Приветствуем всех! Нет, в этот раз мы не будем смотреть путешествие VideoWe в формате 360-градусного видео. Несмотря на то, что большинство видеороликов исходят из организации SpaceX мы не будем заниматься их просмотром. Во всяком случае сегодня. Нет, вместо этого мы собираемся посмотреть относительно новый релиз из другого учебного заведения и еще один, традиционно связанный ролик. Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, более известное, как NASA.
Мы, конечно, многократно освещали деятельность NASA, и организация с большим интересом изучала развитие во всех областях погружающих технологий — виртуальной реальности (VR), дополненной реальности (AR) и смешанной реальности (MR) — и они использовали или экспериментировали со всеми гарнитурами от Oculus Rift до Hololens. Хотя последний потерпел незначительную неудачу, когда очки смешанной реальности были отправлены на территорию Международной космической станции. Увы, они были насильственно расколоты на миллион осколков, когда ракета, на борту которой они лежали, просто взорвалась.
В любом случае сегодняшнее видео демонстрирует, как NASA смотрит на туманность Ориона, которая была представлена на изображении, снятом космическим телескопом Хаббл. Туманность Ориона находится на расстоянии 1 344 ± 20 световых лет, что звучит как довольно много, но на самом деле это самый близкий регион космоса к Земле, где вы найдете такое массивное образование звезд. Чтобы дать вам представление о размере туманности Ориона, которая также известна как M42 (Messier 42), ее ширина оценивается в 24 световых года. Считается, что его объединенная масса в 2000 раз больше, чем у нашего Солнца.
«Эта визуализация путешествует в знаменитую звездообразующую область Туманности Ориона, основанную на изображении космического телескопа Хаббл. Эта волнующая поездка начинается с пролета через слой газа над туманностью, называемой «вуалью». Спуск на газовую поверхность дает обзор структуры региона, поскольку ветры и излучение центрального кластера вырезали длинную «Долину» в облаке. Массивные яркие звезды отвечают за нагрев газа до температур, при которых он светится».
Проверьте это лично ниже, посмотрев видеоролик в очках виртуальной реальности Homido.
Подписывайтесь на канал «HOMIDO. Все о мире виртуальной реальности» в Telegram, чтобы первыми узнавать о главных новостях в сфере мобильной виртуальной и дополненной реальности.
Источник
Туманность — Nebula
Туманность ( латинский для «облаков» или «тумана»;. Пл туманностея , туманности или туманности ) является межзвездным облаком из пыли , водорода , гелия и других ионизированных газов . Первоначально этот термин использовался для описания любого рассеянного астрономического объекта , включая галактики за пределами Млечного Пути . Андромеды , к примеру, был когда — то называют Туманности Андромеды (и спиральных галактик , в общем , как «спиральные туманности») до того , как истинная природа галактик была подтверждена в начале 20 — го века Слайфер , Эдвин Хаббл и др.
Большинство туманностей имеют огромные размеры; некоторые имеют диаметр в сотни световых лет . Туманность, видимая человеческому глазу с Земли, вблизи будет казаться больше, но не ярче. Orion Nebula , самая яркая туманность на небе и занимает площадь в два раза больше углового диаметра полной Луны, можно увидеть невооруженным глазом , но была упущена ранних астрономов. Хотя туманности более плотные, чем окружающее их пространство, они намного менее плотны, чем любой вакуум, созданный на Земле — туманное облако размером с Землю будет иметь общую массу всего в несколько килограммов . Многие туманности видны из-за флуоресценции, вызванной встроенными горячими звездами, в то время как другие настолько рассеянны, что их можно обнаружить только с помощью длительных выдержек и специальных фильтров. Некоторые туманности по-разному освещены переменными звездами типа Т Тельца . Туманности часто являются областями звездообразования, например, в « Столбах творения » в туманности Орла . В этих регионах образования из газа, пыли и других материалов «слипаются», образуя более плотные области, которые притягивают дальнейшее вещество и в конечном итоге станут достаточно плотными, чтобы образовать звезды . Считается, что оставшийся материал формирует планеты и другие объекты планетных систем .
