Планетарная туманность

Автор: Mega
Просмотров: 2468
Комментариев: 0
Дата: 14-03-2010, 18:19
Планетарная туманность
Планетарная туманность
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 завершающей стадии их эволюции.

Планетарная туманность - это быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
Планетарная туманность
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 завершающей стадии их эволюции.

Планетарная туманность - это быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.

Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвездное пространство материал, обогащенный тяжелыми элементами - продуктами звездного нуклеосинтеза. В астрономии тяжелыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого Взрыва - водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций.

В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом "Хаббл", удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией.

Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звездного ветра и двойных звезд, магнитного поля и межзвездной среды.

Планетарная туманность Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звезд. Наше Солнце представляет собой звезду средней величины, и лишь небольшое количество звезд превосходят его по массе. Звезды с массой в несколько раз больше солнечной на заключительном этапе существования превращаются в сверхновые. Звезды средней и малой массы в конце эволюционного пути создают планетарные туманности.

Типичная звезда с массой в несколько раз меньше солнечной, светит на протяжении большей части своей жизни благодаря реакциям термоядерного синтеза гелия из водорода в ее ядре. Энергия, высвобождаемая в этих реакциях, удерживает звезду от коллапса под силой собственного притяжения, делая ее тем самым 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.

Планетарная туманность
При этом внешние слои охлаждаются и значительно увеличиваются в размерах из-за очень высокой температуры ядра. Звезда превращается в красный гигант. Ядро на этом этапе продолжает сжиматься и нагреваться; при достижении температуры в 100 миллионов К начинается процесс синтеза углерода и кислорода из гелия.

Возобновление термоядерных реакций позволяет прекратиться дальнейшему сжатию ядра. Выгорающий гелий вскоре создает инертное ядро, состоящее из углерода и кислорода, окруженное оболочкой из горящего гелия. Термоядерные реакции с участием гелия очень чувствительны к температуре. Скорость протекания реакции пропорциональна T40, то есть увеличение температуры всего на 2 процента приведет к удвоению скорости протекания реакции.

Это делает звезду очень нестабильной: малый прирост температуры вызывает быстрое увеличение скорости хода реакций, повышая выделение энергии, что, в свою очередь, заставляет увеличиваться температуру. Верхние слои горящего гелия начинают быстро расширяться, температура понижается, реакция замедляется. Все это может быть причиной мощных пульсаций, иногда достаточно сильных, чтобы выбросить значительную часть атмосферы звезды в космическое пространство.

Выброшенный газ формирует расширяющуюся оболочку вокруг обнажившегося ядра звезды. По мере того, как все большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются все более и более глубокие 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, облако становится планетарной туманностью.

Научно-популярное онлайн издание "Меганаука"