Планетарные туманности

Название «планетарная туманность» взято из описания этих объектов, сделанного Уильямом Гершелем в конце XVIII века. Английскому астроному запомнились планетарные диски, которые он наблюдал в маленький телескоп. И хотя сегодня мы знаем, что планетарные туманности в буквальном смысле этих слов — это совсем другие объекты, исторически сложилось так, что это название закрепилось за описываемыми объектами.

Происхождение. По теории звездной эволюции планетарные туманности находятся в промежуточной фазе между красными звездами и белыми карликами. Звезды с малой массой проходят эти фазы, когда у них израсходовано «ядерное горючее», которое долгое время удерживало их в главной последовательности.
В фазе красных гигантов звезда крайне нестабильна, ее ядро пытается вступить в новую ядерную реакцию. И наоборот, теплота, образовавшаяся в сжимаемом ядре, рвется к поверхностным слоям, где распространяется, частично уходя в космос. Если эта утечка происходит как единичное событие, данная исторгнутая материя (равная примерно 0,1—0,2 солнечной массы) образует сферическую оболочку вокруг ядра звезды — планетарную туманность.
Считается, что только в нашей Галактике существует 10 000—100 000 планетарных туманностей, на сегодняшний день наблюдалось и было занесено в каталоги более 1500. Кроме того, что планетарные туманности очень красивы при наблюдении, они еще сильно влияют на состав межзвездной среды.

Характеристики. Планетарные туманности сами не испускают света, а обязаны светимостью белым карликам, образующимся в их центре. И действительно, имея температуру порядка 10 000 °К, белые карлики являются источниками интенсивного ультрафиолетового излучения, которое, распространяясь в космосе, пересекает окружающую туманность, где оно поглощается, а затем излучается с длиной волны, характерной для атомов, из которых она состоит. Это подтверждается характерным цветом планетарных туманностей.
Изучив спектры, можно определить химический состав этих объектов: водород (70%), гелий (28%) и углерод, азот и кислород (в целом 2%). Другие элементы, такие, как сера, неон, натрий и аргон, присутствуют в минимальных количествах.
Температура внутри такой туманности составляет примерно 10 000 °К, тогда как плотность — от нескольких атомов на 1 см3 в более разреженных центральных областях до приблизительно 100 000 атомов на 1 см3 в верхних частях. У самых маленьких туманностей масса равна только 0,01 массы Солнца с радиусом около 0,05 светового года, тогда как самые большие достигают солнечной массы и имеют самые разные размеры. Размеры планетарных туманностей зависят от возраста. Будучи расширяющимися объектами, они с течением времени разреживаются, деформируясь, когда сталкиваются с межзвездным веществом, до того, как (считается в короткий срок — около 30 000—50 000 лет) полностью распасться, став невидимыми.