Планетарная туманность - это астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоев красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5-8 солнечных на оканчивающей стадии их эволюции.
Планетарная туманность - это быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько 10-ов
Планетарная туманность - это астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоев красных гигантов и сверхгигантов с массой 2,5-8 солнечных на оканчивающей стадии их эволюции.
Планетарная туманность - это быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько 10-ов тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике понятно около 1500 планетарных туманностей.
Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в хим эволюции галактик, выбрасывая в межзвездное место материал, обогащенный тяжелыми элементами - продуктами звездного нуклеосинтеза. В астрономии тяжелыми числятся все элементы, не считая продуктов первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва - водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций.
В последние годы при помощи снимков, обретенных космическим телескопом "Хаббл", удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно 5-ая часть из их имеет околосферическую форму, большая часть не обладает какой бы то ни было сферической симметрией.
Механизмы, благодаря которым может быть образование такого богатства форм, остаются на сей день до конца не выясненными. Считается, что гигантскую роль в этом могут играть взаимодействие звездного ветра и двойных звезд, магнитного поля и межзвездной среды.
Планетарные туманности представляют собой заключительный шаг эволюции для многих звезд. Наше Солнце представляет собой звезду средней величины, и только малюсенькое количество звезд превосходят его по массе. Звезды с массой в несколько раз больше солнечной на заключительном шаге существования преобразуются в сверхновые. Звезды средней и малой массы в конце эволюционного пути делают планетарные туманности.
Рядовая звезда с массой в несколько раз меньше солнечной, светит в протяжении большей части своей жизни благодаря реакциям термоядерного синтеза гелия из водорода в ее ядре. Энергия, высвобождаемая в этих реакциях, держит звезду от коллапса под силой собственного притяжения, делая ее тем стабильной.
По прошествии нескольких миллиардов лет запас водорода иссякает, и энергии становится недостаточно для сдерживания внешних слоев звезды. Ядро начинает сжиматься и нагреваться. В настоящее время температура ядра Солнца составляет приблизительно 15 миллионов К, но после того, как запас водорода будет исчерпан, сжатие ядра заставит температуру подняться до отметки в 100 миллионов К.
При всем этом внешние слои охлаждаются и значительно вырастают в размерах из-за очень высокой температуры ядра. Звезда преобразуется в красный гигант. Ядро на этом шаге продолжает сжиматься и нагреваться; при достижении температуры в 100 миллионов К начинается процесс синтеза углерода и кислорода из гелия.
Возобновление термоядерных реакций позволяет окончиться дальнейшему сжатию ядра. Выгорающий гелий скоро делает инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода, окруженное оболочкой из горящего гелия. Термоядерные реакции с ролью гелия очень чувствительны к температуре. Скорость протекания реакции пропорциональна T40, другими словами увеличение температуры всего на 2 процента приведет к удвоению скорости протекания реакции.
Это делает звезду очень нестабильной: малый прирост температуры вызывает быстрое ускорение хода реакций, повышая выделение энергии, что, в свою очередь, заставляет возрастать температуру. Верхние слои горящего гелия начинают быстро расширяться, температура понижается, реакция замедляется. Все это может быть предпосылкой мощных пульсаций, временами достаточно сильных, чтобы выбросить значительную часть атмосферы звезды в космическое место.
Выброшенный газ сформировывает расширяющуюся оболочку вокруг обнажившегося ядра звезды. По мере того, как все большая часть атмосферы отделяется от звезды, возникают все более и более глубочайшие слои с более высокими температурами. При достижении обнаженной поверхностью температуры в 30 000 К, энергия испускаемых ультрафиолетовых фотонов становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Таким образом, скопление становится планетарной туманностью.
Похожие статьи:
