Planetární mlhovina - Planetary nebula

A planetární mlhovina, zkráceně PN nebo množné číslo PNe, je typ emisní mlhovina skládající se z rozpínající se zářící skořápky ionizovaný plyn vystřikovaný z červený obr hvězdy pozdě v jejich životě.[2]
Termín „planetární mlhovina“ je a nesprávné pojmenování protože s tím nesouvisí planety nebo exoplanety. Termín pochází z jejich kulatého tvaru připomínajícího planetu mlhoviny pozorovali astronomové brzy dalekohledy. K prvnímu použití mohlo dojít během 80. let 17. století u anglického astronoma William Herschel který popsal tyto mlhoviny jako planety; nicméně již v lednu 1779 francouzský astronom Antoine Darquier de Pellepoix popsal ve svých pozorováních Prstencová mlhovina, „velmi slabý, ale dokonale načrtnutý; je stejně velký jako Jupiter a připomíná slábnoucí planetu“.[3][4][5]Ačkoli se moderní interpretace liší, stále se používá starý termín.
Všechny planetární mlhoviny se tvoří na konci života hvězdy střední hmoty, asi 1–8 hmot Slunce. Očekává se, že slunce na konci svého životního cyklu vytvoří planetární mlhovinu.[6] Jedná se o fenomén relativně krátkého trvání, trvající možná několik desítek tisíc let, ve srovnání s podstatně delšími fázemi hvězdná evoluce.[7] Jakmile byla veškerá atmosféra rudého obra rozptýlena, energická ultrafialový záření z obnaženého horkého světelného jádra, nazývaného jádro planetární mlhoviny (PNN), ionizuje vysunutý materiál.[2] Absorbované ultrafialové světlo poté energizuje obal mlhavého plynu kolem centrální hvězdy, což způsobí, že se bude jevit jako pestrobarevná planetární mlhovina.
Planetární mlhoviny pravděpodobně hrají v chemikálie vývoj Mléčné dráhy vyloučením elementy do mezihvězdné médium od hvězd, kde ty elementy byly vytvořeny. Planetární mlhoviny jsou pozorovány ve vzdálenějších oblastech galaxie, poskytující užitečné informace o jejich chemickém množství.
Od 90. let Hubbleův vesmírný dalekohled obrázky odhalily, že mnoho planetárních mlhovin má extrémně složité a rozmanité tvarosloví. Asi jedna pětina je zhruba sférická, ale většina není sféricky symetrická. Mechanismy, které vytvářejí tak širokou škálu tvarů a vlastností, ještě nejsou dobře pochopeny, ale binární centrální hvězdy, hvězdné větry a magnetické pole může hrát roli.
Postřehy


Objev
První objevená planetární mlhovina (i když ještě není označována jako taková) byla Mlhovina činka v souhvězdí Vulpecula. Bylo to pozorováno uživatelem Charles Messier v roce 1764 a uveden jako M27 v jeho katalog mlhavých předmětů.[8] Prvním pozorovatelům s dalekohledy s nízkým rozlišením M27 a následně objevené planetární mlhoviny připomínaly obří planety jako Uran. William Herschel, objevitel Uranu, možná vytvořil termín „planetární mlhovina“.[8][9] Avšak již v lednu 1779 francouzský astronom Antoine Darquier de Pellepoix popsal ve svých pozorováních Prstencová mlhovina, „velmi matná mlhovina, ale dokonale načrtnutá; velká jako Jupiter a vypadá jako slábnoucí planeta“.[3][4][5] Ať už je původ termínu jakýkoli, označení „planetární mlhovina“ se zakořenilo v terminologii používané astronomy ke kategorizaci těchto typů mlhovin a astronomové je používají dodnes.[10][11]
Terminologie
Skutečná povaha těchto objektů byla nejistá a Herschel si nejprve myslel, že objekty jsou hvězdy obklopené materiálem, který kondenzuje na planety, spíše než to, o čem je nyní známo, že je to důkaz mrtvých hvězd, které spalovaly jakékoli obíhající planety.[12] V roce 1782 , William Herschel objevil objekt nyní známý jako NGC 7009 („Mlhovina Saturn“), na které použil výraz „planetární mlhovina“.[13][pochybný ]
V roce 1785 Herschel napsal Jerome Lalande:
Jedná se o nebeská tělesa, o nichž zatím nemáme jasnou představu a která se možná zcela liší od těch, která známe v nebi. Už jsem našel čtyři, které mají viditelný průměr mezi 15 a 30 sekundami. Zdá se, že tato tělesa mají disk, který je spíše jako planeta, to znamená se stejným jasem všude, kulatý nebo poněkud oválný a zhruba stejně dobře definovaný jako obrys planety, světla dostatečně silného na to, aby být viditelní běžným dalekohledem pouze s jednou nohou, přesto mají jen vzhled hvězdy asi deváté velikosti.[14]
Herschel je přidělil do třídy IV svého katalogu „mlhovin“, nakonec uvedl 78 „planetárních mlhovin“, z nichž většina jsou ve skutečnosti galaxie.[15]
Spectra
Povaha planetárních mlhovin zůstala neznámá až do první spektroskopické pozorování byla provedena v polovině 19. století. Používat hranol rozptýlit jejich světlo, William Huggins byl jedním z prvních astronomů, kteří studovali optická spektra astronomických objektů.[9]
