annet spekter. I stedet for et sterkt kontinuum med absorpsjonslinjer lagt over hverandre, viste Cat's Eye Nebula og andre lignende objekter en rekke utslippslinjer . Den lyseste av disse var ved en bølgelengde på 500,7  nanometer , som ikke samsvarte med en linje av noe kjent element.

Først ble det antatt at linjen kan skyldes et ukjent element, som fikk navnet nebulium . En lignende idé hadde ført til oppdagelsen av helium gjennom analyse av solens spektrum i 1868. Mens helium ble isolert på jorden kort tid etter at det ble oppdaget i solens spektrum, var "nebulium" ikke det. På begynnelsen av 1900 -tallet foreslo Henry Norris Russell at linjen ved 500,7 nm i stedet for å være et nytt element skyldtes et kjent element under ukjente forhold.

Fysikere viste på 1920-tallet at i gass ved ekstremt lave tettheter kan elektroner oppta eksiterte metastabile energinivåer i atomer og ioner som ellers ville bli eksitert av kollisjoner som ville oppstå ved høyere tettheter. Elektronoverganger fra disse nivåene i nitrogen- og oksygenioner ( O + , O 2+ (aka O  iii ) og N + ) gir opphav til utslippslinjen på 500,7 nm og andre. Disse spektrallinjene, som bare kan sees i gasser med svært lav tetthet, kalles forbudte linjer . Spektroskopiske observasjoner viste dermed at nebulae var laget av ekstremt rarefied gass.

Planetetåken NGC 3699 kjennetegnes ved et uregelmessig flekkete utseende og en mørk rift.

Sentrale stjerner

De sentrale stjernene i planetariske tåker er veldig varme. Bare når en stjerne har tømt det meste av atombrenselet, kan den falle sammen til en liten størrelse. Planetære stjernetåker forstås som en siste fase av stjernens evolusjon . Spektroskopiske observasjoner viser at alle planetariske tåker ekspanderer. Dette førte til ideen om at planetariske tåker ble forårsaket av at en stjernes ytre lag ble kastet ut i verdensrommet på slutten av livet.

Moderne observasjoner

Mot slutten av 1900 -tallet bidro teknologiske forbedringer til å studere planetariske tåker. Romteleskoper tillot astronomer å studere lysbølgelengder utenfor de som jordens atmosfære sender. Infrarøde og ultrafiolette studier av planetariske tåker tillot mye mer nøyaktige bestemmelser av nebulære temperaturer , tettheter og grunnleggende overflod. Ladekoblet enhetsteknologi tillot mye svakere spektrallinjer å måles nøyaktig enn det som tidligere var mulig. Hubble -romteleskopet viste også at mens mange stjernetåker ser ut til å ha enkle og regelmessige strukturer når de observeres fra bakken, avslører den meget høye optiske oppløsningen som teleskoper kan oppnå over jordens atmosfære ekstremt komplekse strukturer.

Under spektralklassifiseringsordningen Morgan-Keenan er planetariske tåker klassifisert som Type- P , selv om denne notasjonen sjelden brukes i praksis.

Opprinnelse

Sentralstjernen har en langstrakt S -formet kurve av hvitt som kommer i motsatte retninger til kanten.  Et sommerfugllignende område omgir S-formen med S-formen som tilsvarer sommerfuglens kropp.
Datasimulering av dannelsen av en planetarisk tåke fra en stjerne med en vridd disk, som viser kompleksiteten som kan skyldes en liten innledende asymmetri.

Stjerner større enn 8  solmasser (M ) vil trolig ende livet med dramatiske supernovaeksplosjoner , mens planetariske tåker tilsynelatende bare forekommer ved slutten av livet til mellomstore og lavmassestjerner mellom 0,8 M til 8,0 M . Progenitor stjerner som danner planetariske tåker vil tilbringe mesteparten av sin levetid konvertere sin hydrogen til helium i stjernens kjerne av kjernefysisk fusjon på ca 15 millioner K . Denne genererte energien skaper utadgående trykk fra fusjonsreaksjoner i kjernen, og balanserer det knusende innadtrykket av stjernens tyngdekraft. Denne likevektstilstanden er kjent som hovedsekvensen , som kan vare i titalls millioner til milliarder av år, avhengig av massen.

