Planetārais miglājs (lodveida miglājs) — definīcija, veidošanās un cēloņi
Planetārais miglājs (lodveida miglājs) — definīcija, veidošanās un cēloņi: zvaigžņu evolūcija, divkāršas sistēmas, zvaigžņu vēji un magnētiskie lauki.
Planetārā miglāja ir no gāzes un plazmas veidota miglāja. Tās veido noteikta veida zvaigznes, kas radušās to dzīves beigu posmā. Mazos optiskajos teleskopos tās izskatās kā planētas. Salīdzinot ar zvaigznēm, tās nedzīvo ilgi, tikai vairākus desmitus tūkstošu gadu.
Kā veidojas planetārā miglāja
Normāla lieluma zvaigznes dzīves beigās, sarkanā milža fāzē, zvaigznes ārējie slāņi tiek izmesti. Šis process parasti notiek, kad zvaigzne atrodas AGB (asymptotic giant branch) fāzē: spēcīgas konvektīvās kustības un pulsācijas palīdz izvērst vielu no atmosfēras. Tā kā ārējā kārta ir zudusi, zvaigzne spoži spīd un ir ļoti karsta. Ultravioletais starojums, ko izstaro zvaigznes centrs, jonizē gāzi un plazmu, kas tika izmesta no zvaigznes. Jonizētā viela sāk izstarot raksturīgās emisijas līnijas (piemēram, [O III]), kas padara miglāju redzamu un krāsainu attēlos. Gala rezultātā veidojas redzamais, gāzveida apvalks ap karstu, blīvu zvaigznes kodolu — nākamo baltu punduri.
Formas, struktūras un to cēloņi
Lai gan dažas planētu miglājiņas izskatās līdzīgi, citām ir ļoti atšķirīgas un unikālas formas. Zinātnieki nav pārliecināti, kāpēc planetārās miglājiņas var izskatīties tik atšķirīgas viena no otras. Ir vairākas ietekmējošas sastāvdaļas, kas, visticamāk, nosaka miglāju morfoloģiju:
- Sistēmas binaritāte: divējādās zvaigznes vai tuvi kompānioni var novirzīt izmesto materiālu, izraisot spirālveida struktūras, divpolāras (bipolāras) formas vai t.s. "waist" iešaurinājumus.
- Zvaigžņu vēji: zvaigžņu vēji ar atšķirīgām ātruma komponentēm (lēnākie AGB vēji un vēlāk ātrie vējpūšļi) var saskarties un veidot šokviļņus, plaisas un sveču šūnu struktūras miglājā.
- Magnētiskie lauki: magnētiskie lauki. Tie var palīdzēt orientēt izplūdes, veidot asišķautnes vai ietekmēt plūsmas simetriju un stabilitāti.
- Rotācija, iepriekšējā materiāla sadalījums un planētu sistēmas: rotācija un iepriekšējās zvaigznes masīvas zvaigžņu planētu vai disku klātbūtne var lokalizēt vielas izgāšanos un radīt asimetrijas.
Empīriski izdala vairākus morfoloģiskus tipus: apaļas (near-spherical), eliptiskas, bipolāras (divpolāras), punktu-simetriskas un sarežģītas filamentāras struktūras. Mūsdienu observatorijas, īpaši Hubbles teleskops un zemes optiskie teleskopi ar augstu izšķirtspēju, atklājušas dziļi detalizētas iekšējās struktūras — atsperi, smalkas saites, mezglus un žuburus — kas liek domāt par daudzkomponentu procesa darbību.
Fizikālās īpašības un sastāvs
Planetārās miglājiņas parasti sastāv no ūdeņraža un hēlija, bet satur arī smagākas elementu īpatnības — piemēram, oglekli, slāpekli, skābekli un neonu — ko zvaigzne izplatījusi caur procesiem AGB fāzē. Miglāju spectra ir dominēta ar izstarošanas līnijām (piem., Hα, [O III], [N II]) — tieši šīs līnijas padara miglājus īpaši spilgtus šaurjoslas attēlos.
Raksturīgās mērogi un ātrumi: planetārie miglāji parasti stiepjas no aptuveni 0,1 līdz vairākiem parsekiem (biežāk daži desmiti tūkstošu astronomisko vienību) — praktiski runājot, tie var būt dažu desmitu līdz pāris simtu gaismas gadu diametrā. Izplešanās ātrums parasti ir no apmēram 20 līdz 40 km/s, taču dažos gadījumos konstatē ātrākas strūklas un šoko izplūdes.
