Nebulosa planetária
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Uma nebulosa planetária, mais corretamente conhecida como uma nebulosa estelar-remanescente, é uma nebulosa de emissão que consiste em um escudo de expansão brilhante de gás ionizado ejectado durante a assintótica fase ramo gigante de certos tipos de estrelas no final de sua vida. O prazo para esta classe de objetos é um equívoco que se originou na década de 1780 com o astrônomo William Herschel, porque quando visto através de seu telescópio, esses objetos eram um pouco semelhante em aparência a Urano , o planeta que ele havia descoberto recentemente. O nome de Herschel para esses objetos foi adotado por astrônomos e não foi alterado, apesar de nebulosas planetárias não estão relacionados com os planetas do sistema solar. Eles são um fenômeno relativamente curta, com duração de uma dezenas de milhares de poucos anos, em comparação a uma vida estelar típica de vários bilhões de anos.
O mecanismo para a formação de mais nebulosas planetárias é pensado para ser a seguinte: no fim da vida da estrela, durante o gigante vermelho fase, as camadas exteriores da estrela são expulsos através de pulsações e forte ventos estelares. Sem estes camadas opacas, o, núcleo luminoso quente emite radiação ultravioleta radiação que ioniza as camadas exteriores ejectados da estrela. Este escudo energizado irradia como uma nebulosa planetária.
As nebulosas planetárias desempenham um papel crucial na química evolução da galáxia, material de retornar ao meio interestelar que foi enriquecido em elementos pesados e outros produtos de nucleosíntese (tal como carbono, azoto, oxigénio e de cálcio). Em galáxias mais distantes, nebulosas planetárias podem ser os únicos objetos que podem ser resolvidos para se obter informação útil sobre abundâncias químicas.
Nos últimos anos, do Telescópio Espacial Hubble revelaram muitas imagens nebulosas planetárias para ter morfologias extremamente complexas e variadas. Cerca de um quinto são aproximadamente esférica, mas a maioria não são esfericamente simétrica. Os mecanismos que produzem uma grande variedade de formas e características tais ainda não são bem compreendidos, mas estrelas centrais binárias , os ventos estelares e campos magnéticos podem todos desempenham um papel.
Observações
Crédito: NASA, ESA, e CR O'Dell (Universidade Vanderbilt)
Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), ea equipe de ERO (STScI + ST-ECF)
As nebulosas planetárias são objetos geralmente fracas; nenhum é visível para o olho nu. A primeira nebulosa planetária descoberta foi o Nebulosa do Dumbbell na constelação de Vulpecula, observada por Charles Messier em 1764 e listada como M27 no seu catálogo de objetos nebulosos. Para primeiros observadores com telescópios de baixa resolução, M27 e posteriormente descobriu nebulosas planetárias pouco se assemelhava os planetas gigantes como Urano , e William Herschel, descobridor do planeta, eventualmente, cunhou o termo "nebulosa planetária" para eles.
A natureza das nebulosas planetárias era desconhecida até o primeiro observações espectroscópicas foram feitas em meados do século 19. William Huggins foi um dos primeiros astrônomos a estudar a espectros ópticos de objetos astronômicos, utilizando um prisma para dispersar a sua luz. Em 29 de agosto de 1864, Huggins foi o primeiro a levar o espectro de uma nebulosa planetária quando ele analisou NGC 6543 . Suas observações de estrelas mostrou que seus espectros consistiu de um contínuo com muitos linhas escuras sobreposta a eles, e mais tarde ele descobriu que muitos objetos nebulosos, como a Nebulosa de Andrômeda (como era então conhecida) tinham espectros que foram bastante semelhante a este, essas nebulosas foram posteriormente demonstrado ser galáxias .
No entanto, quando ele olhou para a Nebulosa Olho de Gato , ele encontrou um espectro muito diferente. Ao invés de uma forte continuidade com linhas de absorção, sobreposto, Nebulosa do olho e outros objectos semelhantes a de gato mostrou apenas um pequeno número de linhas de emissão. O mais brilhante delas foi em um comprimento de onda de 500,7 nanómetros, que não correspondem com uma linha de qualquer elemento conhecido. Na primeira, foi a hipótese de que a linha pode ser devido a um elemento desconhecido, que foi nomeado nebulium -a idéia semelhante levou à descoberta de hélio através da análise da Sun espectro 's em 1868.
Embora o hélio foi isolado na terra logo após a sua descoberta, no espectro do sol, nebulium não foi. No início do século 20 Henry Norris Russell propôs que ao invés de ser um novo elemento, a linha em 500,7 nm foi devido a um elemento conhecido em condições desconhecidas.