29. srpna 1864 Huggins jako první analyzoval spektrum planetární mlhoviny, když pozoroval Mlhovina Kočičí oko.[8] Jeho pozorování hvězd ukázalo, že jejich spektra sestávala z a kontinuum záření s mnoha tmavé čáry překrývá. Zjistil, že mnoho mlhavých předmětů, jako je Mlhovina Andromeda (jak se tehdy vědělo) měla spektra, která byla docela podobná. Když se však Huggins podíval na Mlhovina Kočičí oko, našel velmi odlišné spektrum. Spíše než silné kontinuum s překrývajícími se absorpčními liniemi ukázala Mlhovina Kočičí oko a další podobné objekty řadu emisní potrubí.[9] Nejjasnější z nich byl na vlnové délce 500,7nanometry, který neodpovídal linii žádného známého prvku.[16]
Nejprve se předpokládalo, že čára může být způsobena neznámým prvkem, který byl pojmenován nebulium. Podobná myšlenka vedla k objevu hélium prostřednictvím analýzy slunce spektrum v roce 1868.[8] Zatímco helium bylo izolováno na Zemi brzy po objevu ve spektru Slunce, „nebulium“ tomu tak nebylo. Na počátku 20. století Henry Norris Russell navrhl, že místo nového prvku byla čára při 500,7 nm způsobena známým prvkem v neznámých podmínkách.[8]
Fyzici ve 20. letech 20. století ukázali, že v plynu s extrémně nízkou hustotou elektrony může obsadit vzrušený metastabilní energetické hladiny v atomech a iontech, které by jinak byly de-excitovány srážkami, ke kterým by došlo při vyšších hustotách.[17] Elektronové přechody z těchto úrovní v dusík a kyslík ionty (Ó+, Ó2+ (aka Oiii), a N+) vedou k emisní linii 500,7 nm a dalším.[8] Tyto spektrální čáry, které lze vidět pouze v plynech s velmi nízkou hustotou, se nazývají zakázané linky. Spektroskopická pozorování tak ukázala, že mlhoviny byly vyrobeny z extrémně vzácného plynu.[18]

Centrální hvězdy
Centrální hvězdy planetárních mlhovin jsou velmi horké.[2] Pouze když hvězda vyčerpala většinu svého jaderného paliva, může se zhroutit na malou velikost. Planetární mlhoviny byly chápány jako závěrečná fáze roku hvězdná evoluce. Spektroskopická pozorování ukazují, že všechny planetární mlhoviny se rozšiřují. To vedlo k myšlence, že planetární mlhoviny byly způsobeny vrháním vnějších vrstev hvězdy do vesmíru na konci jejího života.[8]
Moderní pozorování
Ke konci 20. století pomohla technologická vylepšení k dalšímu studiu planetárních mlhovin.[20] Vesmírné dalekohledy umožnil astronomům studovat vlnové délky světla mimo ty, které přenáší zemská atmosféra. Infračervený a ultrafialové studie planetárních mlhovin umožnily mnohem přesnější stanovení mlhoviny teploty, hustoty a elementární hojnosti.[21][22] Zařízení spojené s nabíjením technologie umožňovala měřit mnohem slabší spektrální čáry přesně, než bylo dříve možné. Hubbleův kosmický dalekohled také ukázal, že i když se zdá, že mnoho mlhovin má při pozorování ze země jednoduché a pravidelné struktury, velmi vysoká optické rozlišení dosažitelné dalekohledy nad Atmosféra Země odhaluje extrémně složité struktury.[23][24]
Pod Spektrální klasifikace Morgan-Keenan schéma, planetární mlhoviny jsou klasifikovány jako Typ-P, i když se tento zápis v praxi používá jen zřídka.[25]
Počátky

Hvězdy větší než 8sluneční hmoty (M.⊙) pravděpodobně ukončí svůj život dramaticky supernovy exploze, zatímco planetární mlhoviny se zdánlivě vyskytují pouze na konci životů hvězd střední a nízké hmotnosti mezi 0,8 M⊙ do 8,0 mil⊙.[26] Hvězdy předků, které tvoří planetární mlhoviny, stráví většinu svého života přeměnou svých vodík do hélium v jádru hvězdy jaderná fůze asi 15 milionů K.. Tato generovaná energie vytváří vnější tlak z fúzních reakcí v jádru a vyrovnává tlaky dovnitř gravitační hvězdy.[27] Tento stav rovnováhy je znám jako hlavní sekvence, který může trvat desítky milionů až miliardy let, v závislosti na hmotnosti.
Když se zdroj vodíku v jádru začne zmenšovat, gravitace začne stlačovat jádro, což způsobí nárůst teploty na přibližně 100 milionů K.[28] Takové vyšší teploty jádra pak způsobí, že se chladnější vnější vrstvy hvězdy rozšíří a vytvoří mnohem větší červené obří hvězdy. Tato konečná fáze způsobuje dramatický nárůst hvězdné svítivosti, kdy je uvolněná energie distribuována na mnohem větší povrchovou plochu, což ve skutečnosti způsobuje, že průměrná povrchová teplota je nižší. v hvězdná evoluce termíny, hvězdy podstupující takové zvýšení svítivosti jsou známy jako asymptotické obří větve hvězd (AGB).[28] Během této fáze může hvězda ztratit 50 až 70% své celkové hmotnosti ze své hvězdný vítr.[29]
Pro masivnější asymptotické obří větve hvězdy, které tvoří planetární mlhoviny, jejichž předci přesahují asi 3M⊙, jejich jádra se budou nadále smršťovat. Když teploty dosáhnou přibližně 100 milionů K, jsou k dispozici jádra hélia pojistka do uhlík a kyslík, takže hvězda znovu obnoví energii vyzařování a dočasně zastaví kontrakci jádra. Tato nová fáze spalování helia (fúze jader helia) tvoří rostoucí vnitřní jádro inertního uhlíku a kyslíku. Nad ním je tenká skořápka hořící helium, obklopená střídavě skořápkou spalující vodík. Tato nová fáze však trvá jen asi 20 000 let, tedy velmi krátké období ve srovnání s celou životností hvězdy.
