Nebula i rymden ?r ett av universums mirakel och sl?r i sin sk?nhet. De ?r v?rdefulla inte bara visuell attraktivitet. Studien av Foggy hj?lper forskare att f? tydlighet i lagarna om rymdets funktion och dess f?rem?l f?r att anpassa teorier om universums utveckling och livscykeln f?r stj?rnor. Idag vet vi mycket om dessa objekt, men inte alla.

En blandning av gas och damm

Tillr?ckligt P? l?nge, Fram till mitten av seklet f?re f?rra betraktades nebulan som avl?gsna fr?n oss p? betydande avst?nd. Anv?ndningen av ett spektroskop 1860 gjorde det m?jligt att fastst?lla: m?nga av dem best?r av gas och damm. Den engelska astronomen W. Highgins avsl?jade att ljuset fr?n Foggy skiljer sig fr?n str?lningen fr?n vanliga stj?rnor. Spektrumet f?r de f?rstn?mnda inneh?ller ljusa f?rglinjer is?r med m?rka, medan dessa i det andra fallet inte observeras.

Ytterligare studier har visat att nebulan Mj?lkv?g Och andra galaxer best?r huvudsakligen av en het blandning av gas och damm. Ofta ?r liknande kalla formationer ocks? uppfyllda. S?dana interstell?ra gasmoln tillh?r ocks? Foggy.

Klassificering

Beroende p? egenskaperna hos komponenterna i nebulan skiljer sig flera av deras typer. Alla i dem stora m?ngder De representeras i rymdutrymmen och ?r lika intressanta f?r astronomer. Nebula som avger ljus av en eller annan anledning ?r vanligt att kallas diffus eller ljus. Det motsatta med dem i huvudparametern betecknas naturligtvis som m?rka. Det finns tre typer av diffusa nebulor:

reflekterande;

emission;

Resterna av supernova.

Emissiv, i sin tur, ?r indelade i omr?den med bildandet av nya stj?rnor (H II) och planetnebulor. Alla dessa typer k?nnetecknas av vissa egenskaper som g?r dem unika och v?rda att vara n?ra studier.

Omr?den i bildandet av stj?rnor

All emission nebula ?r moln av lysande gas i olika former. Huvudelementet som utg?r dem ?r v?te. Under p?verkan av en stj?rna som ligger i mitten av nebulan ?r den joniserad och m?ter atomer av tyngre komponenter i molnet. Resultatet av dessa processer ?r en karakteristisk rosa gl?d.

Eagle Nebula, eller M16 ?r en magnifik representant f?r denna typ av objekt. H?r ?r omr?det f?r stj?rnbildning, m?nga unga och massiva heta armaturer. Eagle Nebula - en plats d?r den ?r v?l placerad Ber?md plats Kosmos, skapelselare. Dessa gasproppar som bildas under p?verkan av stj?rnvind ?r en zon f?r stj?rnbildning. Komprimeringen av gas -pallkolonnerna under p?verkan av tyngdkraften leder till bildandet av armaturerna h?r.

Nyligen har forskare blivit k?nda f?r att vi kommer att kunna beundra skapelselarna i bara tusen ?r. D? kommer de att f?rsvinna. I sj?lva verket intr?ffade f?rst?relsen av pelarna f?r cirka 6000 ?r sedan p? grund av explosionen av supernova. Emellertid har ljuset fr?n detta rymdomr?de kommit till oss i cirka sju tusen ?r, s? h?ndelsen som ber?knas av astronomerna f?r oss ?r bara en framtidsfr?ga.

Planeten nebula

Namnet p? f?ljande typ av lysande gas -r?rmoln introducerades av W. Hershel. Planetary Nebula ?r det sista steget i en stj?rns liv. Membranen som kasseras av Luminary bildar ett karakteristiskt m?nster. Nebula liknar en skiva som vanligtvis omger planeten n?r man observerar den genom ett litet teleskop. Idag ?r mer ?n tusen s?dana f?rem?l k?nda.

Planetary Nebula - En del av processen f?r omvandling till bildningscentrum ?r en het stj?rna, i sitt spektrum som liknar armaturerna i klass O. Dess temperatur n?r 125 000 K. Planetariska nebulor har i grunden relativt relativt relativt relativt relativt relativt Liten storlek- 0,05 Parsec. De flesta av dem ?r bel?gna i mitten av v?r galax.

Gasskalets massa, som tappas av en stj?rna, ?r liten. Det ?r tiondelar av en liknande parameter f?r solen. Blandningen av gas och damm avl?gsnas fr?n mitten av nebulan med en hastighet som n?r 20 km/s. Skalet finns i cirka 35 tusen ?r och blir sedan mycket gles och om?jlig att skilja.