Os físicos mostrou em 1920 que em gás a densidades extremamente baixas, os elétrons podem preencher animado metastable níveis de energia em átomos e iões, que em altas densidades são rapidamente de-excitados por colisões. Transições de elétrons a partir desses níveis em nitrogênio e oxigênio (O 2 + íons ou OIII, O + e N +) dar origem à linha de 500,7 nm e outras linhas. Estas linhas espectrais, que apenas podem ser vistos nos gases de muito baixa densidade, são chamados linhas proibidas. As observações espectroscópicas mostraram, assim, que as nebulosas eram feitas de gás extremamente rarefeito.
As estrelas centrais de nebulosas planetárias são muito quente. Apenas uma vez uma estrela esgotou todo seu combustível nuclear pode ele desmoronar a um tamanho tão pequeno e tão nebulosas planetárias passou a ser entendida como uma fase final de evolução estelar. As observações espectroscópicas mostram que todas as nebulosas planetárias estão se expandindo. Isto levou à idéia de que as nebulosas planetárias foram causados por camadas externas de uma estrela que está sendo jogado para o espaço no final de sua vida útil.
Perto do final do século 20, os avanços tecnológicos ajudaram a aprofundar o estudo de nebulosas planetárias. Telescópios espaciais permitiu aos astrónomos estudar a luz emitida além do espectro visível que não é detectável a partir de observatórios terrestres (porque apenas as ondas de rádio e luz visível penetrar a atmosfera da Terra). Estudos de infravermelho e ultravioleta de nebulosas planetárias permitiu muito mais precisos determinações do nebulares temperaturas , densidades e abundâncias. Tecnologia Charge-Coupled Device permitido linhas espectrais muito mais fracas para ser medido com precisão do que tinha sido previamente possível. O Telescópio Espacial Hubble mostraram também que, embora muitas nebulosas parecem ter estruturas simples e regulares a partir do solo, a muito alta resolução óptica realizável por um telescópio acima da atmosfera da Terra revela morfologias extremamente complexas.
A nebulosa planetária conhecida é a mais jovem Nebulosa Stingray.
Debaixo de Morgan-Keenan esquema de classificação espectral, nebulosas planetárias são classificados como Tipo P, embora esta notação é raramente usado na prática.
Origins
Estrelas mais maciças do que 8 massas solares (M ⊙) provavelmente vai acabar com suas vidas em uma dramática supernova explosão. Nebulosa planetária pode resultar da morte de estrelas de massa intermediária e baixa até 0,8 M ⊙.
Estrelas passam a maior parte de sua vida brilhando como resultado de reações de fusão nuclear que convertem hidrogênio em hélio no núcleo da estrela. A pressão externa a partir da fusão dos saldos do núcleo activo colapso devido à própria gravidade da estrela. Essas estrelas estão a ser dito na sequência principal.
Intermediário de estrelas de baixa massa correr para fora de hidrogênio em seus núcleos depois de dezenas de milhões para bilhões de anos na seqüência principal. A gravidade comprime o núcleo e se aquece. Actualmente o núcleo do sol tem uma temperatura de aproximadamente 15 milhões de K , mas quando se esgota de hidrogénio, a compressão do núcleo irá fazer com que a temperatura subisse a cerca de 100 milhões K.
As camadas exteriores da estrela expandir enormemente e tornar-se muito mais frio em contraste com a muito alta temperatura do núcleo; ea estrela se torna uma gigante vermelha. O núcleo continua a se contrair e se aquecer, e quando sua temperatura atinge 100 milhões K, núcleos de hélio começam a se fundir em carbono e oxigênio. A retomada das reações de fusão pára contração do núcleo. Hélio queima (fusão de núcleos de hélio) logo forma um núcleo inerte de carbono e oxigênio, ambos com um shell de queima de hélio e um shell de queima de hidrogênio em torno dela. Nesta última fase, a estrela vai observationally ser uma gigante vermelha de novo e estruturalmente uma estrela ramo gigante assimptótico.
Reações de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, com taxas de reação é proporcional à T 40 (sob temperaturas relativamente baixas). Isto significa que apenas um aumento de 2% em temperatura mais do que duplica a velocidade de reacção. Essas condições causam a estrela para tornar-se muito instável de um pequeno aumento da temperatura leva a um rápido aumento das taxas de reação, o que libera uma grande quantidade de energia, aumentando ainda mais a temperatura. A camada de hélio-queima-se rapidamente e expande-se, portanto arrefece, o que reduz a velocidade de reacção novamente. Pulsações enormes construir, o que acabará por se tornar grande o suficiente para jogar fora toda a atmosfera estelar para o espaço.
Os gases expelidos formar uma nuvem de material em torno do núcleo agora exposta da estrela. À medida que mais e mais da atmosfera se afasta da estrela, as camadas mais profundas e mais profundas, a temperaturas mais elevadas e maiores estão expostos. Quando a superfície exposta a uma temperatura de cerca de 30000 K, existem suficientes ultravioletas fótons sendo emitidos para ionizam a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem tornou-se então uma nebulosa planetária.
