Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Организация изображения похожа на кошачий глаз. Яркий, почти точечный белый круг в центре изображает центральную звезду. Центральная звезда заключена в пурпурно-красную область эллиптической формы с неправильными краями, которая предполагает трехмерную оболочку. Он окружен парой наложенных друг на друга круглых областей красного цвета с желтыми и зелеными краями, что предполагает еще одну трехмерную оболочку.
Рентгеновское / оптическое композитное изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543)
NGC 6326 , планетарная туманность со светящимися струйками изливающегося газа, которые освещены двойной [1] центральной звездой.

Планетарная туманность , сокращенно PN или множественные туманности, представляет собой тип эмиссионной туманности , состоящую из расширяющейся, светящейся оболочки ионизированного газа выбрасывается из красных гигантских звезд конца в их жизни. [2]

Термин «планетарные туманности» неверен, потому что они не имеют отношения к планетам или экзопланетам . Термин происходит от круглой формы этих туманностей, которые астрономы наблюдали в первые телескопы . Первое использование могло произойти в 1780-х годах английским астрономом Уильямом Гершелем, 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». [3] [4] [5]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. [6] Это относительно недолговечные явления, длящиеся, возможно, несколько десятков тысяч лет, по сравнению со значительно более длинными фазами звездной эволюции . [7] После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеивается, энергичное ультрафиолетовое излучение от открытого горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенный материал. [2] 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.

Наблюдения [ править ]

NGC 7293, туманность Хеликс .
NGC 2392, туманность Лев .

Открытие [ править ]

Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя еще не названной таковой) была туманность Гантель в созвездии Лисичка . Он был замечен Шарлем Мессье в 1764 году и занесен в его каталог туманных объектов как M27 . [8] Для первых наблюдателей с телескопами низкого разрешения M27 и впоследствии обнаруженные планетарные туманности напоминали планеты-гиганты, такие как Уран . Уильям Гершель , открыватель Урана, возможно, ввел термин «планетарная туманность». [8] [9] Однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа описал в своих наблюденияхКольцевая туманность - «очень тусклая туманность, но с идеально очерченными контурами; размером с Юпитер и выглядит как исчезающая планета». [3] [4] [5] Каким бы ни было истинное происхождение термина, термин «планетарная туманность» прочно вошел в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами. [10] [11]

Терминология [ править ]

Истинная природа этих объектов была неопределенной, и Гершель сначала подумал, что это звезды, окруженные веществом, которое конденсировалось в планеты, а не то, что, как теперь известно, свидетельствует о мертвых звездах, которые сожгли все вращающиеся планеты. [12] В 1782 году (239 лет назад) , Уильям Гершель обнаружил объект теперь известный как NGC 7009 ( «Сатурн Туманность»), на которой он использовал термин «планетарная туманность». [13] [ сомнительно - обсудить ] ( 1782 )

В 1785 году Гершель писал Жерому Лаланду :

Это небесные тела, о которых мы пока не имеем ясного 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 при этом они имеют вид только звезды девятой величины. [14]

Гершель отнес их к Классу IV своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетарных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками. [15]

Спектры [ править ]

Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине XIX века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для рассеивания света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов. [9]

29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, когда он наблюдал туманность Кошачий глаз . [8] 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 показывали несколько линий излучения . [9]Самый яркий из них был на длине волны 500,7  нанометра , что не соответствовало ни одной из линий какого-либо известного элемента. [16]

Сначала было высказано предположение, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который получил название туманность . Подобная идея привела к открытию гелия путем анализа спектра Солнца в 1868 году. [8] Хотя гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, «туманность» не было. 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. [8]

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. [17] 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. [8] Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями.. Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что туманности состоят из чрезвычайно разреженного газа. [18]

Планетарная туманность NGC 3699 отличается пятнистой неправильной формой и темной трещиной. [19]

Центральные звезды [ править ]

Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. [2] Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может схлопнуться до небольшого размера. Планетарные туманности стали рассматриваться как заключительный этап звездной эволюции . Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к идее, что планетарные туманности были вызваны выбросом внешних слоев звезды в космос в конце ее жизни. [8]

Современные наблюдения [ править ]

К концу 20 века технологические усовершенствования способствовали дальнейшему изучению планетарных туманностей. [20] Космические телескопы позволили астрономам изучать длины волн света за пределами тех, которые передает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определить температуру , плотность и содержание элементов в туманностях . [21] [22] Устройство с зарядовой связьютехнология 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. [23] [24]

В соответствии со схемой спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности классифицируются как Тип- P , хотя это обозначение редко используется на практике. [25]

Истоки [ править ]

Компьютерное моделирование образования планетарной туманности из звезды с искривленным диском, показывающее сложность, которая может возникнуть в результате небольшой начальной асимметрии.