S?rdrag

Planetary Nebula kan vara olika former. I grund och botten, p? ett eller annat s?tt, ?r hon n?ra bollen. Det finns runda, ringformade nebulor, liknande hantlar, oregelbunden form. Spektra f?r s?dana rymdobjekt inkluderar utsl?ppslinjerna f?r lysande gas och den centrala stj?rnan, liksom ibland absorptionslinjerna fr?n luminariens spektrum.

Planetary Nebula avger En enorm m?ngd energi. Det ?r mycket mer ?n samma indikator f?r den centrala stj?rnan. K?rnan i formationen, p? grund av dess h?ga temperatur, avger ultravioletta str?lar. De joniserar gasatomer. Partiklar v?rms upp, ist?llet f?r ultraviolett str?lning b?rjar de avge synliga str?lar. Deras spektrum inneh?ller utsl?ppslinjer som k?nnetecknar formationen som helhet.

Cat Eye Nebula

Naturen ?r en hantverkskvinna f?r skapandet av ov?ntade och vackra former. Planetnebulan ?r anm?rkningsv?rd i detta avseende p? grund av likheten som kallas en katt?gon (NGC 6543). Det uppt?cktes 1786 och blev den f?rsta som forskare definierade som ett moln av lysande gas. Dimman av kattens ?gon ligger i och har en mycket intressant komplex struktur.

Det bildades f?r cirka 100 ?r sedan. Sedan tappade den centrala stj?rnan sina skal och de koncentriska linjerna av gas och damm, karakteristiska f?r ritningen av f?rem?let, bildades. Hittills ?terst?r mekanismen f?r bildandet av den mest uttrycksfulla centrala strukturen i nebulan hittills. Utseendet p? en s?dan ritning f?rklaras v?l av platsen f?r den dumma v?rden i k?rnan. Men hittills finns det ingen information som indikerar till f?rm?n f?r detta tillst?nd.

Temperaturen p? NGC 6543 Galo ?r cirka 15 000 K. K?rnan i nebulan v?rms upp till 80 000 K. Samtidigt ?r den centrala stj?rnan flera tusen g?nger ljusare ?n solen.

Kolossal explosion

Massiva stj?rnor avslutar ofta sin livscykel med imponerande "specialeffekter". Stora explosioner i deras makt leder till f?rlust av lumineten i alla yttre skal. De tas bort fr?n mitten med en hastighet som ?verstiger 10 000 km/s. Kollisionen av ett r?rligt ?mne med statisk orsakar en stark ?kning av gastemperaturen. Som ett resultat b?rjar dess partiklar gl?da. Ofta ?r resterna av supernova inte sf?riska formationer, som verkar logiska, men sj?lva nebulan olika former. Detta h?nder eftersom ?mnet som kastas ut i en h?g hastighet oj?mnt bildar blodproppar och ansamlingar.

Ett sp?r p? tusen ?r sedan

Den kanske mest ber?mda resterna av Supernova ?r en krabba -formad nebula. Stj?rnan som gav upphov till den exploderade f?r n?stan tusen ?r sedan, 1054. Exakt datum Det var m?jligt att installera p? kinesiska kronik, d?r hennes utbrott p? himlen beskrivs v?l.

Det karakteristiska m?nstret f?r krabba -formad nebula ?r gas, kastas ut ur supernova och har ?nnu inte helt blandat med interstell?r substans. Objektet ligger p? ett avst?nd av 3300 ljus?r fr?n oss och expanderar kontinuerligt med en hastighet av 120 km/s.

I mitten inneh?ller den krabbformade nebulan resten av supernova - neutronstj?rna som avger fl?dena av elektroner, som ?r k?llor till kontinuerlig polariserad str?lning.

?terspeglar Nebula

En annan typ av dessa kosmiska f?rem?l best?r av en kall blandning av gas och damm, som inte kan utstr?lar ljus. Reflekterande nebulor lyser p? grund av f?rem?len i n?rheten. Det kan vara stj?rnor eller liknande diffusa formationer. Spektrum spridd ljus Det f?rblir detsamma som i dess k?llor, men det bl? ljuset i det f?r observat?ren r?der.

En mycket intressant nebula av denna typ ?r f?rknippad med Meropa -stj?rnan. Luminarin fr?n Pleiades kluster i flera miljoner ?r f?rst?r det molekyl?ra molnet som flyger f?rbi. Som ett resultat av effekten av stj?rnan ?r partiklarna i nebulan byggda i en viss sekvens och str?ckas mot den. Efter en tid (den exakta termen ?r ok?nd) kan Merop helt f?rst?ra molnet.