Når hydrogenkilden i kjernen begynner å avta, begynner tyngdekraften å komprimere kjernen, noe som forårsaker en temperaturstigning til omtrent 100 millioner K. Slike høyere kjernetemperaturer får deretter stjernens kjøligere ytre lag til å ekspandere for å skape mye større røde kjempestjerner. Denne sluttfasen forårsaker en dramatisk økning i stjernens lysstyrke, der frigjort energi fordeles over et mye større overflateareal, noe som faktisk gjør at gjennomsnittlig overflatetemperatur blir lavere. I stjernevolusjonsbetingelser er stjerner som gjennomgår slike økninger i lysstyrken kjent som asymptotiske gigantiske grenstjerner (AGB). I denne fasen kan stjernen miste 50 til 70% av sin totale masse fra stjernens vind .

For de mer massive asymptotiske gigantiske grenstjernene som danner planetariske tåker, hvis forfedre overstiger omtrent 3M , vil kjernene deres fortsette å trekke seg sammen. Når temperaturen når omtrent 100 millioner K, smelter de tilgjengelige heliumkjernene sammen med karbon og oksygen , slik at stjernen igjen gjenopptar strålende energi, og stopper kjernens sammentrekning midlertidig. Denne nye heliumforbrenningsfasen (fusjon av heliumkjerner) danner en voksende indre kjerne av inert karbon og oksygen. Over det er et tynt helium-brennende skall, omgitt av et hydrogen-brennende skall. Denne nye fasen varer imidlertid bare 20 000 år eller så, en veldig kort periode sammenlignet med hele stjernens levetid.

Luftingen av atmosfæren fortsetter uforminsket til det interstellare rommet, men når den utsatte kjernens ytre overflate når temperaturer som overstiger omtrent 30 000 K, er det nok utsendte ultrafiolette fotoner til å ionisere den utstøtte atmosfæren, noe som får gassen til å skinne som en planetarisk tåke.

Livstid

Den kjede Tåken består av en lys ring som er omkring to lysår, strødd med tette, sterke knuter av gass som ligner diamanter i et halskjede. Knutene lyser sterkt på grunn av absorpsjon av ultrafiolett lys fra de sentrale stjernene.

Etter at en stjerne har passert gjennom den asymptotiske kjempegrenfasen (AGB) -fasen, begynner den korte planetariske stjernetåken i stjernevolusjon når gasser blåser vekk fra den sentrale stjernen i hastigheter på noen kilometer i sekundet. Den sentrale stjernen er resten av AGB-stamfaren, en elektron-degenerert karbon-oksygenkjerne som har mistet mesteparten av sin hydrogenhylster på grunn av massetap på AGB. Når gassene ekspanderer, gjennomgår den sentrale stjernen en to-trinns evolusjon, først blir den varmere etter hvert som den fortsetter å trekke seg sammen og hydrogenfusjonsreaksjoner oppstår i skallet rundt kjernen og deretter langsomt avkjøling når hydrogenskallet er utslitt gjennom fusjon og massetap. I den andre fasen utstråler den vekk energien og fusjonsreaksjonene opphører, da den sentrale stjernen ikke er tung nok til å generere kjernetemperaturene som kreves for at karbon og oksygen skal smelte sammen. I den første fasen opprettholder den sentrale stjernen konstant lysstyrke, samtidig som den blir stadig varmere og til slutt når temperaturen rundt 100 000 K. I den andre fasen avkjøles den så mye at den ikke avgir nok ultrafiolett stråling til å ionisere stadig mer gasssky. Stjernen blir en hvit dverg , og den ekspanderende gassskyen blir usynlig for oss og avslutter evolusjonens planetariske stjernetåke. For en typisk planetarisk tåke går det rundt 10 000 år mellom dannelsen og rekombinasjonen av det resulterende plasmaet .

Rolle i galaktisk berikelse

ESO 455-10 er en planetarisk tåke som ligger i stjernebildet Scorpius (The Scorpion).

Planetære tåker kan spille en svært viktig rolle i galaktisk evolusjon. Nyfødte stjerner består nesten utelukkende av hydrogen og helium , men etter hvert som stjerner utvikler seg gjennom den asymptotiske gigantiske grenfasen , skaper de tyngre grunnstoffer via kjernefusjon som til slutt blir utvist av sterke stjernevind . Planetære tåker inneholder vanligvis større andeler av elementer som karbon , nitrogen og oksygen , og disse resirkuleres til interstellar -mediet via disse kraftige vindene. På denne måten planetære i høy grad øke den Melkeveien og deres tåker med disse tyngre elementene - kollektivt kjent ved astronomer som metaller og spesielt henvist til ved metallisitet parameter Z .