Odvzdušňování atmosféry pokračuje v nezmenšené míře do mezihvězdného prostoru, ale když vnější povrch exponovaného jádra dosáhne teplot přesahujících asi 30 000 K, je emitováno ultrafialový fotony na ionizovat vystřelená atmosféra, což způsobilo, že plyn zářil jako planetární mlhovina.[28]
Život

Poté, co hvězda projde asymptotická obří větev (AGB) fáze, začíná krátká fáze planetární mlhoviny hvězdného vývoje[20] jak plyny odfukují z centrální hvězdy rychlostí několika kilometrů za sekundu. Centrální hvězda je pozůstatkem jejího předka AGB, elektronově zdegenerovaného uhlík-kyslíkového jádra, které ztratilo většinu své vodíkové obálky v důsledku úbytku hmotnosti na AGB.[20] Jak se plyny rozpínají, centrální hvězda prochází dvoustupňovým vývojem, nejprve se zahřívá, jak se nadále smršťuje, a v plášti kolem jádra dochází k reakcím fúze vodíku a poté pomalu ochlazuje, když je vodíkový obal vyčerpán fúzí a ztrátou hmotnosti.[20] Ve druhé fázi vyzařuje energii a fúzní reakce ustávají, protože centrální hvězda není dostatečně těžká na to, aby generovala teploty jádra potřebné pro fúzi uhlíku a kyslíku.[8][20] Během první fáze si centrální hvězda udržuje konstantní svítivost,[20] zatímco zároveň roste stále tepleji a nakonec dosahuje teploty kolem 100 000 K. Ve druhé fázi se ochlazuje natolik, že nevydává dostatek ultrafialového záření k ionizaci stále vzdálenějšího oblaku plynu. Z hvězdy se stává bílý trpaslík a rozpínající se oblak plynu se pro nás stává neviditelným, čímž končí fáze evoluce planetární mlhoviny.[20] Pro typickou planetární mlhovinu asi 10 000 let[20] prochází mezi jeho vznikem a rekombinací výsledného plazma.[8]
Role v galaktickém obohacování
Planetární mlhoviny mohou hrát v galaktické evoluci velmi důležitou roli. Nově narozené hvězdy tvoří téměř úplně vodík a hélium,[31] ale jak se hvězdy vyvíjejí skrz asymptotická obří větev fáze,[32] vytvářejí těžší prvky prostřednictvím jaderná fůze které jsou nakonec vyloučeny silnými hvězdné větry.[33] Planetární mlhoviny obvykle obsahují větší podíl prvků, jako jsou uhlík, dusík a kyslík, a tyto jsou pomocí těchto silných větrů recyklovány do mezihvězdného média. Tímto způsobem planetární mlhoviny velmi obohacují mléčná dráha a jejich mlhoviny s těmito těžšími prvky - astronomy souhrnně známí jako kovy a konkrétně na ně odkazuje parametr metalicity Z.[34]
Další generace hvězd vytvořených z takových mlhovin mají také tendenci mít vyšší metalitu. Ačkoli jsou tyto kovy přítomny ve hvězdách v relativně malém množství, mají výrazné účinky na hvězdná evoluce a fúzní reakce. Když se hvězdy formovaly dříve v vesmír teoreticky obsahovaly menší množství těžších prvků.[35] Známé příklady jsou chudé na kov Obyvatelstvo II hvězdy. (Vidět Hvězdná populace.)[36][37] Identifikaci obsahu hvězdné metalicity nalezl spektroskopie.