M?rk h?st

Diffusformationer mots?tter sig ofta den absorberande nebulan. Galaxen har m?nga av dem. Dessa ?r mycket t?ta moln av damm och gas, absorberar ljuset av utsl?pp och reflekterande dimmigt, s?v?l som stj?rnor som ligger bakom dem. Dessa kalla kosmiska formationer best?r huvudsakligen av v?teatomer, ?ven om sv?rare element finns i dem.

Den magnifika representanten f?r denna typ - den ligger i Constellation Orion. En karakteristisk form, som ?r s? lik h?stens huvud, bildades som ett resultat av effekten av stj?rnvind och str?lning. Objektet ?r tydligt synligt p? grund av att bakgrunden fungerar som en ljus utsl?ppsformation. Samtidigt ?r h?sthuvudets h?g bara inte mest Ett utstr?ckt absorberande moln av damm och gas, n?stan osynlig.

Tack vare teleskopet Hubble ?r nebulan, inklusive planetariska, bekanta idag av en bred cirkel av m?nniskor. Fotobilderna av kosmos utrymme, d?r de ?r bel?gna, ?r imponerande f?r k?rnan och l?mnar ingen likgiltig.

NGC 6543, Cat's Eye Nebula - den inre regionen, bilden i pseudo -cereal (r?d - Ha; bl? - neutral syre, 630 nm; gr?nt joniserat kv?ve, 658,4 nm)

Planetary Nebula - Ett astronomiskt f?rem?l som best?r av ett joniserat gasmembran och centralt. Planet?ra nebulor bildas n?r de yttre skikten (membranen) och supergiants med en massa upp till 1,4 sol i det sista steget av deras utveckling bildas. Planetarisk nebula ?r ett snabbt fl?dande (enligt astronomiska standarder) fenomen som bara varar n?gra tiotusentals ?r, med livsl?ngden p? en stj?rna i en skatte p? flera miljarder ?r. F?r n?rvarande ?r cirka 1 500 planetariska foggy k?nd.

Processen f?r bildning av planetarisk dimmig, tillsammans med utbrott, spelar en viktig roll i kemisk utveckling och kastar material berikat i det interstell?ra utrymmet. tunga element- Produkter fr?n stj?rn nukleosyntes (i astronomi anses alla element vara allvarliga, med undantag f?r prim?r nukleosyntes - v?te och helium, s?som kol, kv?ve, syre och kalcium).

I de senaste ?ren Med hj?lp av de mottagna bilderna var det m?jligt att ta reda p? att m?nga planetariska nebulor har en mycket komplex och speciell struktur. Trots att ungef?r den femte av dem har en n?stan -asperisk form, har majoriteten inte n?gon sf?risk symmetri. Mekanismerna p? grund av att bildningen av en s?dan m?ngd former ?r m?jlig, f?rblir idag till slutet inte uppfyllda. Det antas att interaktionen mellan interaktionen mellan det interstell?ra mediet kan spela en stor roll i detta.

Forskningshistoria

Antal hantel i villkorade f?rger

Planetnebula representerar f?r det mesta tr?kiga f?rem?l och ?r som regel inte synliga f?r det blotta ?gat. Den f?rsta ?ppna planeten nebulan var hanteln i hanteln i konstellationen Lisichka: Charles Messier, som var engagerad i s?kningen, n?r han sammanst?llde sin katalog ?ver dimmigt (r?rliga f?rem?l som liknar observationen av himlen till kometer) 1764, f?rde den i en katalog under siffran M27. 1784 identifierade William Herschel, uppt?ckaren, dem i en separat klass av vaga ( Klass IV) och f?reslog f?r dem termen "planetary nebula" p? grund av deras synliga likhet med uranskivan.

Den ovanliga naturen hos planetens dimmigt uppt?cktes i mitten av 1800 -talet, med b?rjan av anv?ndningen av spektroskopi i observationer. William Haggins blev den f?rsta astronomen som fick spektra f?r planetariska dimmiga - f?rem?l som stod ut med deras ovanliga:

En av de mest mystiska av dessa underbara f?rem?l ?r de som med teleskopisk observation har formen av runda eller n?got ovala skivor. ... Deras gr?nbl? f?rg ?r ocks? anm?rkningsv?rd, extremt s?llsynt f?r enstaka stj?rnor. Dessutom finns det i dessa dimmiga inga tecken p? central kondensation. Enligt dessa tecken skiljer sig planetariska nebuler kraftigt som objekt som har egenskaper som ?r helt annorlunda ?n egenskaperna och r?rliga stj?rnor. F?r dessa ?verv?ganden, liksom p? grund av deras ljusstyrka, valde jag dessa nebulor som de mest l?mpliga f?r spektroskopisk forskning.