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 ⊙ . [26] Прародитель звезда , что форма планетарных туманностей будут проводить большую часть своей жизни превращения их водорода в гелий в ядре звезды посредством ядерного синтеза при температуре около 15000000 К . Эта генерируемая энергия создает внешнее давление в результате реакций синтеза в ядре, уравновешивая разрушающее внутреннее давление гравитации звезды. [27]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 K. [28] Такие более высокие температуры ядра заставляют более холодные внешние слои звезды расширяться, создавая гораздо более крупные красные гигантские звезды. . Эта конечная фаза вызывает резкое увеличение светимости звезды, когда выделяемая энергия распределяется по гораздо большей площади поверхности, что фактически приводит к снижению средней температуры поверхности. С точки зрения звездной эволюции звезды, у которых наблюдается такое увеличение светимости, известны как звезды асимптотической ветви гигантов (AGB). [28] Во время этой фазы звезда может потерять от 50 до 70% своей общей массы из-за звездного ветра . [29]

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 сокращение ядра. Эта новая фаза горения гелия (слияние ядер гелия) образует растущее внутреннее ядро ​​из инертного углерода и кислорода. Над ним - тонкая оболочка, горящая гелием, окруженная оболочкой, горящей водородом. Однако эта новая фаза длится всего 20 000 лет или около того - очень короткий период по сравнению со всем временем жизни звезды.

Выброс 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. [28]

Срок службы [ править ]

Ожерелье Туманность состоит из светлого кольца, размер около двух световых лет, пунктир густых, ярких узлами газа , которые напоминают бриллианты в ожерелье. Узлы ярко светятся из-за поглощения ультрафиолетового света центральными звездами. [30]

После того, как звезда проходит фазу асимптотической ветви гигантов (AGB), начинается фаза короткой планетарной туманности в звездной эволюции [20], когда газы уносятся от центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда - это остаток своего предшественника AGB, вырожденного электронами углеродно-кислородного ядра, которое потеряло большую часть своей водородной оболочки из-за потери массы на AGB. [20] По мере расширения газов 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 потеря массы. [20]Во второй фазе она излучает свою энергию, и реакции синтеза прекращаются, так как центральная звезда недостаточно тяжелая, чтобы создать температуру ядра, необходимую для слияния углерода и кислорода. [8] [20] Во время первой фазы центральная звезда поддерживает постоянную светимость, [20] в то же время она становится все горячее, в конечном итоге достигая температуры около 100 000 К. Во второй фазе она охлаждается так сильно, что становится все горячее. не испускать достаточно ультрафиолетового излучения для ионизации все более удаленного газового облака. Звезда становится белым карликом , а расширяющееся газовое облако становится невидимым для нас, завершая фазу эволюции планетарной туманности. [20] Для типичной планетарной туманности около 10 000 лет [20]проходит между его образованием и рекомбинацией образующейся плазмы . [8]

Роль в галактическом обогащении [ править ]

Жизнь планетарных туманностей часто бывает хаотичной - от гибели их родительской звезды до рассеивания ее содержимого далеко в космос. Захваченная здесь космическим телескопом Хаббла НАСА / ЕКА, ESO 455-10 представляет собой одну из таких планетарных туманностей, расположенную в созвездии Скорпиона (Скорпиона). [31]

Планетарные туманности могут сыграть очень важную роль в галактической эволюции. Новорождённые звезды состоят почти полностью из водорода и гелия , [32] , но , как звезды развиваются через асимптотическую гигантскую ветвь фазу, [33] они создают более тяжелые элементы через ядерный синтез , которые в конечном итоге исключенного сильными звездных ветров . [34] Планетарные туманности обычно содержат большее количество элементов, таких как углерод , азот и кислород , и они возвращаются в межзвездную среду через эти мощные ветры. Таким образом, планетарные туманности значительно обогащаютМлечный путь и их туманности с этими тяжелыми элементами - вместе известны астрономами , как металлы и конкретно ссылаются параметр Металличности Z . [35]

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 образовывались раньше во Вселенной, они теоретически содержали меньшее количество более тяжелых элементов. [36] Известные примеры - бедные металлом звезды населения II . (См. Звездное население .) [37] [38] Определение содержания металличности звезд обнаружено с помощью спектроскопии .