Påfølgende generasjoner av stjerner dannet fra slike tåker har også en tendens til å ha høyere metallicitet. Selv om disse metallene er tilstede i stjerner i relativt små mengder, har de markante effekter på stjernens utvikling og fusjonsreaksjoner. Da stjerner dannet seg tidligere i universet inneholdt de teoretisk sett mindre mengder av tyngre grunnstoffer. Kjente eksempler er metallfattige Population II -stjerner. (Se Stellar befolkning .) Identifisering av stellar metallisitet innhold er funnet av spektroskopi .

Kjennetegn

Fysiske egenskaper

Elliptisk skall med fin rød ytre kant rundt det gule området og deretter rosa rundt et nesten sirkulært blått område med den sentrale stjernen i midten.  Noen få bakgrunnsstjerner er synlige.
NGC 6720, ringtåken
Sitronskivetåke (IC 3568).

En typisk planetarisk tåke er omtrent en lys år på tvers, og består av ekstremt fortynnede gass, med en tetthet vanligvis fra 100 til 10.000 partikler pr cm 3 . (Jordens atmosfære inneholder til sammenligning 2,5 × 10 19 partikler per cm 3. ) Unge planetariske tåker har de høyeste tettheter, noen ganger så høye som 10 6 partikler per cm 3 . Når nebulae blir eldre, får ekspansjonen deres tetthet til å synke. Massene av planetariske tåker varierer fra 0,1 til 1  solmasser .

Stråling fra den sentrale stjerne varmer gassene til temperaturer på rundt 10 000  K . Gastemperaturen i sentrale regioner er vanligvis mye høyere enn ved periferien og når 16 000–25 000 K. Volumet i nærheten av den sentrale stjernen er ofte fylt med en veldig varm (koronal) gass med temperaturen på cirka 1 000 000 K. Denne gassen stammer fra overflaten av den sentrale stjernen i form av den raske stjernevinden.

Nebulae kan beskrives som materie begrenset eller stråling begrenset . I det tidligere tilfellet er det ikke nok stoff i nebulaen til å absorbere alle UV -fotonene som sendes ut av stjernen, og den synlige tåken er fullstendig ionisert. I sistnevnte tilfelle er det ikke nok UV -fotoner som sendes ut av den sentrale stjernen til å ionisere all den omkringliggende gassen, og en ioniseringsfront forplanter seg utover i den omkretsmessige konvolutten av nøytrale atomer.

Tall og fordeling

Omtrent 3000 planetariske tåker er nå kjent for å eksistere i galaksen vår, av 200 milliarder stjerner. Deres meget korte levetid sammenlignet med total stjerneliv står for deres sjeldenhet. De finnes stort sett i nærheten av planet til Melkeveien , med størst konsentrasjon i nærheten av det galaktiske sentrum .

Morfologi

Denne animasjonen viser hvordan de to stjernene i hjertet av en planetarisk tåke som Fleming 1 kan kontrollere skapelsen av de spektakulære materialstrålene som kastes ut fra objektet.

Bare omtrent 20% av planetariske tåker er sfærisk symmetriske (se for eksempel Abell 39 ). Det finnes et stort utvalg av former med noen veldig komplekse former sett. Planetære stjernetåker er klassifisert av forskjellige forfattere i: stjerne, disk, ring, uregelmessig, spiralformet, bipolar , firpolar og andre typer, selv om flertallet av dem tilhører bare tre typer: sfærisk, elliptisk og bipolar. Bipolare tåker er konsentrert i det galaktiske planet , sannsynligvis produsert av relativt unge massive stamfaderstjerner; og bipolarer i den galaktiske buen ser ut til å foretrekke å orientere sine orbitale akser parallelt med det galaktiske planet. På den annen side er sannsynligvis sfæriske tåker produsert av gamle stjerner som ligner solen.

Den store variasjonen av formene er delvis projeksjonseffekten - den samme stjernetåken vil se annerledes ut når den ses under forskjellige vinkler. Likevel er årsaken til det store utvalget av fysiske former ikke fullt ut forstått. Gravitasjonsinteraksjoner med ledsagerstjerner hvis de sentrale stjernene er binære stjerner kan være en årsak. En annen mulighet er at planeter forstyrrer strømmen av materiale vekk fra stjernen når tåken dannes. Det er fastslått at de mer massive stjernene produserer mer uregelmessig formede tåker. I januar 2005 kunngjorde astronomer den første oppdagelsen av magnetiske felt rundt de sentrale stjernene i to planetariske tåker, og antok at feltene kan være helt eller delvis ansvarlige for deres bemerkelsesverdige former.