When the Haggins of the spectra of foggy NGC 6543 (cat eyes), M27 (dumbbell), m57 (ring nebula in the lyre) and several others, it turned out that their spectrum was extremely different from the spectra of the stars: all the stars received by then were the spectra of absorptions (a continuous spectrum from stora m?ngder m?rka linjer), medan spektra f?r planetarisk dimmig visade sig vara emissionspektra med en liten m?ngd utsl?ppslinjer, vilket indikerade deras natur, som skiljer sig fr?n naturens stj?rnor:

Det r?der ingen tvekan om att Nebula 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) och 27 m kan inte betraktas som mer ?n stj?rnor av samma typ, som inkluderade r?relse, som inkluderar r?relse, som inkluderar r?relse, som inkluderar r?relse, som inkluderar r?relse, som inkluderar r?relse Stj?rnor och v?r sol.<…>Dessa f?rem?l har en speciell och annan struktur ?n dem<…>Med all sannolikhet b?r vi ?verv?ga dessa f?rem?l med enorma massor av lysande gas eller ?nga.

Ett annat problem var den kemiska sammans?ttningen av planetary dimmig: haggins lyckades identifiera kv?ve- och v?telinjer med referensspektra, men den ljusaste av linjerna med en v?gl?ngd av 500,7 nm observerades inte i de d? -k?nda spektra av d? k?nda k?nda kemiska element. Det var antagande att denna linje motsvarar ett ok?nt element. Han fick namnet Nebulia i f?rv?g - i analogi med id?n som ledde till uppt?ckten av helium kl spektralanalys Sol 1868.

Antaganden om ?ppningen av ett nytt element Nebulia Inte bekr?ftat. I b?rjan av 1900 -talet lade Henry Russell fram en hypotes om att linjen vid 500,7 nm inte motsvarar det nya elementet, utan till det gamla elementet under ok?nda f?rh?llanden.

Under 20 -talet av XX -talet visades det att i mycket s?llsynta gaser kan atomer och joner passera till upphetsade metastabiliserade tillst?nd, som med mer h?gt?thet P? grund av partiklarnas kollisioner kan de inte existera p? l?nge. 1927 identifierade Bowen linjen i Nebulia p? 500,7 nm som en som h?rr?r fr?n metastabilal tillst?nd till den viktigaste tv? g?nger joniserade syreatomen (OIII). De spektrala linjerna av denna typ, observerad endast med extremt l?ga t?theter, kallas f?rbjudna linjer. S?ledes gjorde spektroskopiska observationer det m?jligt att utv?rdera den ?vre gr?nsen f?r t?theten f?r dimmig gas. Samtidigt visade spektra f?r planetariska foggy erh?llna p? slitsade spektrometrar "fraktur" och splittring av linjer p? grund av dopplerf?rskjutningarna i de emitterande omr?dena i nebulan, r?relse med olika hastigheter, vilket m?jliggjorde utv?rdering av utvidgningen av planetariska dimmiga/s.

Despite a sufficiently detailed understanding of the structure, composition and mechanism of radiation of planetary foggy, the question of their origin remained open until the mid -50s of the XX century, until I. S. Shklovsky noticed that if the parameters of planetary foggy by the time they began their expansion, then the resulting set of parameters coincides with the properties of red giants, and the properties of their kernels -and the properties of their kernels - Med egenskaperna hos heta vita dv?rgar. F?r n?rvarande bekr?ftas denna teori om ursprunget till planetariska dimmiga av m?nga observationer och ber?kningar.

I slutet av 1900 -talet gjorde f?rb?ttringen av tekniken det m?jligt att studera planetnebulor mer detaljerat. Rymdteleskop gjorde det m?jligt att utforska sina spektra utanf?r det synliga intervallet, vilket inte kunde g?ras tidigare och genomf?ra observationer fr?n ytan. Observationer i de infrar?da och ultravioletta v?gorna gav en ny, mycket mer exakt uppskattning av temperatur, densitet och kemisk sammans?ttning Planetary Foggy. Anv?ndningen av tekniken f?r PZS-delar gjorde det m?jligt att analysera betydligt mindre tydliga spektrala linjer. Anv?ndande rymdteleskop"Hubble" avsl?jade den extremt komplexa strukturen i planetariska dimmiga, tidigare betraktade som enkel och homogen.

Ursprung

Strukturen f?r den symmetriska planetnebulan. Fast Star Wind (bl? pilar) Het Vit dv?rg- K?rnorna i stj?rnan (i mitten), inf?r det kasserade skalet - den r?da j?ttens l?ngsamma vind (r?da pilar), skapar ett t?tt skal ( bl?), gl?dande under p?verkan ultraviolett str?lning K?rnor.