СОДЕРЖАНИЕ
История наблюдений
Около 150 г. нашей эры Птолемей записал в книгах VII – VIII своего Альмагеста пять звезд, которые казались туманными. Он также отметил область туманности между созвездиями Большой Медведицы и Льва, которая не была связана ни с одной звездой . Первая настоящая туманность, в отличие от звездного скопления , была упомянута персидским астрономом Абд ар-Рахманом ас-Суфи в его Книге неподвижных звезд (964). Он отметил «маленькое облачко», где находится галактика Андромеды . Он также внес в каталог звездное скопление Омикрон Велорум как «туманную звезду» и другие туманные объекты, такие как скопление Брокки . Сверхновой , который создал Крабовидной туманности , тем SN 1054 , наблюдали арабских и китайских астрономов в 1054 году .
В 1610 году Николя-Клод Фабри де Пайреск открыл туманность Ориона с помощью телескопа. Эту туманность также наблюдал Иоганн Баптист Цисат в 1618 году. Однако первое подробное исследование туманности Ориона было проведено только в 1659 году Христианом Гюйгенсом , который также считал, что он был первым человеком, открывшим эту туманность.
В 1715 году Эдмонд Галлей опубликовал список из шести туманностей. Это число неуклонно росло в течение столетия, когда Жан-Филипп де Шезо составил список из 20 туманностей (включая восемь ранее неизвестных) в 1746 году. С 1751 по 1753 год Николя-Луи де Лакайль каталогизировал 42 туманности с мыса Доброй Надежды , большинство из которых из которых ранее были неизвестны. Затем Шарль Мессье составил к 1781 году каталог из 103 «туманностей» (теперь называемых объектами Мессье и включающими в себя то, что сейчас известно как галактики); его интересовало обнаружение комет , а эти объекты можно было принять за них.
Количество туманностей было значительно увеличено усилиями Уильяма Гершеля и его сестры Кэролайн Гершель . Их Каталог тысячи новых туманностей и скоплений звезд был опубликован в 1786 году. Второй каталог из тысячи был опубликован в 1789 году, а третий и последний каталог из 510 появился в 1802 году. На протяжении большей части своей работы Уильям Гершель полагал, что эти туманности были просто неразрешенными скоплениями звезд. Однако в 1790 году он обнаружил звезду, окруженную туманностью, и пришел к выводу, что это настоящая туманность, а не более далекое скопление.
Начиная с 1864 года Уильям Хаггинс исследовал спектры около 70 туманностей. Он обнаружил , что примерно треть из них имел спектр излучения в виде газа . Остальные имели непрерывный спектр и, следовательно, считались состоящими из массы звезд. Третья категория была добавлена в 1912 году, когда Весто Слайфер показал, что спектр туманности, окружающей звезду Меропа, соответствует спектрам рассеянного скопления Плеяды . Таким образом, туманность излучается отраженным звездным светом.
Примерно в 1923 году, после Великой дискуссии , стало ясно, что многие «туманности» на самом деле являются галактиками, далекими от нашей собственной.
Слайфер и Эдвин Хаббл продолжали собирать спектры множества различных туманностей, обнаружив 29, которые имели спектры излучения, и 33, которые имели непрерывные спектры звездного света. В 1922 году Хаббл объявил, что почти все туманности связаны со звездами, и их освещение исходит от звездного света. Он также обнаружил, что туманности с эмиссионным спектром почти всегда связаны со звездами, имеющими спектральную классификацию B или более горячими (включая все звезды главной последовательности O-типа ), в то время как туманности с непрерывным спектром появляются с более холодными звездами. И Хаббл, и Генри Норрис Рассел пришли к выводу, что туманности, окружающие более горячие звезды, каким-то образом трансформируются.
