Planetarna meglica
Iz Wikipedije, proste enciklopedije
.jpg)
Planetárna meglíca ali planétna meglíca je astronomsko telo, ki ga tvori približno okrogla sevajoča lupina plina, nastala iz določenih tipov zvezd, na koncu svojih življenj.
Vsebina |
[uredi] Opazovanja
Planetarne meglice so šibka telesa in nobena ni vidna s prostim očesom.
Prva odkrita planetarna meglica je bila Ročka v ozvezdju Lisičke. Leta 1764 jo je opazoval Messier in jo v svojem katalogu zabeležil kot M27. Za zgodnejše opazovalce z manj ločljivimi daljnogledi je bila M27, in kasneje odkrite planetarne meglice, podobna planetom plinskim velikanom. William Herschel, odkritelj Urana, je zanje skoval izraz 'planetarne meglice', čeprav, kakor vemo sedaj, niso nikakor povezane s planeti.
Narava planetarnih meglic ni bila znana vse do sredine 19. stoletja, ko so začeli z opazovanjem s pomočjo astronomske spektroskopije. Na ta način so ugotovili, da ta telesa vsebujejo zelo razredčen plin. Pravo mesto planetarnih meglic v razvoju zvezd orjakinj pa so našli šele v 50. letih. Huggins je med prvimi raziskoval svetlobni spekter astronomskih teles s pomočjo prizme, ki razprši njihovo svetlobo. Njegova opazovanja zvezd so pokazala, da je v zvezdnih spektrih veliko temnih črt. Kasneje je ugotovil da ima veliko megličastih teles, kot je na primer Andromedina meglica (kakor so galaksijo tedaj imenovali), podoben spekter. Te meglice so se kasneje izkazala za galaksije.
Pri opazovanju meglice Mačje oko je ugotovil različen spekter. Namesto absorpcijskih črt so Mačje oko in druga telesa kazale le majhno število emisijskih črt. Najsvetlejša je bila pri valovni dolžini 500,7 nanometrov, kar ni odgovarjalo nobenemu tedaj znanemu elementu.[1] Najprej so predpostavili, da črta odgovarja neznanemu elementu, ki so ga imenovali nebulij. Podobna zamisel je vodila do odkritja helija prek analize Sončevega spektra leta 1868.
Helij so na Zemlji kmalu po odkritju iz Sončevega spektra izolirali, elemnta nebulija pa ne. Zgodaj v 20. stoletju je Russell predlagal da ne gre morda za nov element, ampak črto pri 500,7 nm morda povzroča kak znan element v nevsakdanjih pogojih.
Fiziki so v 1920-tih ugotovili da lahko v plinu pri zelo nizkih gostotah elektroni v atomih in ionih zasedejo vzbujene metastabilne energijske nivoje, pri višjih gostotah pa se atomi zaradi trkov vrnejo v nevzbujena stanja.[2] Prehodi elektronov s teh nivojem v kisikovem ionu (O2+ ali OIII) povzročajo črte pri 500,7 nm. Te črte, ki jih je moč videti le pri zelo razredčenem plinu, imenujejo prepovedane črte. Spektroskopska opazovanja so tako pokazala, da so meglice sestavljene iz zelo razredčenega plina.[3]
Zvzde planetarnih meglic so zelo vroče. Njihov izsev pa je majhen, kar pomeni, da morajo biti zelo majhne. Zvezda se lahko sesede na tako majhno velikost le kadar porabi vse svoje jedrsko gorivo. Planetarne meglice so pokazale na končno stopnjo evolucije zvezd. Spektroskopska opazovanja kažejo da se vse planetarne meglice širijo in tako se je tudi razvila razlaga, da planetarna meglica nastane, ko zvezda pri koncu svojega življenja odvrže svoje zunanje sloje.
Danes je v raziskovanju planetarnih meglic še vedno veliko nasprotujočih si zaključkov. Eden od njih je potek pri katerem se planetarne meglice oblikujejo. Veliko je še nejasnosti tudi o tem koliko ogljika, dušika in kisika vsebujejo. Pri opazovanju planetarnih meglic si pomagajo s sodobnimi inštrumenti in napravami kot je Hubblov vesoljski daljnogled. Poleg tega so za razumevanje njihovih značilnosti pomembna tudi spektroskopska opazovanja z Zemlje in iz vesoljskega prostora.
[uredi] Značilnosti
[uredi] Fizikalne značilnosti
Premer tipične planetarne meglice je približno eno svetlobno leto. Sestavlja jo zelo razredčen plin, z gostoto okoli 1000 delcev na cm³, kar je približno 1024-krat manj kot je Zemljino ozračje. V središču meglice leži vroča zvezda, ki segreva pline do temperature 10.000 K.
[uredi] Število in porazdelitev
V naši Galaksiji poznamo okoli tisoč planetarnih meglic. Ležijo večinoma blizu galaktične ravnine, največ pa blizu galaktičnega jedra. Zelo redko ležijo v zvezdni kopici, saj poznamo le enega ali dva takšna primera.