Vlastnosti
Fyzikální vlastnosti

Typická planetární mlhovina je zhruba jedna světelný rok napříč a sestává z extrémně zředěného plynu s hustotou obecně od 100 do 10 000 částic na cm3.[38] (Atmosféra Země obsahuje pro srovnání 2,5×1019 částice na cm3.) Mladé planetární mlhoviny mají nejvyšší hustoty, někdy až 106 částice na cm3. Jak mlhoviny stárnou, jejich expanze způsobí snížení jejich hustoty. Masy planetárních mlhovin se pohybují od 0,1 do 1sluneční hmoty.[38]
Záření z centrální hvězdy ohřívá plyny na teploty asi 10 000K..[39] Teplota plynu v centrálních oblastech je obvykle mnohem vyšší než na periferii a dosahuje 16 000–25 000 K.[40] Objem v blízkosti centrální hvězdy je často naplněn velmi horkým (koronálním) plynem o teplotě asi 1 000 000 K. Tento plyn pochází z povrchu centrální hvězdy ve formě rychlého hvězdného větru.[41]
Mlhoviny lze popsat jako hmota omezená nebo záření omezeno. V prvním případě není v mlhovině dostatek hmoty k absorpci všech UV fotonů emitovaných hvězdou a viditelná mlhovina je plně ionizovaná. V posledně uvedeném případě není centrální hvězdou emitováno dostatek UV fotonů, které by ionizovaly veškerý okolní plyn, a ionizační čelo se šíří ven do okolní hvězdné obálky neutrálních atomů.[42]
Čísla a distribuce
Nyní je známo, že v naší galaxii existuje asi 3000 planetárních mlhovin,[43] z 200 miliard hvězd. Jejich velmi krátká životnost ve srovnání s celkovou hvězdnou životností odpovídá za jejich vzácnost. Vyskytují se většinou poblíž letadla mléčná dráha, s největší koncentrací poblíž galaktický střed.[44]
Morfologie
Pouze asi 20% planetárních mlhovin je sféricky symetrických (například viz Abell 39 ).[45] Existuje celá řada tvarů s některými velmi složitými formami. Planetární mlhoviny jsou rozděleny různými autory na: hvězdné, diskové, prstencové, nepravidelné, šroubovité, bipolární, čtyřnásobný,[46] a další typy,[47] ačkoli většina z nich patří pouze ke třem typům: kulovému, eliptickému a bipolárnímu. Bipolární mlhoviny jsou koncentrovány v galaktické letadlo, pravděpodobně produkovány relativně mladými masivními hvězdami předků; a bipolární v galaktická boule Zdá se, že dávají přednost orientaci svých orbitálních os rovnoběžně s galaktickou rovinou.[48] Na druhou stranu sférické mlhoviny pravděpodobně produkují staré hvězdy podobné Slunci.[41]
Obrovská rozmanitost tvarů je částečně efektem projekce - stejná mlhovina při pohledu pod různými úhly bude vypadat jinak.[49] Důvod obrovské rozmanitosti fyzických tvarů však není zcela objasněn.[47] Gravitační interakce s doprovodnými hvězdami, jsou-li centrální hvězdy dvojhvězdy může být jednou z příčin. Další možností je, že planety narušují tok materiálu od hvězdy, když se tvoří mlhovina. Bylo zjištěno, že hmotnější hvězdy produkují více nepravidelně tvarovaných mlhovin.[50] V lednu 2005 oznámili astronomové první detekci magnetických polí kolem centrálních hvězd dvou planetárních mlhovin a předpokládali, že tato pole mohou být částečně nebo zcela zodpovědná za jejich pozoruhodné tvary.[51][52]
Členství v klastrech

Planetární mlhoviny byly detekovány jako členové ve čtyřech galaktických kulové hvězdokupy: Messier 15, Messier 22, NGC 6441 a Palomar 6. Důkazy také poukazují na potenciální objev planetárních mlhovin v kulových hvězdokupách v galaxii M31.[53] V současné době však existuje pouze jeden případ planetární mlhoviny objevené v otevřený klastr to je dohodnuto nezávislými výzkumníky.[54][55][56] Tento případ se týká planetární mlhoviny PHR 1315-6555 a otevřené hvězdokupy Andrews-Lindsay 1. Členství ve hvězdokupě má PHR 1315-6555 skutečně jednu z nejpřesnějších vzdáleností stanovených pro planetární mlhovinu (tj. Řešení vzdálenosti 4%) . Případy NGC 2818 a NGC 2348 v Messier 46, vykazují neodpovídající rychlosti mezi planetárními mlhovinami a hvězdokupami, což naznačuje, že se jedná o náhody přímého pohledu.[44][57][58] Dílčí vzorek orientační případy, které mohou být potenciálně páry klastrů / PN, zahrnují Abell 8 a Bica 6,[59][60] a He 2-86 a NGC 4463.[61]
Teoretické modely předpovídají, že z nich mohou vznikat planetární mlhoviny hlavní sekvence hvězdy mezi jednou a osmi slunečními hmotami, což zvyšuje věk progenitorové hvězdy na více než 40 milionů let. Ačkoli v tomto věkovém rozmezí je známo několik stovek otevřených klastrů, šance na nalezení planetární mlhoviny v ní omezují různé důvody.[44] Z jednoho důvodu je fáze planetární mlhoviny u hmotnějších hvězd řádově tisíce let, což je z kosmického hlediska mrknutí oka. Také částečně kvůli své malé celkové hmotnosti mají otevřené shluky relativně špatnou gravitační soudržnost a mají tendenci se rozptýlit po relativně krátké době, obvykle od 100 do 600 milionů let.[62]
Aktuální problémy studií planetárních mlhovin


Vzdálenosti k planetárním mlhovinám jsou obecně špatně určeny.[64] Je možné určit vzdálenosti k nejbližší planetární mlhovině měřením jejich rychlostí expanze. Pozorování s vysokým rozlišením pořízená s odstupem několika let ukážou expanzi mlhoviny kolmo k linii pohledu, zatímco spektroskopická pozorování Dopplerův posun odhalí rychlost expanze v zorném poli. Porovnáním úhlové expanze s odvozenou rychlostí expanze se odhalí vzdálenost k mlhovině.[23]
Otázka, jak lze vyrobit tak rozmanitou škálu tvarů mlhovin, je diskutabilním tématem. Předpokládá se, že interakce mezi materiálem pohybujícím se od hvězdy různými rychlostmi vede k většině pozorovaných tvarů.[47] Někteří astronomové však předpokládají, že blízké binární centrální hvězdy mohou být zodpovědné za složitější a extrémnější planetární mlhoviny.[65] U několika bylo prokázáno, že vykazují silná magnetická pole,[66] a jejich interakce s ionizovaným plynem by mohly vysvětlit některé tvary planetárních mlhovin.[52]
Existují dvě hlavní metody stanovení hojnost kovů v mlhovinách. Ty se spoléhají na rekombinační linie a kolizně vzrušené linie. Mezi výsledky odvozenými z těchto dvou metod jsou někdy patrné velké nesrovnalosti. To lze vysvětlit přítomností malých teplotních výkyvů v planetárních mlhovinách. Rozdíly mohou být příliš velké na to, aby byly způsobeny teplotními vlivy, a někteří předpokládají existenci studených uzlů obsahujících velmi málo vodíku, aby vysvětlili pozorování. Tyto uzly je však ještě třeba dodržet.[67]
Viz také
- Asymptotická obří větev
- Kosmický distanční žebřík
- Oblast rychlé emise s nízkou ionizací
- Zbytek Nova
- Hvězda PG 1159 (předgeneruje)
- Protoplanetární mlhovina
- Zbytek supernovy
- Bílý trpaslík
- Seznam planetárních mlhovin
Reference
Citace
- ^ Miszalski a kol. 2011
- ^ A b C Frankowski & Soker 2009, str. 654–8
- ^ A b Darquier, A. (1777). Astronomická pozorování, faites à Toulouse (Astronomická pozorování, vyrobená v Toulouse). Avignon: J. Aubert; (a Paříž: Laporte atd.).