Существует множество механизмов образования туманностей разных типов. Некоторые туманности образуются из газа, который уже находится в межзвездной среде, а другие образуются звездами. Примерами первого случая являются гигантские молекулярные облака , самая холодная и плотная фаза межзвездного газа, которая может образовываться при охлаждении и конденсации более диффузного газа. Примерами последнего случая являются планетарные туманности, образованные из материала, выделяемого звездой на поздних стадиях ее звездной эволюции .
Области звездообразования — это класс эмиссионных туманностей, связанных с гигантскими молекулярными облаками. Они образуются, когда молекулярное облако коллапсирует под собственным весом, образуя звезды. В центре могут образовываться массивные звезды, и их ультрафиолетовое излучение ионизирует окружающий газ, делая его видимым в оптическом диапазоне длин волн . Область ионизированного водорода, окружающая массивные звезды, известна как область H II, в то время как оболочки нейтрального водорода, окружающие область H II, известны как область фотодиссоциации . Примерами областей звездообразования являются туманность Ориона , в туманности Розетка и туманность Омега . Обратная связь от звездообразования в виде взрывов сверхновых массивных звезд, звездных ветров или ультрафиолетового излучения массивных звезд или истечения маломассивных звезд может разрушить облако, разрушив туманность через несколько миллионов лет.
Другие туманности образуются в результате взрывов сверхновых ; предсмертные агонии массивных недолговечных звезд. Материалы, выброшенные в результате взрыва сверхновой, затем ионизируются энергией и компактным объектом, который производит ее ядро. Один из лучших примеров — Крабовидная туманность в Тельце . Событие сверхновой было зарегистрировано в 1054 году и обозначено как SN 1054 . Компактный объект, созданный после взрыва, находится в центре Крабовидной туманности, а его ядро теперь является нейтронной звездой .
Третьи туманности образуют планетарные туманности . Это заключительный этап жизни маломассивной звезды, такой как Солнце Земли. Звезды с массой до 8–10 масс Солнца эволюционируют в красных гигантов и медленно теряют внешние слои во время пульсаций в своих атмосферах. Когда звезда теряет достаточно материала, ее температура повышается, и излучаемое ею ультрафиолетовое излучение может ионизировать окружающую туманность, которую она выбросила. Наше Солнце создаст планетарную туманность, а ее ядро останется в виде белого карлика .
Источник
Небула
Из Википедии — свободной энциклопедии
Небула на обложке Avengers #318 (Июнь, 1990) Художники — Пол Райнер и Том Палмер
Не́була (англ. Nebula — Туманность) — космическая суперзлодейка комиксов издательства Marvel Comics. Небула была создана Роджером Стерном и Джоном Бушемой, а её первое появление состоялось в Avengers #257 (Июль, 1985). Она — космический пират и наёмница, которая часто выступает в качестве антагониста Серебряного Сёрфера и Мстителей.
Вне комиксов Небула появляется и в других произведениях Marvel, в том числе и в видеоиграх. В Киновселенной Марвел её роль исполнила актриса Карен Гиллан [2] .
Источник
Планетарная туманность — Planetary nebula
Планетарная туманность ( PN , множественное PNE ), представляет собой тип эмиссионной туманности , состоящую из расширяющейся, светящейся оболочки ионизированного газа выбрасывается из красных гигантских звезд в конце их жизнь.
Термин «планетарные туманности» неверен, потому что они не имеют отношения к планетам . Термин происходит от округлой формы этих туманностей, которые астрономы наблюдали в первые телескопы . Первое использование могло произойти в 1780-х годах у английского астронома Уильяма Гершеля, который описал эти туманности как похожие на планеты; однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа описал в своих наблюдениях туманность Кольцо «очень тусклую, но идеально очерченную; она размером с Юпитер и напоминает исчезающую планету». Хотя современная интерпретация отличается, старый термин все еще используется.
