Mlhoviny ve vesm?ru jsou jedn?m z div? vesm?ru, kter? zaujme svou kr?sou. Jsou cenn? nejen vizu?ln?. Studium mlhovin pom?h? v?dc?m objasnit z?konitosti fungov?n? kosmu a jeho objekt?, opravit teorie o v?voji Vesm?ru a ?ivotn?m cyklu hv?zd. Dnes o t?chto objektech v?me hodn?, ale zdaleka ne v?echno.

sm?s plynu a prachu

Dost dlouho, a? do poloviny p?edminul?ho stolet? byly mlhoviny pova?ov?ny za ve zna?n? vzd?lenosti od n?s. Pou?it? spektroskopu v roce 1860 umo?nilo zjistit, ?e mnoho z nich je slo?eno z plynu a prachu. Anglick? astronom W. Heggins zjistil, ?e sv?tlo z mlhovin se li?? od z??en? poch?zej?c?ho z b??n?ch hv?zd. Spektrum prvn?ho obsahuje jasn? barevn? ??ry prolo?en? tmav?mi, zat?mco v druh?m p??pad? nejsou ??dn? takov? ??ry pozorov?ny.

Dal?? v?zkum zjistil, ?e mlhoviny ml??n? dr?ha a dal?? galaxie jsou v?t?inou tvo?eny horkou sm?s? plynu a prachu. S podobn?mi studen?mi ?tvary se ?asto setk?v?me. Takov? oblaka mezihv?zdn?ho plynu se tak? ozna?uj? jako mlhoviny.

Klasifikace

V z?vislosti na vlastnostech prvk?, kter? tvo?? mlhovinu, se rozli?uje n?kolik typ?. V?echny jsou v ve velk?m po?tu prezentovan? v rozlehlosti vesm?ru a jsou stejn? zaj?mav? pro astronomy. Mlhoviny, kter? z toho ?i onoho d?vodu vyza?uj? sv?tlo, se obvykle naz?vaj? dif?zn? nebo jasn?. Naproti nim v hlavn?m parametru jsou samoz?ejm? ozna?eny jako tmav?. Difuzn? mlhoviny jsou t?? typ?:

reflexn?;

emise;

zbytky supernovy.

Emisn? mlhoviny se zase d?l? na oblasti tvorby nov?ch hv?zd (H II) a planet?rn? mlhoviny. V?echny tyto typy se vyzna?uj? ur?it?mi vlastnostmi, d?ky nim? jsou jedine?n? a hodn? podrobn?ho studia.

Oblasti tvorby hv?zd

V?echny emisn? mlhoviny jsou oblaka sv?t?c?ho plynu r?zn?ch tvar?. Jejich hlavn?m prvkem je vod?k. Vlivem hv?zdy um?st?n? ve st?edu mlhoviny doch?z? k jej? ionizaci a sr??ce s atomy t????ch slo?ek oblaku. V?sledkem t?chto proces? je charakteristick? nar??ov?l? z??e.

Orl? mlhovina neboli M16 je vynikaj?c?m p??kladem tohoto typu objekt?. Zde je oblast formov?n? hv?zd, mnoha mlad?ch i masivn?ch hork?ch hv?zd. Orl? mlhovina – m?sto, kde je dob?e um?st?na slavn? m?sto kosmos, Pil??e stvo?en?. Tyto shluky plynu, vznikl? pod vlivem hv?zdn?ho v?tru, jsou z?nou tvorby hv?zd. Vznik sv?tidel je zde zp?soben stla?ov?n?m sloupc? plynu a prachu p?soben?m gravitace.

V?dci ned?vno zjistili, ?e Pil??e stvo?en? budeme moci obdivovat jen dal??ch tis?c let. Pak zmiz?. Ve skute?nosti ke zni?en? Pil??? do?lo p?ibli?n? p?ed 6000 lety v d?sledku v?buchu supernovy. Sv?tlo z t?to oblasti vesm?ru k n?m ale p?ich?z? zhruba sedm tis?c let, tak?e ud?lost, kterou pro n?s astronomov? vypo??tali, je pouze ot?zkou budoucnosti.

planet?rn? mlhoviny

N?zev dal??ho typu sv?t?c?ch plynov?ch a prachov?ch mra?en zavedl W. Herschel. Planet?rn? mlhovina je posledn? etapou v ?ivot? hv?zdy. Sko??pky odlit? sv?tidlem tvo?? charakteristick? vzor. Mlhovina se podob? disku, kter? obvykle obklopuje planetu p?i pohledu mal?m dalekohledem. K dne?n?mu dni je zn?mo v?ce ne? tis?c takov?ch objekt?.

Planet?rn? mlhoviny jsou sou??st? procesu p?em?ny na V centru formov?n? je hork? hv?zda, podobn? sv?m spektrem sv?tidl?m t??dy O. Jej? teplota dosahuje 125 000 K. Planet?rn? mlhoviny maj? p?ev??n? relativn? mal? velikost- 0,05 parsec. V?t?ina z nich se nach?z? ve st?edu na?? galaxie.

Hmotnost plynov?ho obalu odhozen?ho hv?zdou je mal?. Jde o desetiny obdobn?ho parametru Slunce. Sm?s plynu a prachu se vzdaluje od st?edu mlhoviny rychlost? a? 20 km/s. Sko??pka existuje asi 35 tis?c let a pot? se st?v? velmi vz?cn?m a nerozeznateln?m.