Planetary Nebula ?r det sista steget i evolutionen f?r m?nga stj?rnor. V?r sol ?r en medelstor stj?rna, och bara ett litet antal stj?rnor ?vertr?ffar den i massa. Stj?rnor med en massa av flera g?nger mer sol i det sista skedet av existensen f?rvandlas till supernovae. Stj?rnorna i den mellersta och lilla m?ssan i slutet av den evolution?ra v?gen skapar planetnebulor.

En typisk stj?rna med en massa av flera g?nger mindre soliga lyser under st?rre delen av sitt liv p? grund av reaktioner termonukle?r syntes Helia fr?n v?te i sin k?rna (ofta i st?llet f?r termen "termonukle?r syntes" anv?nds termen "br?nning", i detta fall v?tef?rbr?nning). Energin som frig?rs i dessa reaktioner h?ller stj?rnan fr?n kollapsen under styrkan i sin egen attraktion, vilket g?r den d?rmed stabil.

Efter flera miljarder ?r rinner utbudet av v?te, och energi blir inte tillr?ckligt f?r att inneh?lla stj?rnans yttre lager. K?rnan b?rjar sammandras och v?rmas upp. F?r n?rvarande ?r temperaturen i solens k?rna cirka 15 miljoner K, men efter att v?tef?rs?rjningen ?r utt?md kommer kompressionen av k?rnan att tvinga temperaturen att stiga till 100 miljoner K. Samtidigt, de yttre skikten svalna och avsev?rt ?kar i storleken p? grund av k?rnens mycket h?ga temperatur. Stj?rnan f?rvandlas till en r?d j?tte. K?rnan i detta skede forts?tter att sammandras och v?rmas upp; N?r en temperatur p? 100 miljoner K n?r processen med kol och syre fr?n helium, ?r syntesprocessen.

?terupptagandet av termonukle?ra reaktioner g?r att den ytterligare komprimeringen av k?rnan kan stoppa. Den brinnande helium skapar snart en inert k?rna som best?r av kol och syre, omgiven av ett skal av brinnande helium. Termonukle?ra reaktioner som involverar helium ?r mycket k?nsliga f?r temperaturen. Reaktionshastigheten ?r proportionell mot T 40, det vill s?ga en temperatur?kning med endast 2 % kommer att leda till en f?rdubbling av reaktionshastigheten. Detta g?r stj?rnan mycket instabil: En liten ?kning av temperaturen orsakar en snabb ?kning av reaktionshastigheten, vilket ?kar fris?ttningen av energi, vilket i sin tur g?r temperaturen att ?ka. De ?vre skikten av brinnande helium b?rjar expandera snabbt, temperaturen minskar, reaktionen bromsar ner. Allt detta kan vara orsaken till kraftfulla pulsationer, ibland tillr?ckligt starka f?r att kasta en betydande del av stj?rnans atmosf?r ut i rymden.

Den kasserade gasen bildar ett expanderande skal runt den exponerade k?rnan i en stj?rna. N?r den ?kande delen av atmosf?ren skiljer sig fr?n stj?rnan, mer och mer djupare lager med mer h?gtemperatur. N?r en naken yta (en stj?rnfotosf?r) uppn?s blir en temperatur p? 30 000 till energin fr?n uts?nda ultravioletta fotoner tillr?ckligt f?r jonisering av atomer i ett kasserat ?mne, vilket g?r att det gl?dar. S?ledes blir molnet planetnebula.

Livsl?ngd

Datormodellering av bildandet av planetnebulor fr?n en stj?rna med en oregelbunden skiva, vilket illustrerar hur liten initial asymmetri kan resultera i bildandet av ett objekt med en komplex struktur.

?mnet i planetnebulan ?r spridd fr?n den centrala stj?rnan med en hastighet av flera tiotals kilometer per sekund. Samtidigt, n?r ?mnet l?per ut, svalnar den centrala stj?rnan och str?lar ut resterna av energi; Termonukle?ra reaktioner De stannar, eftersom stj?rnan nu inte har en tillr?cklig massa f?r att bibeh?lla den temperatur som kr?vs f?r syntes av kol och syre. I slut?ndan kommer stj?rnan att svalna s? mycket att den kommer att upph?ra att utstr?la tillr?ckligt med ultraviolett str?lning f?r jonisering av det avl?gsna gasskalet. Stj?rnan blir en vit dv?rg, och gasmoln rekombineras och blir osynlig. F?r en typisk planetnebula ?r tiden fr?n utbildning till rekombination 10 000 ?r.

Galaktiska processorer

Planetarisk nebula spelar en viktig roll i utvecklingen av galaxer. Den tidiga bestod huvudsakligen av v?te och helium, men med tiden, som ett resultat av termonukle?r syntes, bildades tyngre element i stj?rnorna. S?ledes har ?mnet i planetary dimmig ett h?gt inneh?ll av kol, kv?ve och syre, och n?r det expanderar och tr?nger in i det interstell?ra utrymmet berikar det det med dessa tunga element, vanligtvis kallade metallers astronomer.