- ^ A b Olson, Don; Caglieris, Giovanni Maria (červen 2017). „Kdo objevil prstenovou mlhovinu?“. Sky & Telescope. s. 32–37.
- ^ A b Wolfgang Steinicke. „Antoine Darquier de Pellepoix“. Citováno 9. června 2018.
- ^ „Slunce vyprodukuje nádhernou planetární mlhovinu, až zemře“. Citováno 30. března 2020.
- ^ Vznikají po fázi rudého obra, kdy byla většina vnějších vrstev hvězdy silně vypuzena hvězdné větry Frew & Parker 2010, s. 129–148
- ^ A b C d E F G h i Kwok 2000, s. 1–7
- ^ A b C Moore 2007, str. 279–80
- ^ SEDS 2013
- ^ Hubblesite.org 1997
- ^ Malin, David (1993), Pohled na vesmír, Cambridge, Massachusetts: Sky Publishing Corporation, str. 168, ISBN 978-0876541012
- ^ Hoskin, Michael (2014). „William Herschel a planetární mlhoviny“. Časopis pro historii astronomie. 45 (2): 209–225. Bibcode:2014JHA .... 45..209H. doi:10.1177/002182861404500205. S2CID 122897343.
- ^ Citováno v Hoskin, Michael (2014). „William Herschel a planetární mlhoviny“. Časopis pro historii astronomie. 45 (2): 209–225. Bibcode:2014JHA .... 45..209H. doi:10.1177/002182861404500205. S2CID 122897343.
- ^ str. 16 palců Mullaney, James (2007). Herschel objekty a jak je pozorovat. Průvodci pro pozorování astronomů. Bibcode:2007hoho.book ..... M. doi:10.1007/978-0-387-68125-2. ISBN 978-0-387-68124-5.
- ^ Huggins & Miller 1864, str. 437–44
- ^ Bowen 1927, str. 295–7
- ^ Gurzadyan 1997
- ^ „Planetární mlhovina rozdělena“. Citováno 21. prosince 2015.
- ^ A b C d E F G h Kwok 2005, str. 271–8
- ^ Hora a kol. 2004, str. 296–301
- ^ Kwok a kol. 2006, str. 445–6
- ^ A b Reed a kol. 1999, str. 2430–41
- ^ Aller & Hyung 2003, str. 15
- ^ Krause 1961, str. 187
- ^ Maciel, Costa & Idiart 2009, s. 127–37
- ^ Harpaz 1994, str. 55–80
- ^ A b C Harpaz 1994, str. 99–112
- ^ Wood, P. R .; Olivier, E. A .; Kawaler, S. D. (2004). "Dlouhá sekundární období v pulzujících asymptotických obřích hvězdách: vyšetřování jejich původu". Astrofyzikální deník. 604 (2): 800. Bibcode:2004ApJ ... 604..800W. doi:10.1086/382123.
- ^ „Hubble nabízí oslnivý náhrdelník“. Obrázek týdne. ESA / Hubble. Citováno 18. srpna 2011.
- ^ W. Sutherland (26. března 2013). „Galaxie. Kapitola 4. Galaktická chemická evoluce“ (PDF). Citováno 13. ledna 2015.[trvalý mrtvý odkaz ]
- ^ Sackmann, I. -J .; Boothroyd, A. I .; Kraemer, K. E. (1993). „Naše Slunce III. Současnost a budoucnost“. Astrofyzikální deník. 418: 457. Bibcode:1993ApJ ... 418..457S. doi:10.1086/173407.
- ^ Castor, J .; McCray, R .; Weaver, R. (1975). "Mezihvězdné bubliny". Astrofyzikální deníkové dopisy. 200: L107 – L110. Bibcode:1975ApJ ... 200L.107C. doi:10.1086/181908.
- ^ Kwok 2000, str. 199–207
- ^ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1. října 2013). "Modelování znečištění nedotknutelného plynu v raném vesmíru". Astrofyzikální deník. 775 (2): 111. arXiv:1306.4663. Bibcode:2013ApJ ... 775..111P. doi:10.1088 / 0004-637X / 775/2/111. S2CID 119233184.
- ^ Marochnik, Shukurov a Yastrzhembsky 1996, s. 6–10
- ^ Gregory, Stephen A .; Michael Zeilik (1998). Úvodní astronomie a astrofyzika (4. vyd.). Fort Worth [u.a.]: Saunders College Publ. str. 322. ISBN 0-03-006228-4.