Характеристики [ править ]

Физические характеристики [ править ]

NGC 6720, туманность Кольцо
Туманность из ломтиков лимона (IC 3568).

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 . [39] (Атмосфера Земли, для сравнения, 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 . [39]

Излучение от центральной звезды нагревает газы до температуры около 10000  K . [40] Температура газа в центральных областях обычно намного выше, чем на периферии, достигая 16 000–25 000 К. [41] Объем в окрестности центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом, имеющим температуру около 1 000 000 К. Этот газ исходит от поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра. [42]

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. [43]

Числа и распределение [ править ]

Сейчас известно, что в нашей галактике [44] существует около 3000 планетарных туманностей [44] 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 . [45]

Морфология [ править ]

Воспроизвести медиа
Эта анимация показывает, как две звезды в центре планетарной туманности, такой как Fleming 1, могут контролировать создание впечатляющих струй материала, выбрасываемого из объекта.

Только около 20% планетарных туманностей сферически-симметричны (например, см. Abell 39 ). [46] Существует большое разнообразие форм, в том числе и очень сложные формы. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, спиральные, биполярные , квадрупольные [47] и другие типы [48], 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; а биполяры в галактическом балдже, по- видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. [49]С другой стороны, сферические туманности, вероятно, созданы старыми звездами, подобными Солнцу. [42]

Огромное разнообразие форм частично объясняется эффектом проекции - одна и та же туманность, если смотреть под разными углами, будет выглядеть по-разному. [50] Тем не менее, причина огромного разнообразия физических форм до конца не изучена. [48] Одной из причин может быть гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды являются двойными . 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. [51]В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и выдвинули гипотезу, что эти поля могут частично или полностью отвечать за их замечательные формы. [52] [53]

Членство в кластерах [ править ]

Abell 78, 24-дюймовый телескоп на горе. Лимон, Аризона. Предоставлено Джозефом Д. Шульманом.

Планетарные туманности были обнаружены как члены четырех галактических шаровых скоплений : Мессье 15 , Мессье 22 , NGC 6441 и Паломар 6 . Свидетельства также указывают на возможное открытие планетарных туманностей в шаровых скоплениях в галактике M31 . [54] Однако в настоящее время существует только один случай обнаружения планетарной туманности в рассеянном скоплении, который согласован независимыми исследователями. [55] [56] [57]Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Эндрюс-Линдси 1. Действительно, благодаря членству в скоплении, 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 наблюдаются несовпадения скоростей планетарных туманностей и скоплений, что указывает на совпадение их прямой видимости. [45] [58] [59] Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами кластер / PN, включает Abell 8 и Bica 6, [60] [61] и He 2-86 и NGC 4463. [62]

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. [45] По одной причине, фаза планетарной туманности для более массивных звезд составляет порядка тысяч лет, что с космической 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. [63]

Актуальные вопросы изучения планетарных туманностей [ править ]

Необычная пара стареющих звезд вылепила эффектную форму планетарной туманности. [64]
Крошечная планетарная туманность NGC 6886 .

Расстояния до планетарных туманностей вообще плохо определены. [65] Можно определить расстояния до ближайшей планетарной туманности, 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. [23]

Вопрос о том, как можно создать такой разнообразный диапазон форм туманностей, является дискуссионным. Предполагается, что взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с разной скоростью, приводит к появлению большинства наблюдаемых форм. [48] Однако некоторые астрономы предполагают, что близкие двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. [66] Некоторые из них обладают сильными магнитными полями, [67] и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей. [53]

Есть два основных метода определения содержания металлов в туманностях. Они основаны на линиях рекомбинации 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. [68]

См. Также [ править ]

  • Асимптотическая ветвь гигантов
  • Лестница космических расстояний
  • Область быстрой низкоионизационной эмиссии
  • Нова остаток
  • Звезда PG 1159 ( предшественники )
  • Протопланетная туманность
  • Остаток сверхновой
  • белый Гном
  • Список планетарных туманностей

Ссылки [ править ]

Цитаты [ править ]