Zvl??tnosti

Mohla by to b?t planet?rn? mlhovina r?zn? tvary. V podstat? tak ?i onak je bl?zko k m??i. Rozli?ujte mlhoviny kulat?, prstencov?, podobn? ?ink?m, nepravideln? tvar. Spektra takov?ch vesm?rn?ch objekt? zahrnuj? emisn? ??ry sv?teln?ho plynu a centr?ln? hv?zdy a n?kdy tak? absorp?n? ??ry ze spektra hv?zdy.

vyza?uje planet?rn? mlhovina velk? mno?stv? energie. Je mnohem v?t?? ne? u centr?ln? hv?zdy. J?dro formace d?ky sv? vysok? teplot? vyza?uje ultrafialov? paprsky. Ionizuj? atomy plynu. ??stice se zah?ej?, m?sto ultrafialov?ho za?nou emitovat viditeln? paprsky. Jejich spektrum obsahuje emisn? ??ry, kter? charakterizuj? ?tvar jako celek.

Mlhovina ko?i?? oko

P??roda je mistrem ve vytv??en? ne?ekan?ch a kr?sn?ch forem. Pozoruhodn? je v tomto ohledu planet?rn? mlhovina kv?li podobnosti zvan? Ko?i?? oko (NGC 6543). Byl objeven v roce 1786 a jako prvn? jej v?dci identifikovali jako mrak sv?t?c?ho plynu. Mlhovina Ko?i?? oko se nach?z? v a m? velmi zaj?mavou slo?itou strukturu.

Vznikla asi p?ed 100 lety. Pot? centr?ln? hv?zda shodila sv? obaly a vytvo?ila soust?edn? linie plynu a prachu, charakteristick? pro vzor objektu. Mechanismus vzniku nejv?razn?j?? centr?ln? struktury mlhoviny z?st?v? dodnes nejasn?. Vzhled takov?ho vzoru je dob?e vysv?tlen um?st?n?m dvojit? hv?zdy v j?dru mlhoviny. Zat?m v?ak neexistuj? ??dn? d?kazy, kter? by tento stav podporovaly.

Teplota halo NGC 6543 je p?ibli?n? 15 000 K. J?dro mlhoviny je zah??t? na 80 000 K. Centr?ln? hv?zda je z?rove? n?kolik tis?ckr?t jasn?j?? ne? Slunce.

kolos?ln? v?buch

Masivn? hv?zdy ?asto ukon?uj? sv?j ?ivotn? cyklus velkolep?mi „zvl??tn?mi efekty“. Obrovsk? exploze jejich s?ly vedou ke ztr?t? v?ech vn?j??ch pl???? sv?tidlem. Od st?edu se vzdaluj? rychlost? p?esahuj?c? 10 000 km/s. Sr??ka pohybuj?c? se l?tky se statickou zp?sobuje siln? zv??en? teploty plynu. V d?sledku toho za?nou jeho ??stice sv?tit. Zbytky supernovy ?asto nejsou kulov? ?tvary, co? se zd? logick?, ale samotn? mlhovina. r?zn? tvary. K tomu doch?z?, proto?e l?tka vyst?ikovan? vysokou rychlost? nerovnom?rn? tvo?? sra?eniny a nahromad?n?.

Stopy p?ed tis?ci lety

Snad nejzn?m?j??m poz?statkem supernovy je Krab? mlhovina. Hv?zda, kter? ji porodila, explodovala t?m?? p?ed tis?ci lety, v roce 1054. P?esn? datum poda?ilo zalo?it podle ??nsk?ch kronik, kde je jeho z?blesk na obloze dob?e pops?n.

Charakteristick?m vzorem krab? mlhoviny je plyn vyvr?en? supernovou a je?t? ne zcela sm??en? s mezihv?zdnou hmotou. Objekt se nach?z? ve vzd?lenosti 3300 sv?teln?ch let od n?s a neust?le se roz?i?uje rychlost? 120 km/s.

Krab? mlhovina ve sv?m st?edu obsahuje zbytek supernovy - neutronov? hv?zda, kter? vys?l? proudy elektron?, kter? jsou zdroji spojit?ho polarizovan?ho z??en?.

reflexn? mlhoviny

Dal?? typ t?chto vesm?rn?ch objekt? se skl?d? ze studen? sm?si plynu a prachu, neschopn? samostatn? vyd?vat sv?tlo. Reflexn? mlhoviny z??? d?ky bl?zk?m objekt?m. Mohou to b?t hv?zdy nebo podobn? dif?zn? ?tvary. Spektrum rozpt?len? sv?tlo z?st?v? stejn? jako u jeho zdroj?, nicm?n? modr? sv?tlo v n?m pro pozorovatele p?eva?uje.

Velmi zaj?mav? mlhovina tohoto typu je spojena s hv?zdou Merope. Sv?tidlo z kupy Plej?dy ni?? proch?zej?c? molekul?rn? mrak ji? n?kolik milion? let. Vlivem hv?zdy se ??stice mlhoviny se?ad? v ur?it? sekvenci a jsou k n? p?itahov?ny. Po n?jak? dob? (p?esn? ?as nen? zn?m) m??e Merope mrak ?pln? zni?it.

Temn? k??