- ^ A b Osterbrock & Ferland 2005, str. 10
- ^ Gurzadyan 1997, str. 238
- ^ Gurzadyan 1997, s. 130–7
- ^ A b Osterbrock & Ferland 2005, s. 261–2
- ^ Osterbrock & Ferland 2005, str. 207
- ^ Parker a kol. 2006, str. 79–94
- ^ A b C Majaess, Turner & Lane 2007, str. 1349–1360
- ^ Jacoby, Ferland & Korista 2001, str. 272–86
- ^ Kwok & Su 2005, str. L49–52
- ^ A b C Kwok 2000, str. 89–96
- ^ Rees & Zijlstra 2013
- ^ Chen, Z; A. Frank; E. G. Blackman; J. Nordhaus; J. Carroll-Nellenback (2017). "Hromadný přenos a tvorba disku v binárních systémech AGB". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 468 (4): 4465. arXiv:1702.06160. Bibcode:2017MNRAS.468.4465C. doi:10.1093 / mnras / stx680. S2CID 119073723.
- ^ Morris 1990, str. 526–30
- ^ SpaceDaily Express 2005
- ^ A b Jordan, Werner & O'Toole 2005, str. 273–9
- ^ Jacoby, George H .; Ciardullo, Robin; De Marco, Orsola; Lee, Myung Gyoon; Herrmann, Kimberly A .; Hwang, Ho Seong; Kaplan, Evan; Davies, James E., (2013). Průzkum planetárních mlhovin v kulových hvězdokupách M31, ApJ, 769, 1
- ^ Frew, David J. (2008). Planetární mlhoviny ve slunečním okolí: statistika, měřítko vzdálenosti a funkce světelnosti, Disertační práce, katedra fyziky, Macquarie University, Sydney, Austrálie
- ^ Parker 2011, str. 1835–1844
- ^ Majaess, D .; Carraro, G .; Moni Bidin, C .; Bonatto, C .; Turner, D .; Moyano, M .; Berdnikov, L .; Giorgi, E., (2014). Na klíčové hvězdokupě Andrews-Lindsay 1 a řešení vzdálenosti 4% pro její planetární mlhovinu, A&A, 567
- ^ Kiss a kol. 2008, str. 399–404
- ^ Mermilliod et al. 2001, str. 30–9
- ^ Bonatto, C .; Bica, E .; Santos, J. F. C., (2008). Objev otevřené hvězdokupy s možnou fyzickou asociací s planetární mlhovinou, MNRAS, 386, 1
- ^ Turner, D. G .; Rosvick, J. M .; Balam, D. D .; Henden, A. A .; Majaess, D. J .; Lane, D. J. (2011). Nové výsledky pro otevřenou hvězdokupu Bica 6 a její přidruženou planetární mlhovinu Abell 8, PASP, 123, 909
- ^ Moni Bidin, C .; Majaess, D .; Bonatto, C .; Mauro, F .; Turner, D .; Geisler, D .; Chené, A.-N .; Gormaz-Matamala, A. C .; Borissova, J .; Kurtev, R. G .; Minniti, D .; Carraro, G .; Gieren, W. (2014). Zkoumání potenciálních párů planetárních mlhovin / kup, A&A, 561
- ^ Allison 2006, s. 56–8
- ^ „Kosmické postřikovače vysvětleny“. Tisková zpráva ESO. Citováno 13. února 2013.
- ^ R. Gathier. „Vzdálenosti k planetárním mlhovinám“ (PDF). ESO Messenger. Citováno 31. května 2014.
- ^ Soker 2002, str. 481–6
- ^ Gurzadyan 1997, str. 424
- ^ Liu a kol. 2000, str. 585–587
Citované zdroje
- Aller, Lawrence H .; Hyung, Siek (2003). „Historické poznámky ke spektroskopické analýze planetárních mlhovin (pozvaná recenze)“. V Kwoku, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph (eds.). Planetární mlhoviny: jejich vývoj a role ve vesmíru, sborník z 209. sympozia Mezinárodní astronomické unie, které se konalo v australské Canbeře 19. – 23. Listopadu 2001. Planetární mlhoviny: jejich vývoj a role ve vesmíru. 209. Astronomická společnost Pacifiku. str. 15. Bibcode:2003IAUS..209 ... 15A.
- Allison, Mark (2006), Hvězdokupy a jak je pozorovat, Birkhäuser, str. 56–8, ISBN 978-1-84628-190-7
- Bowen, I. S. (říjen 1927), „Původ hlavních mlhovin“, Publikace Astronomické společnosti Pacifiku, 39 (231): 295–7, Bibcode:1927PASP ... 39..295B, doi:10.1086/123745
- Frankowski, Adam; Soker, Noam (listopad 2009), „Velmi pozdní tepelné impulsy ovlivněné narůstáním v planetárních mlhovinách“, Nová astronomie, 14 (8): 654–8, arXiv:0903.3364, Bibcode:2009NewA ... 14..654F, doi:10.1016 / j.newast.2009.03.006, S2CID 17128522,
Planetární mlhovina (PN) je rozpínající se ionizovaný cirkumstelární mrak, který byl vyhozen během fáze asymptotické obrovské větve (AGB) hvězdného předka.