Все планетарные туманности образуются в конце жизни звезды промежуточной массы, около 1-8 масс Солнца. Ожидается, что Солнце сформирует планетарную туманность в конце своего жизненного цикла. Это относительно недолговечные явления, длящиеся, возможно, несколько десятков тысячелетий, по сравнению со значительно более длительными фазами звездной эволюции . После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеивается, энергичное ультрафиолетовое излучение от открытого горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенный материал. Затем поглощенный ультрафиолетовый свет возбуждает оболочку из туманного газа вокруг центральной звезды, заставляя ее выглядеть как ярко окрашенная планетарная туманность.
Планетарные туманности, вероятно, играют решающую роль в химической эволюции Млечного Пути , вытесняя элементы в межзвездную среду из звезд, где эти элементы были созданы. Планетарные туманности наблюдаются в более далеких галактиках , что дает полезную информацию об их химическом составе.
Начиная с 1990-х годов изображения космического телескопа Хаббла показали, что многие планетарные туманности имеют чрезвычайно сложную и разнообразную морфологию. Около одной пятой из них имеют примерно сферическую форму, но большинство из них несферически симметрично. Механизмы, которые создают такое большое разнообразие форм и характеристик, еще недостаточно изучены, но двойные центральные звезды , звездные ветры и магнитные поля могут сыграть свою роль.
СОДЕРЖАНИЕ
Наблюдения
Открытие
Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя еще не названной таковой) была туманность Гантель в созвездии Лисичка . Шарль Мессье наблюдал ее 12 июля 1764 года и занесен в его каталог туманностей как M27 . Для первых наблюдателей с телескопами низкого разрешения M27 и впоследствии обнаруженные планетарные туманности напоминали планеты-гиганты, такие как Уран . Еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа в своих наблюдениях над туманностью Кольцо описал «очень тусклую туманность, но идеально очерченную; размером с Юпитер и похожую на исчезающую планету».
Природа этих объектов осталась неясной. В 1782 году Уильям Гершель , открыватель Урана, обнаружил туманность Сатурн (NGC 7009) и описал ее как «любопытную туманность, или как еще назвать ее, я не знаю». Позже он описал эти объекты как кажущиеся планетами «звездного типа». Как заметил перед ним Даркье, Гершель обнаружил, что диск похож на планету, но был слишком тусклым, чтобы быть одной из них. В 1785 году Гершель писал Жерому Лаланду :
Это небесные тела, о которых мы пока не имеем четкого представления и которые, возможно, относятся к типу, совершенно отличному от тех, с которыми мы знакомы на небесах. Я уже нашел четыре, которые имеют видимый диаметр от 15 до 30 секунд. Кажется, что эти тела имеют диск, который очень похож на планету, то есть равной яркости по всему периметру, круглый или несколько овальный, и имеет такие же четкие очертания, как и диск планет, из света, достаточно сильного, чтобы быть видимыми в обычный телескоп всего в один фут, но они выглядят только как звезды девятой величины.
Он отнес их к Классу IV своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетарных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками.
Гершель использовал термин «планетарные туманности» для этих объектов. Происхождение этого термина неизвестно. Название «планетарная туманность» прочно вошло в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами.
Спектры
Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине 19 века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для рассеивания их света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов.
29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, когда он наблюдал туманность Кошачий глаз . Его наблюдения за звездами показали, что их спектры состоят из непрерывного излучения с множеством наложенных темных линий . Он обнаружил, что многие туманные объекты, такие как туманность Андромеды (как ее тогда называли), имеют очень похожие спектры. Однако, когда Хаггинс взглянул на туманность Кошачий глаз , он обнаружил совсем другой спектр. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения туманность Кошачий глаз и другие подобные объекты показали несколько линий излучения . Самый яркий из них был на длине волны 500,7 нанометра , что не соответствовало ни одной из линий какого-либо известного элемента.
Сначала было высказано предположение, что эта линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием . Подобная идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году. В то время как гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, «туманность» — нет. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 морских миль возникла не из-за нового элемента, а из-за знакомого элемента в незнакомых условиях.