[uredi] Morfologija
V splošnem so planetarne meglice simetrične in približno okrogle. Obstajajo pa tudi v zelo različnih oblikah, nekatere imajo celo zelo zapletene oblike. Približno 10% planetarnih meglic je močno dvopolnih, veliko manj pa je nesimetričnih. Ena je celo kvadratne oblike. Razloga za tako raznolikost oblik še ne poznamo v celoti, vendar jih lahko povzročajo vzajemni vplivi gravitacije spremljevalne zvezde, če je središčna zvezda dvojna. Druga možnost je, da planeti pri nastanku meglice prekinjajo prenos snovi od zvezde.
Planetarne meglice velikokrat razvrščajo in označujejo na podlagi razvrstitve Voroncov-Veljaminova:
- 1 - točkovni zvezdni videz
- 2 - gladek kolut (a, proti središču, b, enakomerno osvetljen, c, sledi obroča)
- 3 - nepravilni kolut (a, zelo nepravilno osvetljen, b, sledi obroča)
- 4 - obročasta zgradba
- 5 - nepravilna oblika, podobna obliki difuzne meglice
- 6 - nenavadna oblika
Še bolj razvejane oblike se označujejo s kombinacijami: 2a(6), 3a+2, 3+6, 4+3, ipd.
[uredi] Izvor
Naše Sonce je dokaj povprečna zvezda in le majhno število zvezd ima podobno maso. Zvezde z nekaj Sončevimi masami bodo končale v eksploziji supernove, pri večini zvezd pa se tvori planetarna meglica.
V tipični zvezdi z maso manj kot dvema Sončevima masama se v njenem jedru zaradi jedrskega zlivanja večino časa vodik pretvarja v helij. Tako sproščena energija preprečuje, da bi se zvezda zaradi lastne gravitacije sesedla.
Po več milijardah let zvezda potroši svoje zaloge vodika in njeno jedro ne more več vzdržavati dovolj energije za gravitacijski privlak zunanjih plasti. Zaradi tega se jedro skrči in še bolj segreje, ter na koncu doseže temperature, pri katerih se začne zlivati še helij. Zunanje plasti se pri tem zaradi visokih temperatur zelo razširijo, zvezda pa postane rdeča orjakinja. Zlivanje helija je temperaturno zelo občutljivo (razmerje reakcij se spreminja v obsegu T40) in tako je zvezda zelo nestabilna. Velikansko drhteče utripanje zvezde sčasoma izvrže njene zunanje plasti s hitrostjo 10 do 30 km/s.
Izvrženi plini okoli golega zvezdinega jedra tvorijo oblak snovi. Središčna zvezda je zelo vroča, s temperaturo do 200.000 K. Izseva ogromne količine ultravijolične svetlobe, ki ionizira oblak, ta pa začne svetiti v močnih barvah, ki se spreminjajo od znotraj navzven. Oblak tako postane planetarna meglica. Planetarne meglice tako po sodobnem pogledu predstavljajo razvojno stopnjo rdečih orjakinj.
[uredi] Življenjska doba
Plini planetarne meglice se od središčne zvezde ločujejo s hitrostmi nekaj kilometrov na sekundo. Istočasno, ko se plini razširjajo, se središčna zvezda hladi, ker seva svojo energijo. Na koncu se bo ohladila tako močno in njeno ultravijolično sevanje bo prešibko za ionizacijo oddaljenega plinskega oblaka.
Planetarne meglice so na vesoljski časovni lestvici izredno kratkožive, saj se plini širijo na vse strani v Vesolje in se tako počasi redčijo in v nekaj 10.000 ali manj letih porazgubijo.
[uredi] Pomen pri razvoju galaksij
Planetarne meglice so pri razvoju galaksij zelo pomembne. Zgodnje Vesolje je bilo sestavljeno skoraj v celoti iz vodika in helija, zvezde pa z jedrskim zlitjem tvorijo težje elemente. Plini planetarnih meglic vsebujejo veliko elementov kot so ogljik, dušik in kisik. Ko se plini mešajo z medzvezdno snovjo, jo obagatujejo s temi težjimi elementi.
Naslednje generacije zvezd bodo tako imele večjo začetno količino težjih elementov. Čeprav bodo težji elementi predstavljali izredno majhen delež snovi, bodo imeli izrazit vpliv na njihov razvoj. Zvezde, ki so nastale zelo zgodaj v Vesolju, vsebujejo majhno količino težkih elementov in predstavljajo »zvezde populacije II«, mlajše zvezde z večjim deležem težjih elementov, pa so »zvezde populacije I«.
[uredi] Izbrane znane planetarne meglice
Najbolj znana planetarna meglica je verjetno Obročasta meglica v ozvezdju Lire, oddaljena 2.800 svetlobnih let. Ena od najbližjih planetarnih meglic, oddaljena vsega 470 sv.l., je Vijačnica v Vodnarju. Zelo znani sta tudi Eskim v Dvojčkih in Mačje oko v Zmaju.
[uredi] Opombe
- ^ Huggins W., Miller W.A. (1864). On the Spectra of some of the Nebulae, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 154, 437
- ^ Bowen, I.S. (1927). The Origin of the Chief Nebular Lines, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 39, 295
- ^ Gurzadyan, G.A. (1997), The Physics and dynamics of planetary nebulae, Springer; ISBN 978-3-540-60965-0
[uredi] Glej tudi
[uredi] Zunanje povezave
- Objava podatkov Meglice Mačje oko z zgornjo sliko: http://chandra.harvard.edu/photo/cycle1/1220/index.html
- Planetarne meglice, Strani Messierovih objektov SEDS (v angleščini)