  1. ^ Miszalski et al. 2011 г.
  2. ^ a b c Франковски и Сокер 2009 , стр. 654–8
  3. ^ a b Даркье, А. (1777). Астрономические наблюдения, совершенные в Тулузе (Астрономические наблюдения, сделанные в Тулузе) . Авиньон: Ж. Обер; (и Пэрис: Ляпорт и др.).
  4. ^ a b Олсон, Дон; Кальерис, Джованни Мария (июнь 2017 г.). «Кто открыл туманность Кольцо?». Небо и телескоп . С. 32–37.
  5. ^ a b Вольфганг Штайнике. "Антуан Даркье де Пеллепуа" . Проверено 9 июня 2018 .
  6. ^ «Солнце создаст красивую планетарную туманность, когда умрет» . Проверено 30 марта 2020 .
  7. ↑ Они созданы после фазы красного гиганта, когда большая часть внешних слоев звезды былавыброшенасильными звездными ветрами. Frew & Parker 2010 , pp. 129–148
  8. ^ a b c d e f g h i Kwok 2000 , стр. 1–7
  9. ^ a b c Мур 2007 , стр. 279–80
  10. ^ SEDS 2013
  11. ^ Hubblesite.org 1997
  12. ^ Малин, Дэвид (1993), взгляд Вселенной , Кембридж, штат Массачусетс: Sky Publishing Corporation, стр. 168, ISBN 978-0876541012
  13. ^ Хоскин, Майкл (2014). «Уильям Гершель и планетарные туманности». Журнал истории астрономии . 45 (2): 209–225. Bibcode : 2014JHA .... 45..209H . DOI : 10.1177 / 002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
  14. ^ Цитируется по Хоскин, Майкл (2014). «Уильям Гершель и планетарные туманности». Журнал истории астрономии . 45 (2): 209–225. Bibcode : 2014JHA .... 45..209H . DOI : 10.1177 / 002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
  15. ^ стр. 16 в Mullaney, James (2007). Объекты Гершеля и как их наблюдать . Руководства астрономов по наблюдениям. Bibcode : 2007hoho.book ..... M . DOI : 10.1007 / 978-0-387-68125-2 . ISBN 978-0-387-68124-5.
  16. ^ Хаггинс & Miller 1864 , стр. 437-44
  17. ^ Bowen 1927 , стр. 295-7
  18. ^ Гурзадян 1997
  19. ^ "Разделенная планетарная туманность" . Проверено 21 декабря 2015 года .
  20. ^ a b c d e f g h Квок 2005 , стр. 271–8
  21. ^ Hora et al. 2004 , с. 296–301.
  22. ^ Квок и др. 2006 , с. 445–6.
  23. ^ a b Рид и др. 1999 , стр. 2430–41.
  24. ^ Аллер и Хён 2003 , стр. 15
  25. Перейти ↑ Krause 1961 , p. 187
  26. ^ Масиэл, Коста & Idiart 2009 , стр. 127-37
  27. ^ Harpaz 1994 , стр. 55-80
  28. ^ a b c Harpaz 1994 , стр. 99–112
  29. ^ Дерево, PR; Оливье, EA; Кавалер, SD (2004). "Длинные вторичные периоды в пульсирующих звездах асимптотической ветви гигантов: исследование их происхождения" . Астрофизический журнал . 604 (2): 800. Bibcode : 2004ApJ ... 604..800W . DOI : 10.1086 / 382123 .
  30. ^ "Хаббл предлагает ослепительное ожерелье" . Картина недели . ЕКА / Хаббл . Проверено 18 августа 2011 года .
  31. ^ "Межзвездный дистрибьютор" . Картина недели . ЕКА / Хаббл . Проверено 29 января 2020 года .
  32. ↑ W. Sutherland (26 марта 2013 г.). "Галактика. Глава 4. Галактическая химическая эволюция" (PDF) . Проверено 13 января 2015 года . [ постоянная мертвая ссылка ]
  33. ^ Sackmann, I. -J .; Бутройд, AI; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ ... 418..457S . DOI : 10.1086 / 173407 .
  34. ^ Castor, J .; McCray, R .; Уивер Р. (1975). «Межзвездные пузыри». Письма в астрофизический журнал . 200 : L107 – L110. Bibcode : 1975ApJ ... 200L.107C . DOI : 10.1086 / 181908 .
  35. ^ Квок 2000 , стр. 199-207