- Frew, David J .; Parker, Quentin A. (květen 2010), "Planetární mlhoviny: Pozorovací vlastnosti, mimiky a diagnostika", Publikace Astronomické společnosti Austrálie, 27 (2): 129–148, arXiv:1002.1525, Bibcode:2010PASA ... 27..129F, doi:10.1071 / AS09040, S2CID 59429975
- Gurzadyan, Grigor A. (1997), Fyzika a dynamika planetárních mlhovin Springer, ISBN 978-3-540-60965-0
- Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution, A K Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6
- Hora, Joseph L .; Latter, William B .; Allen, Lori E .; Marengo, Massimo; Deutsch, Lynne K .; Pipher, Judith L. (září 2004), „Infračervená kamera (IRAC) - pozorování planetárních mlhovin“ (PDF), Astrophysical Journal Supplement Series, 154 (1): 296–301, Bibcode:2004ApJS..154..296H, doi:10.1086/422820
- Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars, Hubblesite.org - Space Telescope Science Institute (STScI) pro NASA, 17. prosince 1997, archivovány z originál dne 12. června 2018, vyvoláno 10. června 2018
- Huggins, W .; Miller, W. A. (1864), „O spektru některých mlhovin“, Filozofické transakce Královské společnosti v Londýně, 154: 437–44, Bibcode:1864RSPT..154..437H, doi:10.1098 / rstl.1864.0013
- Jacoby, Georgi. H .; Ferland, Gary. J .; Korista, Kirk T. (2001), „Planetární mlhovina A39: Pozorovací měřítko pro numerické modelování fotoionizovaných plazmat“, Astrofyzikální deník, 560 (1): 272–86, Bibcode:2001ApJ ... 560..272J, doi:10.1086/322489
- Jordan, S .; Werner, K .; O'Toole, S. J. (březen 2005), „Objev magnetických polí v centrálních hvězdách planetárních mlhovin“, Astronomie a astrofyzika, 432 (1): 273–9, arXiv:astro-ph / 0501040, Bibcode:2005A & A ... 432..273J, doi:10.1051/0004-6361:20041993, S2CID 119361869
- Kiss, L. L .; Szabó, Gy. M .; Balog, Z .; Parker, Q. A .; Frew, D. J. (listopad 2008), „Radiální rychlosti AAOmega vylučují současné členství v planetární mlhovině NGC 2438 v otevřené hvězdokupě M46“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 391 (1): 399–404, arXiv:0809.0327, Bibcode:2008MNRAS.391..399K, doi:10.1111 / j.1365-2966.2008.13899.x, S2CID 15207860
- Krause, Arthur (1961), Astronomie, Oliver a Boyd, s. 187
- Kwok, Sun (2000), Vznik a vývoj planetárních mlhovin, Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8 (Kapitola 1 je ke stažení tady.)
- Kwok, slunce (Červen 2005), „Planetární mlhoviny: Nové výzvy v 21. století“, Časopis Korejské astronomické společnosti, 38 (2): 271–8, Bibcode:2005JKAS ... 38..271K, doi:10.5303 / JKAS.2005.38.2.271
- Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. (prosinec 2005), „Objev několika koaxiálních prstenců v kvadrupolární planetární mlhovině NGC 6881“, Astrofyzikální deník, 635 (1): L49–52, Bibcode:2005ApJ ... 635L..49K, doi:10.1086/499332,
Uvádíme objev několika dvojrozměrných prstenců v kvadrupolární planetární mlhovině NGC 6881. V bipolárních lalocích jsou vidět až čtyři páry prstenů a tři prstence v centrálním torusu. Zatímco prstence v lalocích mají stejnou osu jako jeden pár bipolárních laloků, vnitřní prstence jsou vyrovnány s druhým párem. Tyto dva páry bipolárních laloků budou pravděpodobně vyřezány dvěma samostatnými vysokorychlostními odtoky z okolního materiálu, který zbyl z větru asymptotické obrovské větve (AGB). Dvojrozměrné prstence mohou být výsledkem dynamických nestabilit nebo důsledkem rychlého odtoku interagujícího se zbytky diskrétních okolních hvězdných skořápek.
- Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, M. J .; Méndez, R. H. (eds.), „Planetární mlhoviny v průzkumu GLIMPSE“, Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium # 234Planetární mlhoviny v naší galaxii a dále, Cambridge: Cambridge University Press, 2 (S234): 445–6, Bibcode:2006IAUS..234..445K, doi:10.1017 / S1743921306003668,
Planetární mlhoviny (PN) mají vysoký obsah prachu a v infračervené oblasti silně vyzařují. U mladých PN představuje složka prachu ∼ 1/3 z celkového energetického výdeje mlhovin (Zhang & Kwok 1991). Typické barevné teploty PN jsou mezi 100 a 200 K a při λ> 5 μm začíná převládat prach nad vázanou emisí z ionizované složky. Přestože jsou PN tradičně objevovány zkoumáním fotografických desek nebo průzkumy Hα, PN lze identifikovat také v infračervených průzkumech hledáním červených objektů s rostoucím spektrem mezi 4–10 μm.
- Liu, X.-W .; Storey, P. J .; Barlow, M. J .; Danziger, I. J .; Cohen, M .; Bryce, M. (březen 2000), „NGC 6153: planetární mlhovina bohatá na superkovy?“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 312 (3): 585–628, Bibcode:2000MNRAS.312..585L, doi:10.1046 / j.1365-8711.2000.03167.x
- Maciel, W. J .; Costa, R. D. D .; Idiart, T. E. P. (říjen 2009), „Planetární mlhoviny a chemický vývoj Magellanova mraků“, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 45: 127–37, arXiv:0904.2549, Bibcode:2009RMxAA..45..127M,
Tyto objekty produkují hvězdy s nízkou a střední hmotností, přičemž hmotnost hlavních sekvencí je zhruba mezi 0,8 a 8 M⊙a představují přiměřeně vysoký věk a šíření metalicity.