Efterf?ljande generationer av stj?rnor som bildas av interstell?rt ?mne kommer att inneh?lla ett st?rre initialt antal tunga element; ?ven om deras n?rvaro i stj?rnorna f?rblir obetydlig p?verkar de betydligt deras utveckling. Stj?rnor som bildas strax efter att universum bildas inneh?ller relativt sm? m?ngder metaller - de h?nvisas till Typ II -stj?rnor. Stj?rnor berikade med tunga element tillh?r Typ I -stj?rnor.

Egenskaper

Fysiska egenskaper

En typisk planetnebula har en genomsnittlig l?ngd p? en och best?r av en starkt gles gas med en densitet p? cirka 1000 partiklar per cm?, vilket ?r f?rsumbar i j?mf?relse, till exempel med densiteten p? jordens atmosf?r, men cirka 10-100 g?nger mer ?n t?theten av det interplanet?ra utrymmet vid avst?ndet fr?n jordens byr?. Unga planetnebulor har den st?rsta t?theten, ibland n?r 10 6 partiklar per cm?. N?r den vaga ?ldras leder deras expansion till en minskning av densiteten.

Str?lningen av den centrala stj?rnan v?rmer gaserna till temperaturen cirka 10 000 K. Det ?r paradoxalt att gastemperaturen ofta ?kar med en ?kning av avst?ndet fr?n den centrala stj?rnan. Detta h?nder av anledningen till att ju mer energi som fotonen har, desto mindre troligt kommer den att absorberas. D?rf?r i inre omr?den Nebulorna absorberas av l?genergifotoner och de ?terst?ende, innehavande h?genergi, absorberad i yttre omr?den och orsakar en ?kning av deras temperatur.

Nebulan kan delas upp i Stackars fr?ga Och D?lig str?lning. Enligt denna terminologi har nebulan i det f?rsta fallet inte en tillr?cklig m?ngd materia f?r att absorbera alla ultravioletta fotoner som sl?pps ut av stj?rnan. D?rf?r ?r den synliga nebulan helt joniserad. I det andra fallet avger inte den centrala stj?rnan tillr?ckligt med ultravioletta fotoner f?r att jonisera all den omgivande gasen, och joniseringsfronten passerar in i ett neutralt interstell?rt utrymme.

Eftersom det mesta av gasen i planetnebulan ?r joniserad (det vill s?ga det ?r plasma), har effekten av magnetf?lt en betydande effekt p? dess struktur, vilket orsakar fenomen s?som fibern och instabiliteten hos plasma.

Kvantitet och distribution

Hittills, i v?r galax, best?ende av 200 miljarder stj?rnor, ?r 1 500 planetariska dimmiga k?nda. Deras kort j?mf?rt med den stellar livsl?ngden ?r orsaken till deras lilla antal. I grund och botten ligger de alla i planet och koncentrerar sig mest n?ra mitten av galaxen och observeras praktiskt taget inte i.

Anv?ndningen av Poz-Patch ist?llet f?r fotografering i astronomiska studier gjorde det m?jligt att ut?ka listan med v?lk?nd planetens dimmigt.

Strukturera

De flesta planetariska dimmiga ?r symmetriska och har en n?stan sf?risk look, som inte hindrar dem fr?n att ha m?nga mycket komplexa former. Cirka 10 % av planetens dimmigt ?r n?stan bipol?rt, och endast deras lilla antal ?r asymmetriska. Till och med en rektangul?r planetnebula ?r k?nd. Sk?len till denna m?ngfald av former har inte klargjorts fullt ut, men det tros att gravitationella interaktioner mellan stj?rnor i dubbelsystem. Enligt en annan version kr?nker de befintliga planeterna den enhetliga spridningen av materien vid bildningen av nebulan. I januari 2005 tillk?nnagav amerikanska astronomer den f?rsta uppt?ckten av magnetf?lt runt de centrala stj?rnorna i tv? planetariska dimmiga och l?gger sedan fram att de delvis eller helt ansvarade f?r att skapa formen av dessa dimmiga. Den betydande rollen f?r magnetf?lt i planetary dimmig f?ruts?gs av Grigor Gurzadyan redan p? 1960 -talet. Det finns ocks? ett antagande om att den bipol?ra formen kan bero p? interaktionen mellan chockv?gor fr?n spridningen av detonationsfronten i heliumskiktet p? ytan av den framv?xande vita dv?rgen (till exempel i dimman av kattens ?ga, Timglas, Ant).

