Nébuleuse planétaire
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Une nébuleuse planétaire, plus correctement connu comme une nébuleuse stellaire reste, est une nébuleuse d'émission constitué d'une coquille en expansion éclatante de gaz ionisé éjecté pendant la asymptotique phase de la branche géante de certains types d' étoiles fin de leur vie. Le terme de cette classe d'objets est un abus de langage qui a pris naissance dans les années 1780 avec l'astronome William Herschel, parce que quand vu à travers son télescope, ces objets étaient à peu près semblable en apparence à Uranus , la planète dont il avait récemment découvert. Le nom de Herschel pour ces objets a été adoptée par les astronomes et n'a pas été changé, même si nébuleuses planétaires sont sans rapport avec les planètes du système solaire. Ils sont un phénomène relativement de courte durée, d'une durée de quelques dizaines de milliers d'années, par rapport à une durée de vie stellaire typique de plusieurs milliards d'années.
Le mécanisme de formation de la plupart des nébuleuses planétaires est pensé pour être la suivante: à la fin de la vie de l'étoile, au cours de la géante rouge phase, les couches externes de l'étoile sont expulsés par pulsations et forte vents stellaires. Sans ces couches opaques, la, base lumineuse chaude émet ultraviolet rayonnement qui ionise les couches externes de l'étoile éjectés. Cette coquille tension rayonne comme une nébuleuse planétaire.
Les nébuleuses planétaires jouent un rôle crucial dans le produit chimique l'évolution de la galaxie, le matériel de retourner au milieu interstellaire qui a été enrichi en éléments lourds et autres produits de nucleosynthesis (tel que le carbone, l'azote, l'oxygène et calcium). Dans les galaxies les plus éloignées, les nébuleuses planétaires peut être les seuls objets qui peuvent être résolus pour obtenir des informations utiles sur les abondances chimiques.
Au cours des dernières années, le Télescope Spatial Hubble images ont révélé beaucoup de nébuleuses planétaires avoir morphologies extrêmement complexes et variées. Environ un cinquième sont à peu près sphérique, mais la majorité ne sont pas à symétrie sphérique. Les mécanismes qui produisent une grande variété de formes et de fonctions ne sont pas encore bien compris, mais étoiles centrales binaires , les vents stellaires et champs magnétiques peuvent tous jouer un rôle.
Observations
Crédit: NASA, ESA, et CR O'Dell (Vanderbilt University)
Crédit: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), et l'équipe de RTO (STScI + ST-ECF)
Les nébuleuses planétaires sont des objets généralement faibles; aucune ne est visible pour la œil nu. La première nébuleuse planétaire découvert était le Nébuleuse d'haltère dans la constellation de Vulpecula, observée par Charles Messier en 1764 et classé M27 dans son catalogue des objets nébuleux. Pour les premiers observateurs avec des télescopes à faible résolution, M27 et par la suite découvert nébuleuses planétaires ressemblait un peu comme les planètes géantes Uranus et William Herschel, découvreur de la planète, par la suite inventé le terme «nébuleuse planétaire» pour eux.
La nature des nébuleuses planétaires était inconnu jusqu'à ce que le premier observations spectroscopiques ont été faites dans le milieu du 19e siècle. William Huggins était l'un des premiers astronomes pour étudier la spectres optiques des objets astronomiques, en utilisant un prisme pour disperser leur lumière. Le 29 Août 1864, Huggins a été le premier à prendre le spectre d'une nébuleuse planétaire quand il analysé NGC 6543 . Ses observations d'étoiles ont montré que leurs spectres consistait en un continuum avec beaucoup lignes noires superposées sur eux, et il a trouvé plus tard que de nombreux objets nébuleux comme la Nébuleuse d'Andromède (comme on l'appelait alors) avaient spectres qui étaient tout à fait semblable à ce-ces nébuleuses ont ensuite été présentés pour être galaxies .