Dif?zn? ?tvary jsou ?asto v kontrastu s absorbuj?c? mlhovinou. Galaxie jich m? mnoho. Jedn? se o velmi hust? oblaka prachu a plynu, kter? pohlcuj? sv?tlo z emisn?ch a reflexn?ch mlhovin a hv?zd za nimi. Tyto chladn? vesm?rn? ?tvary se skl?daj? p?ev??n? z atom? vod?ku, i kdy? se v nich nach?zej? i t???? prvky.

Velkolep?m z?stupcem tohoto typu je mlhovina, kter? se nach?z? v souhv?zd? Orion. Charakteristick? tvar mlhoviny, tolik podobn? hlav? kon?, vznikl vlivem hv?zdn?ho v?tru a z??en?. Objekt je dob?e viditeln? d?ky tomu, ?e jako jeho pozad? slou?? jasn? emisn? formace. P?itom mlhovina Ko?sk? hlava prost? nen? v?t?ina z roz???en? absorbuj?c? oblak prachu a plynu, t?m?? neviditeln?.

D?ky Hubbleovu dalekohledu dnes mlhoviny, v?etn? t?ch planet?rn?ch, zn? ?irok? spektrum lid?. Fotografie oblast? vesm?ru, kde se nach?zej?, zap?sob? do hloubi du?e a nikoho nenechaj? lhostejn?m.

NGC 6543, mlhovina Cat's Eye - vnit?n? oblast, pseudobarevn? sn?mek (?erven? - Ha; modr? - neutr?ln? kysl?k, 630 nm; zelen? - ionizovan? dus?k, 658,4 nm)

Planet?rn? mlhovina je astronomick? objekt skl?daj?c? se z ionizovan?ho plynov?ho obalu a centr?ln?ho. Planet?rn? mlhoviny vznikaj? p?i vyvr?en? vn?j??ch vrstev (sko??pek) a veleobr? o hmotnosti a? 1,4 hmotnosti Slunce v kone?n? f?zi jejich v?voje. Planet?rn? mlhovina je rychle se pohybuj?c? (podle astronomick?ch standard?) jev, trvaj?c? jen n?kolik des?tek tis?c let, s ?ivotnost? p?edch?dce hv?zdy n?kolik miliard let. V sou?asn? dob? je zn?mo asi 1500 planet?rn?ch mlhovin.

Proces utv??en? planet?rn?ch mlhovin spolu s erupcemi hraje d?le?itou roli v chemick? evoluci a vrh? obohacen? materi?l do mezihv?zdn?ho prostoru. t??k? prvky- produkty hv?zdn? nukleosynt?zy (v astronomii jsou v?echny prvky pova?ov?ny za t??k?, s v?jimkou produkt? prim?rn? nukleosynt?zy - vod?ku a h?lia, nap?. uhl?k, dus?k, kysl?k a v?pn?k).

V minul? roky pomoc? z?skan?ch sn?mk? bylo mo?n? zjistit, ?e mnoho planet?rn?ch mlhovin m? velmi slo?itou a zvl??tn? strukturu. A?koli asi p?tina z nich je kulov?, v?t?ina z nich nem? ??dnou sf?rickou symetrii. Mechanismy, pomoc? kter?ch je mo?n? tvorba takov? rozmanitosti forem, z?st?vaj? dodnes ne zcela objasn?n?. P?edpokl?d? se, ?e v tom m??e hr?t velkou roli interakce obou a mezihv?zdn?ho m?dia.

Historie v?zkumu

Mlhovina ?inka ve fale?n?ch barv?ch

Planet?rn? mlhoviny jsou v?t?inou matn? objekty a obecn? nejsou viditeln? pouh?m okem. Prvn? objevenou planet?rn? mlhovinou byla mlhovina ?inka v souhv?zd? Li?ek: Charles Messier, kter? se zab?val hled?n?m, p?i sestavov?n? sv?ho katalogu mlhovin (stacion?rn?ch objekt?, kter? p?i pozorov?n? oblohy vypadaj? jako komety) ji v roce 1764 katalogizoval pod ??slem M27. . V roce 1784 je objevitel William Herschel p?i sestavov?n? sv?ho katalogu vy?lenil jako samostatnou t??du mlhovin ( mlhoviny t??dy IV) a navrhl pro n? term?n „planet?rn? mlhovina“ kv?li jejich zjevn? podobnosti s Uranov?m diskem.

Neobvykl? povaha planet?rn?ch mlhovin byla objevena v polovin? 19. stolet? s po??tkem pou??v?n? spektroskopick? metody p?i pozorov?n?ch. William Huggins se stal prvn?m astronomem, kter? z?skal spektra planet?rn?ch mlhovin – objekt?, kter? vynikly svou neobvyklost?:

N?kter? z nejz?hadn?j??ch z t?chto pozoruhodn?ch objekt? jsou ty, kter? se p?i teleskopick?m pohledu jev? jako kulat? nebo m?rn? ov?ln? disky. ... Pozoruhodn? je i jejich zelenomodr? barva, kter? je u jednotliv?ch hv?zd extr?mn? vz?cn?. Nav?c tyto mlhoviny nevykazuj? ??dn? zn?mky centr?ln?ch shluk?. T?mito vlastnostmi vynikaj? planet?rn? mlhoviny ost?e jako objekty, kter? maj? vlastnosti zcela odli?n? od vlastnost? st?lic. Z t?chto d?vod? a tak? pro jejich jasnost jsem vybral tyto mlhoviny jako nejvhodn?j?? pro spektroskopick? studium.