Aktuella fr?gor i studien av planetariska dimmiga

Ett av problemen i studien av planetary foggy ?r en exakt best?mning av avst?ndet till dem. F?r vissa n?rliggande planetariska dimma ?r det m?jligt att ber?kna avl?gsenheten fr?n oss med hj?lp av den uppm?tta parallaxutvidgningen: bilder fr?n h?gl?s Utvidgningen av den nebula som erh?lls f?r flera ?r sedan visar vinkelr?tt mot synens ?ga, och den spektroskopiska analysen av Doppler -f?rskjutningen kommer att g?ra det m?jligt att ber?kna expansionshastigheten l?ngs synstr?len. En j?mf?relse av den vinklade expansionen med den resulterande expansionshastigheten kommer att g?ra det m?jligt att ber?kna avst?ndet till nebulan.

F?rekomsten av en s?dan m?ngd olika former av dimmigt ?r ?mnet f?r heta diskussioner. Det tros allm?nt att orsaken till detta kan vara samspelet mellan ett ?mne som r?r sig bort fr?n en stj?rna med olika hastigheter. Vissa astronomer tror att dubbla Stj?rnsystem?r ansvariga, ?tminstone f?r de sv?raste konturerna av planetariska dimmiga. Nyligen genomf?rda studier har bekr?ftat n?rvaron av flera planetariska dimmiga av kraftfulla magnetf?lt, antagandena om vilka redan har upprepats avancerat. Magnetiska interaktioner med joniserad gas kan ocks? spela en viss roll i bildandet av formen av n?gra av dem.

F?r n?rvarande finns det tv? olika metoder f?r att uppt?cka metaller i nebulan, baserat p? olika typer Spektrala linjer. Ibland ger dessa tv? metoder helt olika resultat. Vissa astronomer tenderar att f?rklara detta genom n?rvaron av svaga fluktuationer av temperatur inom planetnebulan. Andra tror att skillnaderna i observationer ?r f?r sl?ende f?r att f?rklara dem med temperatureffekter. De g?r antaganden om f?rekomsten av kalla koagel som inneh?ller en mycket liten m?ngd v?te. Koagel, vars n?rvaro, enligt deras ?sikt, kan f?rklara skillnaden i att bed?ma m?ngden metaller, har emellertid aldrig observerats.

Astronomer har k?nt till planetary dimmig sedan forntiden. Tillbaka under det artonde ?rhundradet var W. Hershel, som ?ppnade Uranus, engagerad i en djup studie av dimmig v?rld. Han delade dem upp i klasser och markerade planetformationer. Det var Hershel som f?reslog sj?lva namnet ”Planetary Nebula” p? grund av likheten mellan dessa formationer med uran. Dulla, sm? gaser liknade en astronomdisk p? en avl?gsen planet.

Den f?rsta f?rklaringen

P? 1950 -talet f?rs?kte Astrophysicus I. Shklovsky f?rklara arten av planetens foggy. Som det visade sig genereras de av d?ende stj?rnor. Under omvandlingen till Vit dv?rg Stj?rnorna sl?pper de yttre skikten som ?r joniserade under ultravioletta str?lar. Numera har forskare bevisat att planetnebulor ?r f?rem?l med en komplex struktur. Detta ?r tydligt synligt fr?n de fotografier som tagits av Hubble -teleskopet.

Hur mycket lever nebulan?

Enligt astronomiska standarder lever nebulan inte p? mycket l?ng tid - ungef?r tio tusen ?r. P? grund av en s? kort livscykel Astronomer ser inte mer ?n ett och ett halvt tusen olika f?rem?l i v?r galax. Var och en av dem har sitt eget unika utseende: ovanlig form, f?rg, storlek. Nebulorna i de magellanska molnen, Andromeda -nebula och i andra h?rn av universum ?r k?nda.

Objektets struktur

Planetary Nebula ?r komplex system best?ende av den centrala k?rnan och gasskalet som omger det (det kan finnas flera). Skalet och k?rnan ?r sammankopplade. Sj?lva skalet ?r en helt joniserad gasbildning med en elektronisk temperatur p? 10-12 tusen K. Om det finns en blandning av dammpartiklar i skalet, markeras det i r?tt. Gl?det kan vara mycket olika nyanser.

Planetariska nebulor uppst?r som ett resultat av stj?rnorna. Efter f?rlusten av stabilitet ?kar objektet, expanderar, f?r?ndras, formen f?r?ndras. Gradvis blir nebulan svag och kan inte h?lla stj?rnan.