  36. ^ Пан, Любин; Сканнапеко, Эван; Скало, Джон (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения чистого газа в ранней Вселенной». Астрофизический журнал . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ ... 775..111P . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 775/2/111 . S2CID 119233184 . 
  37. ^ Marochnik, Шукуров и Ястржембский 1996 , стр. 6-10
  38. ^ Грегори, Стивен А .; Майкл Зейлик (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Форт-Уэрт [ua]: издательство Saunders College Publishing. п. 322. ISBN. 0-03-006228-4.
  39. ^ a b Osterbrock & Ferland 2005 , стр. 10
  40. ^ Гурзадян 1997 , стр. 238
  41. ^ Гурзадян 1997 , стр. 130-7
  42. ^ a b Osterbrock & Ferland 2005 , стр. 261–2
  43. ^ Остерброком & Ферланд 2005 , стр. 207
  44. ^ Паркер и др. 2006 , с. 79–94.
  45. ^ a b c Majaess, Turner & Lane 2007 , стр. 1349–60.
  46. ^ Джейкоби, Ферланд & Korista 2001 , стр. 272-86
  47. ^ Квок и Су 2005 , стр. L49-52
  48. ^ a b c Kwok 2000 , стр. 89–96
  49. ^ Rees & Zijlstra 2013
  50. ^ Чен, Z; А. Франк; EG Blackman; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбэк (2017). «Массоперенос и формирование диска в двоичных системах AGB». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx680 . S2CID 119073723 . 
  51. ^ Моррис 1990 , стр. 526-30
  52. ^ SpaceDaily Express 2005
  53. ^ a b Jordan, Werner & O'Toole 2005 , стр. 273–9.
  54. ^ Джейкоби, Джордж Х .; Чардулло, Робин; Де Марко, Орсола; Ли, Мён Гён; Herrmann, Kimberly A .; Хван, Хо Сон; Каплан, Эван; Дэвис, Джеймс Э. (2013). Обзор планетарных туманностей в шаровых скоплениях M31 , ApJ, 769, 1
  55. ^ Фрю, Дэвид Дж. (2008). Планетарные туманности в окрестностях Солнца: статистика, шкала расстояний и функция яркости , докторская диссертация, факультет физики, Университет Маккуори, Сидней, Австралия
  56. Перейти ↑ Parker 2011 , pp. 1835–1844
  57. ^ Majaess, D .; Carraro, G .; Moni Bidin, C .; Bonatto, C .; Тернер, Д .; Мояно, М .; Бердников, Л .; Георгий Э. (2014). О критическом скоплении Эндрюс-Линдси 1 и решении о расстоянии 4% для его планетарной туманности , A&A, 567
  58. ^ Kiss et al. 2008 , с. 399–404.
  59. ^ Mermilliod et al. 2001 , с. 30–9.
  60. ^ Bonatto, C .; Bica, E .; Сантос, JFC, (2008). Открытие рассеянного скопления с возможной физической ассоциацией с планетарной туманностью , MNRAS, 386, 1
  61. ^ Тернер, DG; Росвик, JM; Балам, ДД; Хенден, АА; Majaess, DJ; Лейн, ди-джей (2011). Новые результаты для открытого скопления Bica 6 и связанной с ним планетарной туманности Abell 8 , PASP, 123, 909
  62. ^ Мони Бидин, C .; Majaess, D .; Bonatto, C .; Мауро, Ф .; Тернер, Д .; Geisler, D .; Chené, A.-N .; Гормаз-Матамала, AC; Борисова, J .; Куртев, Р.Г .; Миннити, Д .; Carraro, G .; Гирен, В. (2014). Исследование потенциальных пар планетарных туманностей и скоплений , A&A, 561
  63. ^ Allison 2006 , стр. 56-8
  64. ^ "Объяснение космических спринклеров" . Пресс-релиз ESO . Проверено 13 февраля 2013 года .
  65. ^ Р. Гатье. «Расстояния до планетарных туманностей» (PDF) . ESO Messenger . Дата обращения 31 мая 2014 .
  66. ^ Soker 2002 , стр. 481-6
  67. ^ Гурзадян 1997 , стр. 424
  68. ^ Лю и др. 2000 , с. 585–587