Kdy? Huggins studoval spektra mlhovin NGC 6543 (Ko?i?? oko), M27 (?inka), M57 (prstencov? mlhovina v Ly?e) a ?ady dal??ch, uk?zalo se, ?e jejich spektrum je extr?mn? odli?n? od spekter hv?zd: v?echny spektra hv?zd z?skan? v t? dob? byla absorp?n? spektra (spojit? spektrum s velk? mno?stv? tmav? ??ry), zat?mco spektra planet?rn?ch mlhovin se uk?zala jako emisn? spektra s mal?m po?tem emisn?ch ?ar, co? nazna?ovalo jejich povahu, kter? se z?sadn? li?? od povahy hv?zd:

Nen? pochyb o tom, ?e mlhoviny 37 H IV (NGC 3242), Struve 6 (NGC 6572), 73 H IV (NGC 6826), 1 H IV (NGC 7009), 57 M, 18 H. IV (NGC 7662) a 27 M nejsou mohou b?t sp??e pova?ov?ny za shluky hv?zd stejn?ho typu jako st?lice a na?e Slunce.<…>tyto p?edm?ty maj? od nich zvl??tn? a odli?nou strukturu<…>tyto objekty mus?me se v?? pravd?podobnost? pova?ovat za obrovsk? masy sv?t?c?ho plynu nebo p?ry.

Dal??m probl?mem bylo chemick? slo?en? planet?rn?ch mlhovin: Huggins byl ve srovn?n? s referen?n?mi spektry schopen identifikovat ??ry dus?ku a vod?ku, ale nejjasn?j?? z ?ar s vlnovou d?lkou 500,7 nm nebyla v tehdy zn?m?ch spektrech pozorov?na. chemick? prvky. Bylo navr?eno, ?e tato ??ra odpov?d? nezn?m?mu prvku. P?edem mu bylo d?no jm?no nebulium - analogicky s my?lenkou, kter? vedla k objevu helia spektr?ln? anal?za Slunce v roce 1868.

P?edpoklady o otev?en? nov?ho prvku mlhovina nebyly potvrzeny. Na po??tku 20. stolet? Henry Russell p?edpokl?dal, ?e ??ra 500,7 nm neodpov?d? nov?mu prvku, ale star?mu prvku za nezn?m?ch podm?nek.

Ve 20. letech 20. stolet? se uk?zalo, ?e ve velmi z?ed?n?ch plynech mohou atomy a ionty p?ech?zet do excitovan?ch metastabiln?ch stav?, kter? p?i v?ce vysok? hustoty kv?li sr??k?m ??stic nemohou dlouho existovat. V roce 1927 Bowen identifikoval 500,7 nm linii mlhoviny jako vznikaj?c? p?echodem z metastabiln?ho stavu do pozemn?ho dvojit? ionizovan?ho atomu kysl?ku (OIII). Spektr?ln? ??ry tohoto typu, pozorovan? pouze p?i extr?mn? n?zk?ch hustot?ch, se naz?vaj? zak?zan? linky. Spektroskopick? pozorov?n? tedy umo?nila odhadnout horn? hranici hustoty mlhovinov?ho plynu. Spektra planet?rn?ch mlhovin z?skan? pomoc? ?t?rbinov?ch spektrometr? sou?asn? vykazovala „zalomen?“ a roz?t?pen? ?ar v d?sledku Dopplerov?ch posun? emituj?c?ch oblast? mlhoviny pohybuj?c?ch se r?zn?mi rychlostmi, co? umo?nilo odhadnout expanzn? rychlosti planet?rn?ch mlhovin. rychlost? 20-40 km/s.

Navzdory pom?rn? podrobn?mu pochopen? struktury, slo?en? a mechanismu z??en? planet?rn?ch mlhovin z?stala ot?zka jejich p?vodu otev?en? a? do poloviny 50. let 20. stolet?, kdy I.S., pak se v?sledn? soubor parametr? shoduje s vlastnostmi ?erven?ch obr? a vlastnosti jejich jader - s vlastnostmi hork?ch b?l?ch trpasl?k?. V sou?asnosti byla tato teorie o p?vodu planet?rn?ch mlhovin potvrzena ?etn?mi pozorov?n?mi a v?po?ty.

Koncem 20. stolet? umo?nila zdokonalen? technologie podrobn?j?? studium planet?rn?ch mlhovin. Vesm?rn? dalekohledy umo?nily studovat jejich spektra mimo viditeln? rozsah, co? d??ve nebylo mo?n? pozorov?n?m z povrchu. Pozorov?n? v infra?erven?ch a ultrafialov?ch vlnov?ch d?lk?ch poskytla nov?, mnohem p?esn?j?? odhad teploty, hustoty a chemick? slo?en? planet?rn? mlhoviny. Pou?it? technologie CCD-matice umo?nilo analyzovat mnohem m?n? jasn? spektr?ln? ??ry. Pou??v?n? vesm?rn? dalekohled Hubble odhalil extr?mn? slo?itou strukturu planet?rn?ch mlhovin, o kter?ch se d??ve myslelo, ?e jsou jednoduch? a homogenn?.

P?vod

Struktura symetrick? planet?rn? mlhoviny. Rychl? hv?zdn? v?tr (modr? ?ipky) hork? b?l? trpasl?k- j?dro hv?zdy (uprost?ed), nar??ej?c? na vyvr?enou sko??pku - pomal? hv?zdn? v?tr rud?ho obra (?erven? ?ipky), vytv??? hustou sko??pku ( modr? barva), z???c? pod vlivem ultrafialov? radiace j?dra.