D?ende stj?rnor

Som ni vet bildas alla planetnebulor fr?n stj?rnor som fullbordar deras existens och f?rvandlas till vita dv?rgar. Stj?rnor med massorna, som i v?r sol, efter f?dseln lever ett l?ngt stabilt liv, under vilket v?tek?rnor sm?lter, vilket gav upphov till heliumk?rnor. S? snart v?te tillbringas helt i mitten av stj?rnan, b?rjar denna del av objektet v?rmas upp: temperaturen n?r hundra miljoner grader. Denna process orsakar expansion av lager och kylning: stj?rnan f?rvandlas till en r?d j?tte. Just nu f?rlorar stj?rnan stabilitet, dess yttre lager kan kastas ut. Det ?r dessa utsl?pp som bildar ett skal som h?lls runt en vit dv?rg - vad som ?terst?r av en trasig stj?rna.

Expansionsprocess

Astronomer som utv?rderar bilderna fr?n planetariska dimmiga ser f?r?ndringar i deras skal, dess storlek. Utvidgningshastigheten ?r flera tiotals kilometer per sekund. Mycket snabbt sm?lter skalet med rymdutrymme Och upph?r att vara synlig.

De mest ber?mda nebulorna

Det finns m?nga olika planetariska dimma, bland vilka det finns f?rem?l som ?r tydligt synliga i Amat?rsteleskop, men det finns s?dant att det ?r sv?rt att till och med se observatorierna. Bland de mest popul?ra f?rem?len i nebulan ?r ring, uggla, hantel, M76, Ant, Sand Clock och m?nga andra.

Tum?rring

Den mest ber?mda planetnebulan i Constellation Lyra ?r ett objekt som kallas en ring. Denna utbildning har ett annat namn - M57. Det ligger i sommarkonstellationen Lyra, p? avst?nd fr?n marken med cirka 2300 Ljus?r.

Ringen ?ppnades 1779 av astronomen A. Darkier de Pelpua. Forskaren beskrev utbildning som en idealisk disk p? ungef?r storleken p? Jupiter, men med en mer blek gl?d. Sex ?r senare kallades denna kropp den himmelska attraktionen med engelsmannen V. Gershel.

Ringen d?k upp fr?n en stj?rna vars temperatur ?verstiger 100 000 grader. Nebulan expanderar st?ndigt - med ungef?r en hastighet av 25 kilometer per sekund, s? dess synliga dimensioner ?kar med cirka ett sekund per ?rhundrade.

Snigel

I ett teleskop kan amat?rer se minst hundra olika f?rem?l, inklusive nebulan i snigeln som ligger i Constellation Aquarius. Avst?ndet fr?n jorden till planetnebulan ?r liten: det ?r det n?rmaste till oss. I teleskopet verkar det gr?naktigt. Hubble s?g i hundratals olika gasbollar. Enligt forskare uppstod de vid tidpunkten f?r f?rst?relsen av stj?rnan.

Saturnus

1782 ?ppnade V. Gershel nebulan i Saturnus, bel?gen i Constellation Aquarius. Det ?r emellertid inte l?tt att se denna utbildning i teleskopet, eftersom det ?r ganska litet. Med en 150-faldig ?kning kan du ?verv?ga en l?ngstr?ckt utbildningsform.

Hantel

Gantel, eller M27, ?r en annan kosmisk utbildning som kan ses i teleskopet. Det ligger i Constellation Fox. Astronomer h?vdar att denna nebula uppstod f?r ungef?r fyra tusen ?r sedan.

Om du tittar p? kroppen i ett teleskop, kan du med en betydande ?kning ?verv?ga en l?ngstr?ckt form, p? grund av att den fick sitt namn.

Gantel har en yngre syster - lite hantel eller M76. Det ?ppnades 1780. Forskare kunde emellertid best?mma att denna planetnebula, och inte en annan utbildning, f?rst kunde 1918.

NGC3242

Planetary Nebula NGC3242 eller, som det ocks? kallas, ?r Jupiters sp?ke en sv?r utbildning f?r observation. Med en 100-faldig ?kning kan det ?verv?gas i teleskopet ganska tydligt, se en rundad form.

M97

I konstellationen av den stora bj?rnen finns det en planetarisk nebula M97 eller en uggla. Det ?ppnades 1848 av William Parsons. Denna unika kosmiska formation liknar Owl Eyes, f?r vilka den fick sitt ovanliga namn.

Med en 100-faldig ?kning p? teleskopet kan du ?verv?ga en rundad form och ocks? se tv? M?rka fl?ckar Inuti M97. Enligt astronomerna ?r det redan i ?tta tusen ?r, vilket inneb?r att hon inte har l?nge att leva.

I universum finns det tusentals olika dimmiga, som fortfarande ?r ok?nda. N?gra av f?rem?len har redan helt brutit upp eller ?r n?ra detta, men det finns de som just har sitt ursprung.