Цитированные источники [ править ]

  • Аллер, Лоуренс Х .; Хён, Сик (2003). «Исторические заметки по спектроскопическому анализу планетарных туманностей (приглашенный обзор)». В Квок, Солнце; Допита, Михаил; Сазерленд, Ральф (ред.). Планетарные Туманности: их эволюция и роль во Вселенной, Труды симпозиума 209 - м Международного астрономического союза , состоявшейся в Канберре, Австралия, 19-23 ноября 2001 года . Планетарные туманности: их эволюция и роль во Вселенной . 209 . Астрономическое общество Тихого океана. п. 15. Bibcode : 2003IAUS..209 ... 15A .
  • Эллисон, Марк (2006), Звездные скопления и способы их наблюдения , Биркхойзер, стр. 56–8, ISBN 978-1-84628-190-7
  • Боуэн, И.С. (октябрь 1927 г.), «Происхождение главных небулярных линий», публикации Тихоокеанского астрономического общества , 39 (231): 295–7, Bibcode : 1927PASP ... 39..295B , doi : 10.1086 / 123745
  • Франковски, Адам; Сокер, Ноам (ноябрь 2009 г.), «Очень поздние тепловые импульсы, вызванные аккрецией в планетарных туманностях», New Astronomy , 14 (8): 654–8, arXiv : 0903.3364 , Bibcode : 2009NewA ... 14..654F , doi : 10.1016 / j.newast.2009.03.006 , S2CID  17128522 , Планетарная туманность (PN) - это расширяющееся ионизированное околозвездное облако, которое было выброшено во время фазы асимптотической гигантской ветви (AGB) звездного предшественника.
  • Фрю, Дэвид Дж .; Паркер, Квентин А. (май 2010 г.), «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, мимика и диагностика», Публикации Австралийского астрономического общества , 27 (2): 129–148, arXiv : 1002.1525 , Bibcode : 2010PASA ... 27 ..129F , DOI : 10,1071 / AS09040 , S2CID  59429975
  • Гурзадян, Григор А. (1997), Физика и динамика планетарных туманностей , Springer, ISBN 978-3-540-60965-0
  • Харпаз, Амос (1994), Stellar Evolution , AK Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6
  • Hora, Joseph L .; Последний, Уильям Б .; Аллен, Лори Э .; Маренго, Массимо; Deutsch, Lynne K .; Пайфер, Джудит Л. (сентябрь 2004 г.), "Наблюдения за планетными туманностями с помощью инфракрасной камеры (IRAC)" (PDF) , Серия дополнений к астрофизическому журналу , 154 (1): 296–301, Bibcode : 2004ApJS..154..296H , DOI : 10,1086 / 422820
  • Хаббл становится свидетелем последнего сияния славы солнцеподобных звезд , Hubblesite.org - Научный институт космического телескопа (STScI) для НАСА, 17 декабря 1997 г., заархивировано из оригинала 12 июня 2018 г. , получено 10 июня 2018 г.
  • Huggins, W .; Миллер, WA (1864), «О спектрах некоторых туманностей», Philosophical Transactions of the Royal Society of London , 154 : 437–44, Bibcode : 1864RSPT..154..437H , doi : 10.1098 / rstl.1864.0013
  • Джейкоби, Джордж. ЧАС.; Ферланд, Гэри. J .; Користа, Кирк Т. (2001), "Планетарная туманность A39: эталонный тест для численного моделирования фотоионизированной плазмы" , The Astrophysical Journal , 560 (1): 272–86, Bibcode : 2001ApJ ... 560..272J , DOI : 10,1086 / 322489
  • Jordan, S .; Werner, K .; О'Тул, SJ (март 2005 г.), «Открытие магнитных полей в центральных звездах планетарных туманностей», Astronomy & Astrophysics , 432 (1): 273–9, arXiv : astro-ph / 0501040 , Bibcode : 2005A & A ... 432..273J , DOI : 10,1051 / 0004-6361: 20041993 , S2CID  119361869
  • Поцелуй, LL; Szabó, Gy. М .; Балог, З .; Паркер, QA; Фрю, DJ (ноябрь 2008 г.), «Лучевые скорости AAOmega исключают нынешнее членство планетарной туманности NGC 2438 в рассеянном скоплении M46», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 391 (1): 399–404, arXiv : 0809.0327 , Bibcode : 2008MNRAS.391..399K , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13899.x , S2CID  15207860
  • Краузе, Артур (1961), Астрономия , Оливер и Бойд, стр. 187
  • Квок, Солнце (2000), Происхождение и эволюция планетарных туманностей , Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8(Главу 1 можно скачать здесь .)