Planet?rn? mlhoviny p?edstavuj? posledn? f?zi evoluce mnoha hv?zd. Na?e Slunce je hv?zda st?edn? velikosti a hmotnost? ji p?evy?uje jen mal? po?et hv?zd. Hv?zdy s hmotnost? n?kolikan?sobn? v?t?? ne? Slunce se v kone?n? f?zi existence m?n? v supernovy. Hv?zdy st?edn? a n?zk? hmotnosti na konci evolu?n? cesty vytv??ej? planet?rn? mlhoviny.

Typick? hv?zda s hmotnost? n?kolikan?sobn? men?? ne? Slunce sv?t? v?t?inu sv?ho ?ivota d?ky reakc?m termonukle?rn? f?ze helium z vod?ku v jeho j?dru (?asto se m?sto term?nu „f?ze“ pou??v? term?n „spalov?n?“, v tomto p??pad? spalov?n? vod?ku). Energie uvoln?n? p?i t?chto reakc?ch br?n? hv?zd? p?ed kolapsem pod vlastn? gravitac?, ??m? se st?v? stabiln?.

Po n?kolika miliard?ch let z?soba vod?ku vyschne a nen? dostatek energie, aby pojal vn?j?? vrstvy hv?zdy. J?dro se za?ne smr??ovat a zah??vat. V sou?asn? dob? je teplota j?dra Slunce p?ibli?n? 15 milion? K, ale po vy?erp?n? z?soby vod?ku zp?sob? stla?en? j?dra zv??en? teploty a? na ?rove? 100 milion? K. Vn?j?? vrstvy se ochlazuj? a v?razn? se zv?t?uj? v d?sledku velmi vysok?ch teplot zrn. Hv?zda se prom?n? v rud?ho obra. J?dro v t?to f?zi pokra?uje ve smr??ov?n? a oh??v?n?; kdy? teplota dos?hne 100 milion? K, za??n? proces synt?zy uhl?ku a kysl?ku z helia.

Obnoven? termonukle?rn?ch reakc? umo??uje zastavit dal?? kompresi j?dra. Ho??c? helium brzy vytvo?? inertn? j?dro z uhl?ku a kysl?ku obklopen? obalem ho??c?ho helia. Termonukle?rn? reakce zahrnuj?c? helium jsou velmi citliv? na teplotu. Rychlost reakce je ?m?rn? T40, tj. zv??en? teploty pouze o 2 % zdvojn?sob? rychlost reakce. D?ky tomu je hv?zda velmi nestabiln?: mal? zv??en? teploty zp?sob? rychl? zv??en? rychlosti reakc?, ??m? se zv??? uvol?ov?n? energie, co? zase zp?sob? zv??en? teploty. Horn? vrstvy ho??c?ho helia se za?nou rychle roztahovat, teplota kles? a reakce se zpomaluje. To v?e m??e b?t p???inou siln?ch pulsac?, n?kdy dostate?n? siln?ch na to, aby vyvrhly v?znamnou ??st atmosf?ry hv?zdy do vesm?ru.

Vyvr?en? plyn tvo?? rozp?naj?c? se obal kolem obna?en?ho j?dra hv?zdy. Jak se st?le v?ce atmosf?ry odd?luje od hv?zdy, p?ib?vaj? hlub?? a hlub?? vrstvy vysok? teploty. Kdy? hol? povrch (fotosf?ra hv?zdy) dos?hne teploty 30 000 K, energie emitovan?ch ultrafialov?ch foton? se stane dostate?nou k ionizaci atom? ve vyvr?en? hmot?, kter? ji rozz???. Oblak se tak st?v? planet?rn? mlhovinou.

?ivotnost

Po??ta?ov? simulace vzniku planet?rn? mlhoviny z hv?zdy s nepravideln?m diskem ilustruj?c?, jak m??e mal? po??te?n? asymetrie vy?stit ve vznik objektu se slo?itou strukturou.

L?tka planet?rn? mlhoviny odl?t? od centr?ln? hv?zdy rychlost? n?kolika des?tek kilometr? za sekundu. Sou?asn?, jak hmota vyt?k?, centr?ln? hv?zda se ochlazuje a vyza?uje zbytky energie; termonukle?rn? reakce ustane, proto?e hv?zda nyn? nem? dostate?nou hmotnost, aby udr?ela teplotu pot?ebnou k f?zi uhl?ku a kysl?ku. Nakonec se hv?zda ochlad? natolik, ?e ji? nebude emitovat dostatek ultrafialov?ho sv?tla k ionizaci vn?j??ho obalu plynu. Hv?zda se st?v? b?l?m trpasl?kem a oblak plynu se rekombinuje a st?v? se neviditeln?m. U typick? planet?rn? mlhoviny je doba od vzniku po rekombinaci 10 000 let.

Galaktick? recykl?tory

Planet?rn? mlhoviny hraj? v?znamnou roli ve v?voji galaxi?. Ta ran? sest?vala hlavn? z vod?ku a h?lia, ale postupem ?asu v d?sledku termojadern? f?ze vznikaly ve hv?zd?ch t???? prvky. Hmota planet?rn?ch mlhovin m? tedy vysok? obsah uhl?ku, dus?ku a kysl?ku a jak se rozp?n? a pronik? do mezihv?zdn?ho prostoru, obohacuje ji o tyto t??k? prvky, astronomy obecn? naz?van? kovy.