В 1920-х годах физики показали, что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут занимать возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах, которые в противном случае были бы высвобождены из-за столкновений, которые произошли бы при более высоких плотностях. Электронные переходы с этих уровней в ионах азота и кислорода ( O + , O 2+ (также известный как O iii ) и N + ) вызывают эмиссионную линию 500,7 нм и другие. Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах очень низкой плотности, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что туманности состоят из чрезвычайно разреженного газа.
Центральные звезды
Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может схлопнуться до небольшого размера. Планетарные туманности понимаются как завершающий этап звездной эволюции . Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к мысли, что планетарные туманности были вызваны выбросом внешних слоев звезды в космос в конце ее жизни.
Современные наблюдения
К концу 20 века технологические усовершенствования способствовали дальнейшему изучению планетарных туманностей. Космические телескопы позволили астрономам изучать световые волны с длинами волн за пределами тех, которые передает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определять температуру , плотность и содержание элементов в туманностях . Технология устройств с зарядовой связью позволила точно измерить гораздо более слабые спектральные линии, чем это было возможно раньше. Космический телескоп Хаббла также показал, что, хотя при наблюдении с земли многие туманности кажутся простыми и правильными, очень высокое оптическое разрешение, достигаемое телескопами над земной атмосферой, выявляет чрезвычайно сложные структуры.
Согласно схеме спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности классифицируются как Тип- P , хотя на практике это обозначение редко используется.
Происхождение
Звезды больше чем 8 солнечных массы (M ⊙ ), вероятно , заканчивают свою жизнь в драматических суперновинках взрыва, тогда как планетарные туманности , казалось бы происходить только в конце жизни промежуточных и низких массовые звезд между 0,8 M ⊙ до 8,0 M ⊙ . Звезды , которые предшественники образуют планетарные туманности проведут большую часть своей жизни превращения их водорода в гелий в ядре звезды посредством ядерного синтеза при температуре около 15000000 K . Эта генерируемая энергия создает внешнее давление в результате реакций синтеза в ядре, уравновешивая разрушающее внутреннее давление силы тяжести звезды. Это состояние равновесия известно как главная последовательность , которая может длиться от десятков миллионов до миллиардов лет, в зависимости от массы.
Когда источник водорода в ядре начинает уменьшаться, гравитация начинает сжимать ядро, вызывая повышение температуры примерно до 100 миллионов К. Такие более высокие температуры ядра затем заставляют более холодные внешние слои звезды расширяться, создавая гораздо более крупные красные звезды-гиганты. Эта конечная фаза вызывает резкое повышение светимости звезды, когда высвобождаемая энергия распределяется по гораздо большей площади поверхности, что фактически приводит к снижению средней температуры поверхности. С точки зрения звездной эволюции звезды, в которых наблюдается такое увеличение светимости, известны как звезды асимптотической ветви гигантов (AGB). Во время этой фазы звезда может потерять от 50 до 70% своей общей массы из-за звездного ветра .
Для более массивных асимптотических гигантских звезд-ветвей, которые образуют планетарные туманности, чьи предки превышают примерно 3M ⊙ , их ядра будут продолжать сжиматься. Когда температура достигает примерно 100 миллионов К, доступные ядра гелия сливаются с углеродом и кислородом , так что звезда снова возобновляет излучение энергии, временно останавливая сжатие ядра. Эта новая фаза горения гелия (слияние ядер гелия) образует растущее внутреннее ядро из инертного углерода и кислорода. Выше — тонкая оболочка, горящая гелием, окруженная, в свою очередь, оболочкой, горящей водородом. Однако эта новая фаза длится всего 20 000 лет или около того — очень короткий период по сравнению со всей жизнью звезды.
Выход атмосферы в межзвездное пространство не ослабевает, но когда внешняя поверхность обнаженного ядра достигает температуры, превышающей примерно 30 000 К, испускаемых ультрафиолетовых фотонов достаточно, чтобы ионизировать выброшенную атмосферу, заставляя газ сиять, как планетарная туманность.