Vida
Após fase assintótica ramo gigante (AGB), a fase de nebulosa planetária curto de evolução estelar começa como gases move para longe da estrela central em velocidades de alguns quilômetros por segundo. A estrela central é o resto de seu progenitor AGB, um núcleo de carbono-oxigênio elétron-degenerada que perdeu a maior parte de seu envelope de hidrogênio devido à perda de massa sobre o AGB. À medida que os gases se expandem, a estrela central sofre uma evolução em duas fases, primeiro a crescer mais quente à medida que continua a contrair-se e as reacções de fusão de hidrogénio ocorrem no invólucro à volta do núcleo e, em seguida, arrefecimento lento uma vez que a concha de hidrogénio é expulso através de fusão e à perda de massa. Na segunda fase, que dissipa sua energia e reações de fusão cessam, como a estrela central não é forte o suficiente para gerar as temperaturas básicos necessários para o carbono e oxigênio para fundir. Durante a primeira fase da estrela central mantém luminosidade constante, enquanto, ao mesmo tempo, cresce cada vez mais quente, eventualmente atingindo temperaturas em torno de 100 mil K. Na segunda fase, ele eventualmente esfriar tanto que não emite radiação ultravioleta suficiente para ionizar a nuvem de gás cada vez mais distante. A estrela se torna uma anã branca , ea nuvem de gás em expansão torna-se invisível para nós, terminando a fase de nebulosa planetária de evolução. Para uma nebulosa planetária típica, cerca de 10.000 anos passa entre sua formação e recombinação da estrela.
Recicladores galácticos
As nebulosas planetárias jogam um papel muito importante na evolução galáctica. O início do universo consistiu quase inteiramente de hidrogênio e hélio, mas estrelas criar elementos mais pesados por meio de fusão nuclear. Os gases de nebulosas planetárias conter, assim, uma grande proporção de elementos como carbono , nitrogênio e oxigênio, e à medida que expandem e se fundem no meio interestelar, eles enriquecê-lo com estes elementos pesados, conhecidos coletivamente como metais por astrônomos.
As gerações seguintes de estrelas que formam terá então um conteúdo inicial mais elevado de elementos mais pesados. Embora os elementos pesados ainda será um componente muito pequeno do estrela, eles têm um efeito significativo sobre a sua evolução. Estrelas que se formaram muito cedo no universo e contêm pequenas quantidades de elementos pesados são conhecidas como estrelas da População II, enquanto as estrelas mais jovens, com maior teor de elementos pesados são conhecidas como estrelas da População I (ver população estelar).
Características
Características físicas
Crédito: STScI / AURA
Uma nebulosa planetária típica é cerca de um ano de luz através de, e é constituído por gás extremamente rarefeita, com uma densidade geral de 100 a 10000 partículas por cm 3. (A atmosfera da Terra, em comparação, contém 2,5 × 10 19 partículas por cm 3.) Nebulosas planetárias jovens têm as maiores densidades, às vezes tão elevadas quanto 10 6 partículas por cm 3. Como idade nebulosas, sua expansão faz com que sua densidade a diminuir. As massas de gama nebulosas planetárias 0,1-1 massas solares.
Radiação da estrela central aquece os gases a temperaturas de cerca de 10.000 K . A temperatura do gás nas regiões centrais é geralmente muito maior do que na periferia atingindo 16,000-25,000 K. O volume na vizinhança da estrela central não é preenchido com uma muito quente (coronal) de gás que tem a temperatura de cerca de 1.000.000 K. Este gás origina a partir da superfície da estrela central sob a forma do vento estelar rápido.
Nebulae pode ser descrito como a matéria delimitada ou radiação limitada. No primeiro caso, não há matéria suficiente na nebulosa de absorver todos os fótons ultravioleta emitida pela estrela, ea nebulosa visível está totalmente ionizado. Neste último caso, não são suficientes sendo fotões UV emitidos pela estrela central para ionizar todo o gás circundante, e uma frente de ionização propaga para fora, para o envelope circunstelar neutro.
Números e distribuição
Cerca de 3000 nebulosas planetárias são agora conhecidas a existir na nossa galáxia, de 200 bilhões de estrelas. Sua vida muito curta em comparação ao total de contas de vida estelares para a sua raridade. Eles são encontrados principalmente perto do plano da Via Láctea , com a maior concentração perto do centro galáctico.