Dzīves ilgums, novērošana un nozīme
Planetārās miglājiņas ir īslaicīgas — to redzamās fāzes parasti ilgst tikai vairākus desmitus tūkstošu gadu, salīdzinot ar zvaigznes kopējo dzīves ilgumu miljardos gadu. Pēc tam izplūdušā gāze izkliedējas interstellārajā telpā un bagātina vidi ar smagajiem elementiem, kas vēlāk var tikt iestrādāti turpmākās zvaigžņu un planētu veidošanās procesā.
Novērojumi: daudzas planetārās miglājiņas tiek atklātas ar šaurjoslas filtriem (piem., Hα un [O III]) un ar telescopiem, kas spēj izšķirt detaļas. Ar vienkāršiem amatieru teleskopiem daži miglāji (piemēram, Gredzenveida miglājs — M57 vai Heliksa — NGC 7293) izskatās līdzīgi nelielām diskveida struktūrām, kas arī ir pamats nosaukumam.
Terminoloģija un vēsturiska piezīme
Nosaukums "planetārā miglāja" nāk no 18.–19. gadsimta novērojumiem, kad mazos teleskopos šīs struktūras atgādināja planētu disku. 21. gadsimta sākumā daži astronomi sāka tās dēvēt par "lodveida miglām", lai nejauktu tās ar protoplanētu miglām, kas veido planētas. Tomēr termins "planetārais miglājs" joprojām ir plaši lietots zinātniskajā literatūrā un izglītībā.
Kopsavilkums: planetārās miglājiņas ir īslaicīgas, taču vizuāli iespaidīgas zvaigžņu evolūcijas stadijas — tās parāda, kā zvaigznes atdod savu materiālu apkārtējai telpai, kā arī sniedz informāciju par zvaigžņu iekšējo ķīmiju, dinamiku un mijiedarbību ar tuvākajiem pavadītājiem. To dažādās formas un struktūras turpina būt aktīvs pētījumu lauks, kurā pētnieki cenšas saprast, kuri procesi nosaka gala izskatu un attīstību.
NGC 6543, Kaķa acs miglāja
Novērojumi
Planetārās miglājiņas nav ļoti spilgtas. Neviena no tām nav pietiekami spilgta, lai to varētu saskatīt bez teleskopa. Pirmā tika atklāta Dumbelasmiglāja. Astronomi nezināja, kas ir šie objekti, līdz 1800. gadā tika veikti pirmie spektroskopiskie eksperimenti. Viljams Huginss izmantoja prizmu, lai aplūkotu galaktikas. Viņš pamanīja, ka tās ļoti līdzinās zvaigznēm.
Kad viņš paskatījās uz Kaķa acs miglāju, tā vairs neizskatījās tāda pati. Viņš ieraudzīja emisijas līniju vietā, ko neviens iepriekš nebija redzējis. Tas nozīmēja, ka tā izskatījās pēc elementa, ko neviens iepriekš nebija redzējis. Zinātnieki domāja, ka tas varētu būt jauns elements. Viņi nolēma to nosaukt par nebuliju.
Vēlāk fiziķi pierādīja, ka ir iespējams, ka gāzes ar ļoti zemu blīvumu izskatās kā kaut kas cits. Izrādījās, ka gāze, ko viņi pētīja, bija skābeklis, nevis miglājs.
Zvaigznes planetārajās miglājumos ir ļoti karstas. Tomēr tās nav ļoti spilgtas. Tas nozīmē, ka tām jābūt ļoti mazām. Vienīgā reize, kad zvaigznes kļūst tik mazas, ir tad, kad tās mirst. Tas nozīmē, ka tās ir viens no pēdējiem zvaigznes nāves posmiem. Astronomi novēroja, ka visas planetārās miglājiņas paplašinās. Tas nozīmēja, ka tās ir radušās, zvaigznes ārējiem slāņiem savas dzīves beigās izmetoties kosmosā.
NGC 7293, Spirālveida miglāja
NGC 2392, Eskimosu miglāja
Izcelsme
Zvaigznes, kuru masa pārsniedz astoņas Saules masas, kļūs par supernovām. Zvaigznes ar mazāku masu veidos planetārās miglājus. Pēc miljardiem gadu ilgas zvaigžņu evolūcijas zvaigznei vairs nebūs ūdeņraža. Tas padara zvaigznes virsmu aukstāku, bet kodolu - mazāku. Saules kodola temperatūra ir aptuveni 15 miljoni Kelvina grādu. Kad tajā beigsies ūdeņradis, mazāka kodola dēļ tā temperatūra paaugstināsies līdz aptuveni 100 miljoniem Kelvina grādu.