Продолжительность жизни
После того, как звезда проходит фазу асимптотической ветви гигантов (AGB), начинается фаза короткой планетарной туманности в звездной эволюции, когда газы уносятся от центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда является остатком своего предшественника AGB, вырожденного электронами углеродно-кислородного ядра, которое потеряло большую часть своей водородной оболочки из-за потери массы на AGB. Когда газы расширяются, центральная звезда претерпевает двухэтапную эволюцию: сначала становится все горячее по мере того, как она продолжает сжиматься, и реакции синтеза водорода происходят в оболочке вокруг ядра, а затем медленно охлаждают, когда водородная оболочка истощается в результате синтеза и потери массы. Во второй фазе она излучает свою энергию, и реакции синтеза прекращаются, поскольку центральная звезда недостаточно тяжелая, чтобы генерировать температуру ядра, необходимую для слияния углерода и кислорода. Во время первой фазы центральная звезда поддерживает постоянную светимость, в то же время она становится все горячее, в конечном итоге достигая температуры около 100000 К. Во второй фазе она так сильно охлаждается, что не испускает достаточно ультрафиолетового излучения для ионизации все более отдаленное газовое облако. Звезда становится белым карликом , а расширяющееся газовое облако становится невидимым для нас, завершая фазу эволюции планетарной туманности. Для типичной планетарной туманности от образования до рекомбинации образовавшейся плазмы проходит около 10 000 лет .
Планетарные туманности могут играть очень важную роль в галактической эволюции. Новорожденные звезды почти полностью состоят из водорода и гелия , но по мере того, как звезды эволюционируют через асимптотическую фазу ветви гигантов , они создают более тяжелые элементы посредством ядерного синтеза, которые в конечном итоге выбрасываются сильными звездными ветрами . Планетарные туманности обычно содержат большее количество элементов, таких как углерод , азот и кислород , и они возвращаются в межзвездную среду с помощью этих мощных ветров. Таким образом, планетарные туманности существенно обогатить млечный путь и их туманности с этими тяжелыми элементами — вместе известно как астрономами металлов и , в частности , указанные в параметре Металличности Z .
Последующие поколения звезд, образованные из таких туманностей, также имеют более высокую металличность. Хотя эти металлы присутствуют в звездах в относительно небольших количествах, они оказывают заметное влияние на звездную эволюцию и реакции синтеза. Когда звезды образовались во Вселенной раньше, они теоретически содержали меньшее количество более тяжелых элементов. Известные примеры — бедные металлом звезды населения II . (См. Звездное население .) Определение содержания металличности звезд обнаружено с помощью спектроскопии .
Характеристики
Физические характеристики
Типичная планетарная туманность имеет диаметр примерно один световой год и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью от 100 до 10 000 частиц на см 3 . (Для сравнения, атмосфера Земли содержит 2,5 × 10 19 частиц на см 3. ) Молодые планетарные туманности имеют самую высокую плотность, иногда до 10 6 частиц на см 3 . По мере того как туманности стареют, их расширение приводит к уменьшению их плотности. Массы планетарных туманностей колеблются от 0,1 до 1 массы Солнца .
Излучение от центральной звезды нагревает газы до температуры около 10000 K . Температура газа в центральных областях обычно намного выше, чем на периферии, достигая 16000–25000 К. Объем в окрестности центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом с температурой около 1000000 К. Этот газ берет начало с поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра.
Туманности можно описать как ограниченные материей или излучением . В первом случае в туманности недостаточно вещества, чтобы поглотить все УФ-фотоны, испускаемые звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. В последнем случае центральная звезда не излучает достаточно УФ-фотонов, чтобы ионизировать весь окружающий газ, и фронт ионизации распространяется наружу в околозвездную оболочку нейтральных атомов.
Числа и распределение
Сейчас известно, что в нашей галактике существует около 3000 планетарных туманностей из 200 миллиардов звезд. Их очень короткое время жизни по сравнению с общим временем жизни звезд объясняет их редкость. Они находятся в основном около плоскости Млечного Пути , с наибольшей концентрацией около центра Галактики .