  • Квок, Солнце (июнь 2005 г.), «Планетарные туманности: новые вызовы в 21-м веке», журнал Корейского астрономического общества , 38 (2): 271–8, Bibcode : 2005JKAS ... 38..271K , doi : 10,5303 /JKAS.2005.38.2.271
  • Квок, Солнце; Су, Кейт Ю.Л. (декабрь 2005 г.), "Открытие множества коаксиальных колец в четырехполюсной планетарной туманности NGC 6881", The Astrophysical Journal , 635 (1): L49–52, Bibcode : 2005ApJ ... 635L..49K , doi : 10.1086 / 499332 ,Мы сообщаем об открытии множества двумерных колец в квадрупольной планетарной туманности NGC 6881. В биполярных долях видны четыре пары колец, а в центральном торе - три. В то время как кольца в лепестках имеют ту же ось, что и одна пара биполярных лепестков, внутренние кольца совмещены с другой парой. Две пары биполярных лепестков, вероятно, будут вырезаны двумя отдельными высокоскоростными потоками околозвездного материала, оставшегося от ветра асимптотической ветви гигантов (AGB). Двумерные кольца могут быть результатом динамической неустойчивости или следствием быстрого истечения, взаимодействующего с остатками дискретных околозвездных оболочек AGB.
  • Квок, Солнце; Конинг, Нико; Хуанг, Сю-Хуэй; Черчвелл, Эдвард (2006), Барлоу, MJ; Мендес, Р.Х. (ред.), «Планетарные туманности в обзоре GLIMPSE», Труды Международного астрономического союза, Симпозиум № 234 , Планетарные туманности в нашей Галактике и за ее пределами, Кембридж: Cambridge University Press, 2 (S234): 445–6 , Bibcode : 2006IAUS..234..445K , DOI : 10,1017 / S1743921306003668 ,Планетарные туманности (PN) содержат большое количество пыли и сильно излучают в инфракрасном диапазоне. Для молодых PN на пылевой компонент приходится ∼1 / 3 от общего количества энергии, выделяемой туманностями (Zhang & Kwok, 1991). Типичные цветовые температуры ФН составляют от 100 до 200 К, а при λ> 5 мкм пыль начинает преобладать над свободным излучением ионизированного компонента. Хотя ФН традиционно обнаруживаются путем изучения фотографических пластинок или обзоров Hα, ФН также можно идентифицировать в инфракрасных исследованиях путем поиска красных объектов с растущим спектром между 4–10 мкм.
  • Лю, X.-W .; Стори, П.Дж.; Барлоу, MJ; Данцигер, Эй Джей; Cohen, M .; Брайс, М. (март 2000 г.), «NGC 6153: планетарная туманность, богатая сверхметаллами?», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 312 (3): 585–628, Bibcode : 2000MNRAS.312..585L , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03167.x
  • Maciel, WJ; Коста, RDD; Идиарт, TEP (октябрь 2009 г.), «Планетарные туманности и химическая эволюция Магеллановых облаков», Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , 45 : 127–37, arXiv : 0904.2549 , Bibcode : 2009RMxAA..45..127M , Эти объекты производятся низким и промежуточными массами звезд, с главной последовательностью массами примерно от 0,8 до 8 м ⊙ , и присутствует в достаточно большом возрастном и металличности распространения.
  • Majaess, DJ; Тернер, Д .; Лейн, Д. (декабрь 2007 г.), «В поисках возможных связей между планетными туманностями и открытыми скоплениями», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 119 (862): 1349–60, arXiv : 0710.2900 , Bibcode : 2007PASP .. 119.1349M , DOI : 10,1086 / 524414 , S2CID  18640979
  • Марочник, Л.С.; Шукуров, Анвар; Ястржембский, Игорь (1996), "Глава 19: Химическое содержание", Галактика Млечный Путь , Тейлор и Фрэнсис, стр. 6–10, ISBN 978-2-88124-931-0
  • Mermilliod, J.-C .; Clariá, JJ; Андерсен, Дж .; Piatti, AE; Майор М. (август 2001 г.), «Красные гиганты в рассеянных скоплениях. IX. NGC 2324, 2818, 3960 и 6259», Astronomy and Astrophysics , 375 (1): 30–9, Bibcode : 2001A & A ... 375 .. .30M , CiteSeerX  10.1.1.30.7545 , DOI : 10,1051 / 0004-6361: 20010845
  • Miszalski, B .; Jones, D .; Rodríguez-Gil, P .; Боффин, HMJ; Корради, RLM; Сантандер-Гарсия, М. (2011), "Открытие близких двойных центральных звезд в планетарных туманностях NGC 6326 и NGC 6778", Астрономия и астрофизика , 531 : A158, arXiv : 1105.5731 , Bibcode : 2011A & A ... 531A.158M , DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 201117084 , S2CID  15010950