Morfologia
Apenas cerca de 20% das nebulosas planetárias são esfericamente simétrica (por exemplo, ver Abell 39). Uma grande variedade de formas existem com algumas formas muito complexas observadas. As nebulosas planetárias são classificados por diferentes autores em: estelar, disco, anel, irregular, helicoidal, bipolar, quadrupolar, e outros tipos, embora a maioria deles pertence a apenas três tipos: esférica, elíptica e bipolares. A nebulosa do último tipo mostram a concentração mais forte para o plano galáctico e seus progenitores, portanto, são relativamente jovens estrelas massivas. Por outro lado nebulosas esféricas são provavelmente produzido pelos antigos estrelas semelhantes ao Sol
A enorme variedade das formas é parcialmente o efeito de projeção a mesma nebulosa quando visto sob diferentes ângulos vai olhar de forma diferente. No entanto, a razão para a grande variedade de formas físicas não é totalmente compreendido, mas pode ser causado pelas interacções gravitacionais com estrelas companheiras se as estrelas são centrais estrelas duplas. Outra possibilidade é que os planetas interromper o fluxo de material para longe da estrela como as formas nebulosa. Foi determinado que as estrelas mais maciças nebulosas produzir mais de forma irregular. Em janeiro de 2005, os astrônomos anunciou a primeira detecção de campos magnéticos em torno das estrelas centrais de nebulosas planetárias dois, e a hipótese de que os campos pode ser parcial ou totalmente responsáveis por suas notáveis formas.
Membership em clusters
As nebulosas planetárias têm sido detectados como membros em quatro aglomerados globulares : Messier 15, Messier 22, NGC 6441 e Palomar 6. No entanto, não existe actualmente apenas um caso estabelecido de uma nebulosa planetária descoberta em um velho Hyades-idade aglomerado aberto como com base em um conjunto consistente de distâncias, reddenings e velocidades radiais. Os casos de NGC 2348 em Messier 46, e NGC 2818 no respectivo aglomerado aberto que é designado pelo mesmo nome, são frequentemente citados como exemplos de boa-fé, no entanto, eles são em vez coincidências line-of-sight concedidas as velocidades radiais entre os clusters e nebulosas planetárias são discrepantes.
Em parte devido a sua massa total pequena, os conjuntos abertos têm a coesão gravitacional relativamente pobre. Por conseguinte, os conjuntos abertos tendem a dispersar depois de um tempo relativamente curto, normalmente de 100 a 600 milhões de anos devido a influências gravitacionais externas entre outros factores. Em condições excepcionais, os conjuntos abertos podem permanecer intactas para até um bilhão de anos ou mais.
Os modelos teóricos prevêem que as nebulosas planetárias podem formar a partir estrelas de sequência principal de entre oito e um massas solares, o que coloca a sua idade em 40 milhões de anos ou mais. Embora haja algumas centenas de conhecidos aglomerados abertos dentro dessa faixa etária, uma variedade de razões limitar as chances de encontrar um membro de um conjunto aberto em uma fase de nebulosa planetária. Um desses motivos é que a fase de nebulosa planetária para estrelas mais maciças pertencentes a grupos mais jovens é da ordem de milhares de anos-um piscar de olhos em termos cósmicos.
Questões atuais em estudos nebulosa planetária
Um problema de longa data no estudo de nebulosas planetárias é que na maioria dos casos, as distâncias são muito mal determinado. Para o nebulosas planetárias mais próximo, é possível determinar as distâncias medindo a sua expansão paralaxe. Observações de alta resolução tiradas vários anos apart irá mostrar a expansão da nebulosa perpendicular à linha de visão, enquanto observações espectroscópicas do Desvio Doppler irá revelar a velocidade de expansão na linha de visão. Comparando a expansão angular com a velocidade derivada da expansão irá revelar a distância até a nebulosa.
A questão de como uma gama tão variada de formas nebulosas pode ser produzido é um tema controverso. Acredita-se que as interacções entre o material em movimento para longe da estrela a velocidades diferentes dá origem a formas mais observados. No entanto, alguns astrônomos acreditam que as estrelas centrais de casal deve ser responsável pela nebulosas planetárias mais complexa e extrema. Vários nebulosas planetárias têm sido mostrados para conter campos magnéticos fortes, algo que foi levantada a hipótese de Grigor Gurzadyan na década de 1960. Interações magnéticas com gás ionizado pode ser responsável por moldar algumas nebulosas planetárias.
Existem dois métodos de determinação da abundância de metal em nebulosas. Estes contam com diferentes tipos de linhas espectrais linhas de recombinação e linhas collisionally excitados. Grandes discrepâncias são por vezes visto entre os resultados derivados dos dois métodos. Alguns astrônomos explicar isso pela presença de pequenas flutuações de temperatura dentro nebulosas planetárias; outros reivindicam que as discrepâncias são demasiado grandes para ser explicado por efeitos de temperatura, e a hipótese da existência de nós frio contendo muito pouco hidrogénio para explicar as observações. No entanto, nenhum desses laços foram ainda observados.