Морфология
Только около 20% планетарных туманностей сферически симметричны (например, см. Abell 39 ). Существует большое разнообразие форм, в том числе и очень сложные формы. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, винтовые, биполярные , квадрупольные и другие, хотя большинство из них относятся только к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сконцентрированы в галактической плоскости и , вероятно, созданы относительно молодыми массивными звездами-прародителями; и биполяры в галактическом балдже, по- видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. С другой стороны, сферические туманности, вероятно, созданы старыми звездами, похожими на Солнце.
Огромное разнообразие форм частично объясняется эффектом проекции — одна и та же туманность, если смотреть под разными углами, будет выглядеть по-разному. Тем не менее, причина такого огромного разнообразия физических форм до конца не изучена. Одной из причин может быть гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды являются двойными звездами . Другая возможность состоит в том, что планеты нарушают отток вещества от звезды по мере образования туманности. Было установлено, что более массивные звезды образуют туманности неправильной формы. В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и выдвинули гипотезу, что поля могут быть частично или полностью ответственны за их замечательные формы.
Членство в кластерах
Планетарные туманности были обнаружены в составе четырех шаровых скоплений Галактики : Мессье 15 , Мессье 22 , NGC 6441 и Паломар 6 . Свидетельства также указывают на возможное открытие планетарных туманностей в шаровых скоплениях в галактике M31 . Однако в настоящее время существует только один случай обнаружения планетарной туманности в рассеянном скоплении, который согласован независимыми исследователями. Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Эндрюс-Линдси 1. Действительно, благодаря принадлежности к скоплению, PHR 1315-6555 обладает одними из самых точных расстояний, установленных для планетарной туманности (т. Е. Решение о расстоянии 4%). . В случаях NGC 2818 и NGC 2348 в Мессье 46 наблюдается несовпадение скоростей планетарных туманностей и скоплений, что указывает на совпадение на прямой видимости. Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами кластер / PN, включает Abell 8 и Bica 6, а также He 2-86 и NGC 4463.
Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут образовываться из звезд главной последовательности массой от одной до восьми солнечных масс, что означает, что возраст звезды-прародителя превышает 40 миллионов лет. Хотя существует несколько сотен известных рассеянных скоплений в пределах этого возрастного диапазона, множество причин ограничивают шансы найти внутри планетарную туманность. По одной причине фаза планетарной туманности для более массивных звезд составляет порядка тысячелетий, что с астрономической точки зрения является мгновением ока. Кроме того, отчасти из-за их небольшой общей массы, рассеянные скопления обладают относительно плохой гравитационной связью и имеют тенденцию рассеиваться через относительно короткое время, обычно от 100 до 600 миллионов лет.
Актуальные вопросы исследования планетарных туманностей
Расстояния до планетарных туманностей вообще плохо определены. Расстояние до ближайшей планетарной туманности можно определить, измерив скорость их расширения. Наблюдения с высоким разрешением, проведенные с интервалом в несколько лет, покажут расширение туманности перпендикулярно лучу зрения, а спектроскопические наблюдения доплеровского сдвига покажут скорость расширения на луче зрения. Сравнение углового расширения с вычисленной скоростью расширения покажет расстояние до туманности.
Вопрос о том, как можно создать такое разнообразие форм туманностей, является дискуссионным. Предполагается, что взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с разной скоростью, приводит к появлению большинства наблюдаемых форм. Однако некоторые астрономы предполагают, что близкие двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. Было показано, что некоторые из них обладают сильными магнитными полями, и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей.
Есть два основных метода определения содержания металлов в туманностях. Они основаны на рекомбинационных линиях и линиях, возбужденных столкновениями. Иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью двух методов. Это можно объяснить наличием небольших колебаний температуры внутри планетарных туманностей. Расхождения могут быть слишком большими, чтобы быть вызванными температурными эффектами, и некоторые предполагают существование холодных узлов, содержащих очень мало водорода, для объяснения наблюдений. Однако таких узлов пока не наблюдается.
Галерея
Странная пара стареющих звезд вылепила эффектную форму планетарной туманности.