  • Мур, С.Л. (октябрь 2007 г.), "Наблюдение за туманностью Кошачий глаз", Журнал Британской астрономической ассоциации , 117 (5): 279–80, Bibcode : 2007JBAA..117R.279M
  • Моррис, М. (1990), «Биполярная асимметрия в массовых оттоках звезд в переходном состоянии», в Mennessier, Миссури; Омонт, Ален (ред.), От Мираса до планетарных туманностей: какой путь звездной эволюции? , Монпелье, Франция, 4–7 сентября 1989 г. Встреча астрофизиков IAP: Atlantica Séguier Frontières, стр. 526–30, ISBN 978-2-86332-077-8CS1 maint: location (link)
  • Остерброк, Дональд Э .; Ферланд, GJ (2005), Ferland, GJ (ed.), Астрофизика газовых туманностей и активных ядер галактик , University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
  • Паркер, Квентин А.; Acker, A .; Фрю, диджей; Hartley, M .; Пейо, AEJ; Ochsenbein, F .; Phillipps, S .; Russeil, D .; Болье, Сан-Франциско; Cohen, M .; Köppen, J .; Miszalski, B .; Морган, DH; Моррис, RAH; Пирс, MJ; Воган, AE (ноябрь 2006 г.), «Каталог планетных туманностей Macquarie / AAO / Strasbourg Hα: MASH», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 373 (1): 79–94, Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 79P , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10950.x
  • Паркер, Квентин А.; Фрю, Дэвид Дж .; Miszalski, B .; Ковачевич, Анна В .; Фринчабой, Питер .; Добби, Пол Д .; Кеппен, Дж. (Май 2011 г.), «PHR 1315–6555: биполярная планетарная туманность в компактном рассеянном скоплении эпохи Гиад ESO 96-SC04», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 413 (3): 1835–1844, arXiv : 1101.3814 , Bibcode : 2011MNRAS.413.1835P , doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18259.x , S2CID  16164749
  • Рид, Даррен С .; Балик, Брюс; Hajian, Arsen R .; Klayton, Tracy L .; Джованарди, Стефано; Казертано, Стефано; Панагия, Нино; Терциан, Ервант (ноябрь 1999 г.), "Измерения с помощью космического телескопа Хаббла расширения NGC 6543: параллаксное расстояние и эволюция туманности", Astronomical Journal , 118 (5): 2430–41, arXiv : astro-ph / 9907313 , Bibcode : 1999AJ .... 118.2430R , DOI : 10,1086 / 301091 , S2CID  14746840
  • Сокер, Ноам (февраль 2002 г.), «Почему каждая биполярная планетарная туманность« уникальна » », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 330 (2): 481–6, arXiv : astro-ph / 0107554 , Bibcode : 2002MNRAS.330 ..481S , DOI : 10,1046 / j.1365-8711.2002.05105.x , S2CID  16616082
  • Первое обнаружение магнитных полей в центральных звездах четырех планетарных туманностей , SpaceDaily Express, 6 января 2005 г. , данные получены 18 октября 2009 г. , Источник: Journal Astronomy & Astrophysics
  • Rees, B .; Зейлстра, AA (июль 2013 г.), «Выравнивание векторов углового момента планетарных туманностей в галактическом балджу», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 435 (2): 975–991, arXiv : 1307.5711 , Bibcode : 2013MNRAS.435 ..975R , DOI : 10,1093 / MNRAS / stt1300 , S2CID  118414177
  • Планетарные Туманности , SEDS, 9 сентября 2013 , извлекаться 2013-11-10

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Илиадис, Кристиан (2007), Ядерная физика звезд. Учебник физики , Wiley-VCH, стр. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
  • Рензини, А. (1987), С. Торрес-Пеймберт (редактор), «Тепловые импульсы и формирование оболочек планетарных туманностей», Труды 131-го симпозиума МАС , 131 : 391–400, Bibcode : 1989IAUS .. 131..391R

Внешние ссылки [ править ]

  • Запись в Энциклопедию астробиологии, астрономии и космических полетов.
  • Пресс-релиз о последних наблюдениях туманности Кошачий глаз
  • Планетарные туманности , страницы Мессье SEDS
  • Первое обнаружение магнитных полей у центральных звезд четырех планетарных туманностей
  • Планетарные туманности - информация и любительские наблюдения
  • Планетарная туманность на arxiv.org