- Majaess, D. J .; Turner, D .; Lane, D. (prosinec 2007), „Hledání možných asociací mezi planetárními mlhovinami a otevřenými hvězdokupami“, Publikace Astronomické společnosti Pacifiku, 119 (862): 1349–60, arXiv:0710.2900, Bibcode:2007PASP..119.1349M, doi:10.1086/524414, S2CID 18640979
- Marochnik, L.S .; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996), „Kapitola 19: Chemické množství“, Mléčná dráha, Taylor & Francis, s. 6–10, ISBN 978-2-88124-931-0
- Mermilliod, J.-C .; Clariá, J. J .; Andersen, J .; Piatti, A.E .; Mayor, M. (srpen 2001), „Rudí obři v otevřených klastrech. IX. NGC 2324, 2818, 3960 a 6259“, Astronomie a astrofyzika, 375 (1): 30–9, Bibcode:2001 A & A ... 375 ... 30 mil, CiteSeerX 10.1.1.30.7545, doi:10.1051/0004-6361:20010845
- Miszalski, B .; Jones, D .; Rodríguez-Gil, P .; Boffin, H. M. J .; Corradi, R. L. M .; Santander-García, M. (2011), „Objev blízkých dvojhvězdných centrálních hvězd v planetárních mlhovinách NGC 6326 a NGC 6778“, Astronomie a astrofyzika, 531: A158, arXiv:1105.5731, Bibcode:2011A & A ... 531A.158M, doi:10.1051/0004-6361/201117084, S2CID 15010950
- Moore, S. L. (říjen 2007), „Pozorování mlhoviny Kočičí oko“, Journal of the British Astronomical Association, 117 (5): 279–80, Bibcode:2007JBAA..117R.279M
- Morris, M. (1990), „Bipolární asymetrie při hromadném odtoku hvězd v přechodu“, Mennessier, M.O .; Omont, Alain (eds.), Od Miry po planetární mlhoviny: jakou cestu k hvězdné evoluci?, Montpellier, Francie, 4. – 7. Září 1989 Astrofyzikální setkání IAP: Atlantica Séguier Frontières, s. 526–30, ISBN 978-2-86332-077-8CS1 maint: umístění (odkaz)
- Osterbrock, Donald E .; Ferland, G. J. (2005), Ferland, G. J. (ed.), Astrofyzika plynných mlhovin a aktivních galaktických jader, University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
- Parker, Quentin A .; Acker, A .; Frew, D. J .; Hartley, M .; Peyaud, A. E. J .; Ochsenbein, F .; Phillipps, S .; Russeil, D .; Beaulieu, S. F .; Cohen, M .; Köppen, J .; Miszalski, B .; Morgan, D. H .; Morris, R. A. H .; Pierce, M. J .; Vaughan, A. E. (listopad 2006), „The Macquarie / AAO / Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalog: MASH“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 373 (1): 79–94, Bibcode:2006MNRAS.373 ... 79P, doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10950.x
- Parker, Quentin A .; Frew, David J .; Miszalski, B .; Kovačevič, Anna V .; Frinchaboy, Peter .; Dobbie, Paul D .; Köppen, J. (květen 2011), „PHR 1315–6555: Bipolární planetární mlhovina v kompaktní otevřené kupě Hyades-age ESO 96-SC04“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 413 (3): 1835–1844, arXiv:1101.3814, Bibcode:2011MNRAS.413.1835P, doi:10.1111 / j.1365-2966.2011.18259.x, S2CID 16164749
- Reed, Darren S .; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R .; Klayton, Tracy L .; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant (listopad 1999), „Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution“, Astronomický deník, 118 (5): 2430–41, arXiv:astro-ph / 9907313, Bibcode:1999AJ .... 118.2430R, doi:10.1086/301091, S2CID 14746840
- Soker, Noam (únor 2002), „Proč je každá bipolární planetární mlhovina jedinečná'", Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 330 (2): 481–6, arXiv:astro-ph / 0107554, Bibcode:2002MNRAS.330..481S, doi:10.1046 / j.1365-8711.2002.05105.x, S2CID 16616082
- První detekce magnetických polí v centrálních hvězdách čtyř planetárních mlhovin, SpaceDaily Express, 6. ledna 2005, vyvoláno 18. října 2009,
Zdroj: Journal Astronomy & Astrophysics
- Rees, B .; Zijlstra, A.A. (Červenec 2013), „Zarovnání vektorů momentu hybnosti planetárních mlhovin v galaktické bouli“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 435 (2): 975–991, arXiv:1307.5711, Bibcode:2013MNRAS.435..975R, doi:10.1093 / mnras / stt1300, S2CID 118414177
- Planetární mlhoviny, SEDS, 9. září 2013, vyvoláno 2013-11-10
Další čtení
- Iliadis, Christian (2007), Jaderná fyzika hvězd. Učebnice fyziky, Wiley-VCH, s. 18, 439–42, ISBN 978-3-527-40602-9
- Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (ed.), „Tepelné pulsy a tvorba skořápek planetární mlhoviny“, Sborník 131. sympozia IAU, 131: 391–400, Bibcode:1989IAUS..131..391R
externí odkazy
- Vstup do encyklopedie astrobiologie, astronomie a kosmických letů
- Tisková zpráva o nedávných pozorováních mlhoviny Kočičí oko
- Planetární mlhoviny Stránky SEDS Messier
- První detekce magnetických polí v centrálních hvězdách čtyř planetárních mlhovin
- Planetární mlhoviny - informace a amatérská pozorování
- Planetární mlhovina na arxiv.org