Cependant, quand il a regardé à la nébuleuse Œil de chat , il a trouvé un spectre très différent. Plutôt que d'une forte continuité avec des lignes d'absorption superposées, Nebula yeux et d'autres objets similaires du chat ont montré qu'un petit nombre de raies d'émission. Les plus brillants d'entre eux était à une longueur d'onde de 500,7 nanomètres, qui ne correspondait pas avec une ligne de tout élément connu. Au début, il a émis l'hypothèse que la ligne pourrait être due à un élément inconnu, qui a été nommé nébulium -a idée similaire avait conduit à la découverte de l'hélium à travers l'analyse de la Sun spectre s 'en 1868.
Alors que l'hélium a été isolé sur la terre peu de temps après sa découverte dans le spectre du soleil, nébulium ne était pas. Dans le début du 20e siècle Henry Norris Russell a proposé que plutôt que d'être un nouvel élément, la ligne à 500,7 nm était due à un élément familier dans des conditions inconnues.
Les physiciens ont montré dans les années 1920 que dans le gaz à très faibles densités, les électrons peuvent remplir excité métastable les niveaux d'énergie dans les atomes et les ions à des densités plus élevées qui sont rapidement désexcité par collisions. transitions électroniques de ces niveaux en azote et oxygène (O ions 2+ ou OIII, O + et N +) donnent lieu à la ligne de 500,7 nm et d'autres lignes. Ces raies spectrales, qui ne peuvent être vus dans les gaz de très faible densité, sont appelés lignes interdite. Les observations spectroscopiques ont ainsi montré que les nébuleuses ont été faites des gaz extrêmement raréfié.
Les étoiles centrales de nébuleuses planétaires sont très chauds. Une seule fois, une étoile a épuisé tout son combustible nucléaire peut-il se effondrer à une telle petite taille, et ainsi de nébuleuses planétaires est venu à être compris comme une étape finale de l'évolution stellaire. Les observations spectroscopiques montrent que toutes les nébuleuses planétaires sont en expansion. Cela a conduit à l'idée que les nébuleuses planétaires ont été causés par des couches extérieures de l'étoile d'être jeté dans l'espace à la fin de sa durée de vie.
Vers la fin du 20e siècle, les améliorations technologiques ont aidé à approfondir l'étude des nébuleuses planétaires. Les télescopes spatiaux ont permis aux astronomes d'étudier la lumière émise au-delà du spectre visible qui ne est pas détectable à partir d'observatoires terrestres (car seuls les ondes radio et la lumière visible pénètrent l'atmosphère de la Terre). Études infrarouges et ultraviolets de nébuleuses planétaires autorisés beaucoup plus précises déterminations de nébulaires températures , densités et abondances. La technologie des dispositifs à couplage de charge autorisé raies spectrales beaucoup plus faibles pour être mesurés avec précision que ce qui avait été possible auparavant. Le télescope spatial Hubble a également montré que, bien que de nombreuses nébuleuses semblent avoir des structures simples et régulières à partir du sol, la très forte résolution optique réalisables par un télescope au-dessus du l'atmosphère de la Terre révèle morphologies extrêmement complexes.
La nébuleuse planétaire connue est la plus jeune Stingray nébuleuse.
Sous le Morgan-Keenan système de classification spectrale, nébuleuses planétaires sont classés comme Type- P, bien que cette notation est rarement utilisé en pratique.
Origines
Étoiles plus massives que huit masses solaires (M ⊙) seront probablement finir leur vie dans une spectaculaire supernova explosion. Nébuleuse planétaire peut résulter de la mort des étoiles intermédiaire et faible masse jusqu'à 0,8 M ⊙.
Étoiles passent la plupart de leur vie qui brille à la suite de réactions de fusion nucléaire qui convertissent l'hydrogène en hélium dans le cœur de l'étoile. Pression vers l'extérieur de la fusion dans les principaux soldes affaissement vers l'intérieur en raison de la gravité propre de l'étoile. Ces étoiles sont dits être dans la séquence principale.
Intermédiaire à étoiles de faible masse à court d'hydrogène dans leurs cœurs après que des dizaines de millions à des milliards d'années dans la séquence principale. Gravity comprime le noyau et il se réchauffe. Actuellement le noyau du soleil a une température d'environ 15 millions de K , mais quand il vient à manquer d'hydrogène, la compression du noyau provoque la température se élever à environ 100 millions de K.