N?sleduj?c? generace hv?zd vytvo?en?ch z mezihv?zdn? hmoty budou obsahovat v?t?? po??te?n? mno?stv? t??k?ch prvk?; a?koli jejich p??tomnost ve slo?en? hv?zd z?st?v? nev?znamn?, v?znamn? ovliv?uj? jejich v?voj. Hv?zdy, kter? vznikly kr?tce po vzniku vesm?ru, obsahuj? relativn? mal? mno?stv? kov? – jsou klasifikov?ny jako hv?zdy typu II. Hv?zdy obohacen? o t??k? prvky pat?? hv?zdy typu I.

Charakteristika

fyzik?ln? vlastnosti

Typick? planet?rn? mlhovina m? pr?m?rn? rozsah 1 a skl?d? se z vysoce vz?cn?ho plynu s hustotou asi 1000 ??stic na cm?, co? je zanedbateln? ve srovn?n? nap??klad s hustotou zemsk? atmosf?ry, ale asi 10-100kr?t v?t??. ne? je hustota meziplanet?rn?ho prostoru ve vzd?lenosti ob??n? dr?hy Zem? od Slunce. Mlad? planet?rn? mlhoviny maj? nejvy??? hustota, n?kdy dosahuj?c? 10 6 ??stic na cm?. Jak mlhoviny st?rnou, jejich expanze vede ke sn??en? hustoty.

Z??en? z centr?ln? hv?zdy oh??v? plyny na teploty v ??du 10 000 K. Paradoxn? teplota plynu ?asto stoup? s rostouc? vzd?lenost? od centr?ln? hv?zdy. Je to proto, ?e ??m v?ce energie m? foton, t?m men?? je pravd?podobnost, ?e bude absorbov?n. Proto v vnit?n? prostory mlhoviny jsou pohlceny n?zkoenergetick?mi fotony a ty zb?vaj?c?, kter? maj? vysok? energie, jsou absorbov?ny ve vn?j??ch oblastech, co? zp?sobuje zv??en? jejich teploty.

Mlhoviny lze rozd?lit na chud? na hmotu a radiace chud?. Podle t?to terminologie v prvn?m p??pad? nem? mlhovina dostatek hmoty, aby absorbovala v?echny ultrafialov? fotony emitovan? hv?zdou. Viditeln? mlhovina je proto zcela ionizov?na. Ve druh?m p??pad? centr?ln? hv?zda emituje nedostate?n? ultrafialov? fotony k ionizaci ve?ker?ho okoln?ho plynu a ioniza?n? fronta p?ech?z? do neutr?ln?ho mezihv?zdn?ho prostoru.

Vzhledem k tomu, ?e v?t?ina plynu v planet?rn? mlhovin? je ionizov?na (tedy jde o plazmu), magnetick? pole maj? v?znamn? vliv na jej? strukturu, co? zp?sobuje jevy, jako jsou vl?kna a nestabilita plazmatu.

Mno?stv? a distribuce

Dnes je v na?? Galaxii, kter? se skl?d? z 200 miliard hv?zd, zn?mo 1500 planet?rn?ch mlhovin. Jejich kr?tk? ?ivotnost ve srovn?n? s hv?zdn?m ?ivotem je d?vodem jejich mal?ho po?tu. V podstat? v?echny le?? v rovin? a z v?t?? ??sti soust?ed?ny bl?zko st?edu galaxie a prakticky nejsou pozorov?ny.

Pou?it? CCD pol? m?sto fotografick?ho filmu v astronomick?m v?zkumu v?znamn? roz???ilo seznam zn?m?ch planet?rn?ch mlhovin.

Struktura

V?t?ina planet?rn?ch mlhovin je symetrick? a t?m?? kulov?ho vzhledu, co? jim nebr?n? m?t mnoho velmi slo?it?ch tvar?. P?ibli?n? 10 % planet?rn?ch mlhovin je prakticky bipol?rn?ch a jen mal? po?et je asymetrick?ch. Zn?m? je dokonce i pravo?hl? planet?rn? mlhovina. D?vody pro takovou rozmanitost forem nejsou pln? pochopeny, ale p?edpokl?d? se, ?e gravita?n? interakce hv?zd mohou hr?t velkou roli v dvojit? syst?my. Podle jin? verze st?vaj?c? planety naru?uj? rovnom?rn? ???en? hmoty p?i vzniku mlhoviny. V lednu 2005 ozn?mili ameri?t? astronomov? prvn? objev magnetick?ch pol? kolem centr?ln?ch hv?zd dvou planet?rn?ch mlhovin a pot? navrhli, ?e jsou ??ste?n? nebo zcela zodpov?dn? za vytvo?en? tvaru t?chto mlhovin. Z?sadn? roli magnetick?ch pol? v planet?rn?ch mlhovin?ch p?edpov?d?l Grigor Gurzadyan ji? v 60. letech 20. stolet?. Existuje tak? p?edpoklad, ?e bipol?rn? tvar m??e b?t zp?soben interakc? r?zov?ch vln z ???en? ?ela detonace ve vrstv? helia na povrchu tvo??c?ho se b?l?ho trpasl?ka (nap??klad v mlhovin?ch Ko?i?? oko, P?es?pac? hodiny, Mravenec).