Zvaigznes ārējie slāņi kodola karstuma dēļ kļūst daudz lielāki un daudz vēsāki. Zvaigzne kļūst par sarkano milzi. Kodols kļūst vēl mazāks un karstāks. Kad tā temperatūra sasniedz 100 miljonus K, hēlijs sāk kausēties oglī un skābeklī. Kad tas notiek, kodols pārstāj sarauties. Dedzinoties hēlijam, drīz vien veidojas oglekļa un skābekļa kodols, kuru ieskauj gan hēlija, gan ūdeņraža apvalks.
Tā kā hēlijs kodolsintēzes reakcijās nav ļoti stabils, kodols sāk ļoti ātri augt un sarauties. Spēcīgi zvaigžņu vēji pūš gāzi un plazmu zvaigznes ārējā slānī uz āru. Šīs gāzes veido mākoni ap zvaigznes kodolu. Aizvien vairāk gāzei attālinoties no zvaigznes, aizvien dziļāki slāņi ar aizvien augstāku temperatūru tiek sūtīti ārā. Kad gāze sakarst līdz aptuveni 30 000 grādiem pēc Kelvina, tā sāk spīdēt. Tad mākonis ir kļuvis par planetāro miglāju.
Skaitļi un pozīcija
Mūsu galaktikā ir aptuveni 3000 šādu miglāju, salīdzinot ar 200 miljardiem zvaigžņu. To ļoti īsais mūžs, salīdzinot ar zvaigznēm, ir iemesls, kāpēc to nav tik daudz salīdzinājumā ar zvaigznēm. Tās galvenokārt ir sastopamas Piena Ceļa plaknē, un, jo tuvāk Piena Ceļa centram, jo vairāk to ir.
Forma
Tikai aptuveni divdesmit procenti planetāro miglāju ir sfēras (piemēram, Abell 39). Pārējām ir dažādas formas. Šādu formu iemesls nav noskaidrots. Iespējams, ka to izraisa sekundāro zvaigžņu gravitācijas vilkme (piemēram, ja tā ir divzvaigžņu sistēma). Otra teorija ir tāda, ka zvaigznes tuvumā esošās planētas varētu mainīt miglāju veidošanos. Trešā teorija ir tāda, ka formas veido magnētiskie lauki. [1].
Problēmas
Problēma, pētot planētu miglājus, ir tā, ka astronomi ne vienmēr var noteikt, cik tālu tie atrodas. Ja tās ir tuvu, astronomi izmanto tā saukto izplešanās paralaksu, lai novērtētu, cik tālu tās atrodas, taču tas prasa ilgu laiku. Ja tās nav tuvu, pagaidām nav laba veida, kā noteikt, cik tālu tās atrodas.
Saistītās lapas
- Starpzvaigžņu vide
- Miglāja
- Zvaigžņu evolūcija
- Baltais punduris
Jautājumi un atbildes
J: Kas ir planētas miglāja?
A: Planetārā miglāja ir no gāzes un plazmas veidota miglāja, kas veidojusies no noteikta veida zvaigznēm to dzīves laikā.
J: Kā izskatās planetārās miglājiņas?
A: Mazos optiskajos teleskopos tās izskatās kā planētas.
J: Cik ilgi planētas miglājiņas pastāv?
A: Salīdzinot ar zvaigznēm, tās nedzīvo ilgi, tikai vairākus desmitus tūkstošu gadu.
J: Kas notiek normāla lieluma zvaigznes dzīves beigās?
A: Zvaigznes ārējie slāņi tiek izmesti sarkanā milža fāzē.
J: Kas izraisa to, ka planētu miglājs izskatās tā, kā tas izskatās?
A: Ultravioletais starojums, ko izstaro zvaigznes centrs, jonizē gāzi un plazmu, kas tika izmesta no zvaigznes.
J: Kāpēc planetārās miglājiņas var atšķirties viena no otras?
A: Zinātnieki nav pārliecināti, kāpēc planetārās miglājiņas var atšķirties viena no otras, bet daži no iemesliem varētu būt divžvaigžņu zvaigznes, zvaigžņu vēji un magnētiskie lauki.
J: Kāpēc daži astronomi planetārās miglājus sāka dēvēt par lodveida miglājiem?
A: 21. gadsimta sākumā daži astronomi sāka tās dēvēt par "lodveida miglām", lai nesajauktu tās ar protoplanētu miglām, kas veido planētas.
Meklēt