Medlemskap i klynger

Abell 78, 24 tommers teleskop på Mount Lemmon, AZ. Hilsen av Joseph D. Schulman.

Planetære tåker har blitt oppdaget som medlemmer i fire galaktiske kuleklynger : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 og Palomar 6 . Bevis peker også på den potensielle oppdagelsen av planetariske tåker i kulehoper i galaksen M31 . Imidlertid er det for øyeblikket bare ett tilfelle av en planetarisk tåke oppdaget i en åpen klynge som er avtalt av uavhengige forskere. Denne saken gjelder planetariske tåken PHR 1315-6555 og den åpne klyngen Andrews-Lindsay 1. Faktisk, gjennom klyngemedlemskap, har PHR 1315-6555 blant de mest presise avstandene som er etablert for en planetarisk tåke (dvs. en 4% avstandsløsning) . Tilfellene av NGC 2818 og NGC 2348 i Messier 46 , viser uoverensstemmende hastigheter mellom planetariske tåker og klynger, noe som indikerer at de er tilfeldigheter fra synsfeltet. Et deleksempel på foreløpige saker som potensielt kan være klynge/PN-par inkluderer Abell 8 og Bica 6, og He 2-86 og NGC 4463.

Teoretiske modeller forutsier at planetariske stjernetåker kan dannes fra hovedsekvensstjerner på mellom en og åtte solmasser, noe som setter stamfarens alder til mer enn 40 millioner år. Selv om det er noen få hundre kjente åpne klynger innenfor dette aldersområdet, begrenser en rekke årsaker sjansene for å finne en planetarisk tåke. Av en grunn er planetarisk tåkefase for mer massive stjerner i størrelsesorden årtusener, som er et øyeblikksblink i astronomiske termer. Delvis på grunn av den lille totalmassen har åpne klynger relativt dårlig gravitasjonell kohesjon og har en tendens til å spre seg etter relativt kort tid, vanligvis fra 100 til 600 millioner år.

Aktuelle problemstillinger i planetariske nebula -studier

Avstandene til planetariske tåker er generelt dårlig bestemt. Det er mulig å bestemme avstander til nærmeste planetariske tåke ved å måle ekspansjonshastigheten. Høyoppløselige observasjoner tatt med flere års mellomrom vil vise utvidelsen av nebulaen vinkelrett på siktlinjen, mens spektroskopiske observasjoner av Doppler -skiftet vil avsløre ekspansjonshastigheten i siktlinjen. Å sammenligne vinkelekspansjonen med den avledede ekspansjonshastigheten vil avsløre avstanden til stjernetåken.

Spørsmålet om hvordan et så mangfoldig utvalg av tåkeformer kan produseres er et diskutabelt tema. Det er teoretisert at interaksjoner mellom materiale som beveger seg bort fra stjernen i forskjellige hastigheter, gir opphav til de fleste observerte former. Noen astronomer antar imidlertid at tette binære sentrale stjerner kan være ansvarlige for de mer komplekse og ekstreme planetariske stjernetåken. Flere har vist seg å vise sterke magnetfelt, og deres interaksjoner med ionisert gass kan forklare noen planetariske stjernetåker.

Det er to hovedmetoder for å bestemme metallmengder i nebulae. Disse er avhengige av rekombinasjonslinjer og kollisjonelt opphissede linjer. Noen ganger er det store avvik mellom resultatene fra de to metodene. Dette kan forklares med tilstedeværelsen av små temperatursvingninger i planetariske tåker. Avvikene kan være for store til å skyldes temperatureffekter, og noen antar at det finnes kalde knuter som inneholder svært lite hydrogen for å forklare observasjonene. Imidlertid har slike knuter ennå ikke blitt observert.

Galleri

Se også

Referanser

Sitater

Siterte kilder

Videre lesning

  • Iliadis, Christian (2007), Stjernens kjernefysikk. Fysikk lærebok , Wiley-VCH, s. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
  • Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (red.), "Termiske pulser og dannelse av planetariske nebula-skall", Proceedings of the 131st Symposium of IAU , 131 : 391–400, Bibcode : 1989IAUS .. 131..391R

Eksterne linker