Aktu?ln? probl?my ve studiu planet?rn?ch mlhovin

Jednou z v?zev p?i studiu planet?rn?ch mlhovin je p?esn? ur?en? jejich vzd?lenosti. U n?kter?ch bl?zk?ch planet?rn?ch mlhovin je mo?n? vypo??tat vzd?lenost od n?s pomoc? nam??en? expanzn? paralaxy: sn?mky z vysok? rozli?en? z?skan? p?ed n?kolika lety ukazuj? expanzi mlhoviny kolmo k linii pohledu a spektroskopick? anal?za Dopplerova posunu umo?n? vypo??tat rychlost expanze pod?l linie pohledu. Porovn?n? ?hlov? expanze se z?skanou rychlost? expanze umo?n? vypo??tat vzd?lenost k mlhovin?.

Existence takov? rozmanitosti tvar? mlhovin je p?edm?tem v??niv?ch debat. V?eobecn? se m? za to, ?e d?vodem m??e b?t interakce mezi hmotou, kter? se vzdaluje od hv?zdy r?zn?mi rychlostmi. N?kte?? astronomov? v???, ?e dvojn?sobek hv?zdn? syst?my jsou zodpov?dn? za alespo? nejslo?it?j?? obrysy planet?rn?ch mlhovin. Ned?vn? studie potvrdily p??tomnost siln?ch magnetick?ch pol? v n?kolika planet?rn?ch mlhovin?ch, jejich? p?edpoklady byly opakovan? uv?d?ny. P?i formov?n? tvaru n?kter?ch z nich mohou hr?t roli i magnetick? interakce s ionizovan?m plynem.

V sou?asn? dob? existuj? dv? r?zn? metody pro detekci kov? v mlhovin?, zalo?en? na r?zn? typy spektr?ln? ??ry. N?kdy tyto dv? metody poskytuj? zcela odli?n? v?sledky. N?kte?? astronomov? maj? tendenci to p?ipisovat p??tomnosti m?rn?ch teplotn?ch v?kyv? v planet?rn? mlhovin?. Jin? se domn?vaj?, ?e rozd?ly v pozorov?n?ch jsou p??li? n?padn? na to, aby se daly vysv?tlit teplotn?mi vlivy. P?edkl?daj? p?edpoklady o existenci studen?ch shluk? obsahuj?c?ch velmi mal? mno?stv? vod?ku. Sra?eniny, jejich? p??tomnost m??e podle jejich n?zoru vysv?tlit rozd?l v odhadu mno?stv? kov?, v?ak nebyly nikdy pozorov?ny.

Astronomov? v?d? o planet?rn?ch mlhovin?ch ji? od starov?ku. V osmn?ct?m stolet? se W. Herschel, kter? objevil Uran, zab?val hlubok?m studiem sv?ta mlhovin. Rozd?lil je do t??d, p?i?em? vyzdvihl planet?rn? formace. Byl to Herschel, kdo navrhl samotn? n?zev „planet?rn? mlhoviny“ kv?li podobnosti t?chto ?tvar? s Uranem. ?patn?, mal? nahromad?n? plyn? astronomovi p?ipomn?lo disk vzd?len? planety.

Prvn? vysv?tlen?

V 50. letech se astrofyzik I. Shklovsky pokusil vysv?tlit podstatu vzniku planet?rn?ch mlhovin. Jak se uk?zalo, jsou generov?ny um?raj?c?mi hv?zdami. P?i p?em?n? na b?l? trpasl?k hv?zdy odhazuj? sv? vn?j?? vrstvy, kter? se ionizuj? pod ultrafialov?mi paprsky. V na?? dob? v?dci dok?zali, ?e planet?rn? mlhoviny jsou objekty se slo?itou strukturou. To je jasn? vid?t na fotografi?ch po??zen?ch Hubbleov?m dalekohledem.

Jak dlouho ?ije mlhovina?

Podle astronomick?ch standard? mlhovina ne?ije p??li? dlouho - asi deset tis?c let. Kv?li takov? zkratce ?ivotn? cyklus astronomov? nevid? v na?? galaxii v?ce ne? jeden a p?l tis?ce r?zn?ch objekt?. Ka?d? z nich m? sv?j jedine?n? vzhled: neobvykl? tvar, barvu, velikost. Mlhoviny jsou zn?m? v Magellanov?ch oblac?ch, v mlhovin? Andromeda a v dal??ch ??stech vesm?ru.

Objektov? struktura

Planet?rn? mlhoviny jsou komplexn? syst?m, sest?vaj?c? z centr?ln?ho j?dra a plynov?ho obalu, kter? jej obklopuje (m??e jich b?t n?kolik). Pl??? a j?dro jsou propojeny. Samotn? pl??? je pln? ionizovan? plynov? ?tvar s teplotou elektron? 10-12 tis?c K. Pokud je v pl??ti p??m?s prachov?ch ??stic, pak je osv?tlen ?erven?m sv?tlem. Z??e m??e m?t r?zn? odst?ny.

Planet?rn? mlhoviny vznikaj? smrt? hv?zd. Po ztr?t? stability se objekt zv?t?uje, roz?i?uje, m?n? tvar. Postupn? mlhovina sl?bne a nedok??e udr?et ?lomky hv?zdy.

Um?raj?c? hv?zdy

Jak v?te, v?echny planet?rn? mlhoviny jsou tvo?eny hv?zdami, kter? kon?? svou existenci a m?n? se v b?l? trpasl?ky. Hv?zdy s hmotnost? jako na?e Slunce ?ij? po narozen? dlouh?m stabiln?m ?ivotem, b?hem kter?ho se vod?kov? j?dra roztav?, ??m? vzniknou j?dra helia. Jakmile je vod?k zcela spot?ebov?n ve st?edu hv?zdy, tato ??st objektu se za?ne zah??vat: teplota dosahuje sto milion? stup??. Tento proces zp?sob?, ?e se vrstvy roz???? a ochlad?: hv?zda se zm?n? v ?erven?ho obra. V tomto okam?iku hv?zda ztr?c? stabilitu, jej? vn?j?? vrstvy mohou b?t vymr?t?ny. Pr?v? tyto ejekty tvo?? sko??pku, kter? je dr?ena kolem b?l?ho trpasl?ka - to, co zbylo z rozpadl? hv?zdy.

Proces expanze

Astronomov? hodnot?c? fotografie planet?rn?ch mlhovin vid? zm?ny v jejich obalu, jeho velikosti. Rychlost rozp?n?n? pl??t? je n?kolik des?tek kilometr? za sekundu. Sko??pka velmi rychle splyne s vesm?r a p?estane b?t vid?t.

Nejzn?m?j?? mlhoviny

Existuje mnoho r?zn?ch planet?rn?ch mlhovin, mezi nimi? jsou objekty, kter? jsou jasn? viditeln? amat?rsk? dalekohledy, a existuj? takov?, kter? jsou st??? viditeln? ani v dalekohledech observato??. Mezi nejobl?ben?j?? objekty mlhoviny pat?? Prsten, Sova, ?inka, M76, Mravenec, P?es?pac? hodiny a mnoho dal??ch.

Prsten mlhoviny

Nejzn?m?j?? planet?rn? mlhovinou v souhv?zd? Lyry je objekt zvan? Prsten. Tato formace m? jin? jm?no - M57. Nach?z? se v letn?m souhv?zd? Lyry, ve vzd?lenosti asi 2300 sv?teln? roky.

Prstenec objevil v roce 1779 astronom A. Darquier de Pellepois. V?dec popsal ?tvar jako dokonal? disk o velikosti Jupitera, ale s bled?? z???. O ?est let pozd?ji Angli?an W. Herschel nazval toto t?leso nebesk?m mezn?kem.

Prsten poch?z? z hv?zdy, jej?? teplota p?esahuje 100 000 stup??. Mlhovina se neust?le roz?i?uje – rychlost? asi 25 kilometr? za sekundu, tak?e jej? zd?nliv? velikost se zv?t?uje asi o jednu sekundu za stolet?.

Hlem???

Prost?ednictv?m dalekohledu mohou amat??i vid?t nejm?n? stovky r?zn?ch objekt?, v?etn? mlhoviny Helix, kter? se nach?z? v souhv?zd? Vodn??e. Vzd?lenost od Zem? k planet?rn? mlhovin? je mal?: je n?m nejbl??e. V dalekohledu se jev? nazelenal?. Hubble v n?m vid?l stovky r?zn?ch plynov?ch koul?. Podle v?dc? vznikly v dob? zni?en? hv?zdy.

Saturn

V. Herschel objevil v roce 1782 mlhovinu Saturn, kter? se nach?z? v souhv?zd? Vodn??e. Nen? v?ak snadn? tento ?tvar spat?it dalekohledem, proto?e je pom?rn? mal?. P?i 150n?sobn?m zv?t?en? je vid?t prot?hl? ?tvar.

?inka

?inka, neboli M27, je dal?? vesm?rn? formace, kterou lze vid?t dalekohledem. Nach?z? se v souhv?zd? Vulpecula. Astronomov? ??kaj?, ?e tato mlhovina se objevila asi p?ed ?ty?mi tis?ci lety.

Pokud se pod?v?te na t?lo dalekohledem, pak s v?razn?m n?r?stem m??ete vid?t prot?hl? tvar, kv?li kter?mu z?skalo sv? jm?no.

?inka m? mlad?? sestru - Little Dumbbell, neboli M76. Byl otev?en v roce 1780. V?dci v?ak byli schopni ur?it, ?e se jedn? o planet?rn? mlhovinu, a nikoli o jinou formaci, a? v roce 1918.

NGC3242

Planet?rn? mlhovina NGC3242 nebo, jak se j? tak? ??k?, Duch Jupitera, je ?tvar, kter? je obt??n? pozorovat. P?i 100n?sobn?m zv?t?en? je to v dalekohledu vid?t celkem jasn?, je vid?t zaoblen? tvar.

M97

V souhv?zd? Velk? medv?dice se nach?z? planet?rn? mlhovina M97 neboli Sova. Byl objeven v roce 1848 Williamem Parsonsem. Tento unik?tn? vesm?rn? ?tvar p?ipom?n? sov? o?i, pro kter? dostal sv? neobvykl? jm?no.

P?i 100n?sobn?m zv?t?en? m??e dalekohled vid?t zaoblen? tvar, stejn? jako dva tmav? skvrny uvnit? M97. Podle astronom? je sova ji? osm tis?c let star?, co? znamen?, ?e j? nezb?v? dlouho ??t.

Ve vesm?ru jsou tis?ce r?zn?ch mlhovin, kter? jsou st?le nezn?m?. N?kter? objekty se ji? zcela rozpadly nebo jsou tomu bl?zko a jsou i takov?, kter? se pr?v? zrodily.