Les couches externes de l'étoile se dilatent énormément et deviennent beaucoup plus frais à la différence de la température très élevée de l'âme; et l'étoile devient une géante rouge. Le noyau continue de se contracter et de se réchauffer, et quand sa température atteint 100 millions de K, noyaux d'hélium commencent à fondre en carbone et d'oxygène. La reprise des réactions de fusion se arrête la contraction du coeur. Helium combustion (fusion des noyaux d'hélium) forme rapidement un noyau inerte de carbone et d'oxygène, à la fois avec une coquille d'hélium combustion et une enveloppe d'hydrogène à combustion qui l'entoure. Dans cette dernière étape sera la star observationnellement être une géante rouge à nouveau et structurellement une étoile de la branche géante asymptotique.
les réactions de fusion de l'hélium sont extrêmement sensibles à la température, avec des vitesses de réaction étant proportionnel à T 40 (sous des températures relativement basses). Cela signifie que seulement une augmentation de 2% de la température fait plus que doubler la vitesse de réaction. Ces conditions entraînent l'étoile pour devenir très instable-une petite augmentation de la température entraîne une augmentation rapide des taux de réaction, ce qui libère beaucoup d'énergie, ce qui augmente encore la température. La couche d'hélium-combustion se développe rapidement et donc refroidit, ce qui réduit la vitesse de réaction à nouveau. Pulsations énormes se accumulent, qui a fini par devenir assez grand pour se débarrasser de toute l'atmosphère stellaire dans l'espace.
Les gaz éjectés forment un nuage de matière autour du noyau maintenant exposée de l'étoile. Comme de plus en plus de l'atmosphère se éloigne de l'étoile, les couches plus profondes et plus profondes à des températures plus élevées et supérieures sont exposés. Lorsque la surface exposée atteint une température d'environ 30 000 K, il existe suffisamment ultraviolets photons étant émis à ioniser l'atmosphère éjectée, faisant briller. Le nuage est alors devenue une nébuleuse planétaire.
Vie
Après le la phase asymptotique branche des géantes (AGB), la courte phase de nébuleuse planétaire de l'évolution stellaire commence comme gaz se éloignent de l'étoile centrale à une vitesse de quelques kilomètres par seconde. L'étoile centrale est le reste de son ancêtre de AGB, un noyau carbone-oxygène électrons dégénéré qui a perdu la plupart de son enveloppe d'hydrogène due à la perte de masse sur l'AGB. Comme les gaz se dilatent, l'étoile centrale subit une évolution en deux étapes, d'abord croissante chaud car il continue de se contracter et les réactions de fusion d'hydrogène se produire dans la coquille autour du noyau puis refroidissant lentement une fois l'enveloppe d'hydrogène est évacué par la fusion et la perte de masse. Dans la deuxième phase, il se propage à son énergie et de fusion réactions cesser, comme l'étoile centrale ne est pas assez lourd pour générer les températures de base nécessaires pour le carbone et l'oxygène de fusionner. Pendant la première phase de l'étoile centrale maintient luminosité constante, tandis que, dans le même temps, il pousse toujours plus chaud, pour finalement atteindre des températures autour de 100 000 K. Dans la deuxième phase, il a fini par se refroidit tellement qu'il ne dégage pas assez de rayonnement ultraviolet à ioniser le nuage de gaz de plus en plus lointain. L'étoile devient une naine blanche , et le nuage de gaz en expansion devient invisible pour nous, la fin de la phase de nébuleuse planétaire de l'évolution. Pour une nébuleuse planétaire typique, environ 10.000 ans passe entre sa formation et la recombinaison de l'étoile.
Recycleurs Galactic
Les nébuleuses planétaires jouent un rôle très important dans l'évolution galactique. Le début de l'univers est composée presque entièrement d'hydrogène et d'hélium, mais étoiles créer des éléments plus lourds via la fusion nucléaire. Les gaz de nébuleuses planétaires contiennent donc une grande partie des éléments tels que le carbone , l'azote et de l'oxygène, et comme ils se dilatent et se fondent dans le milieu interstellaire, ils enrichissent avec ces éléments lourds, collectivement connus sous le nom des métaux par des astronomes.
Les générations suivantes d'étoiles qui forment auront alors un contenu initial plus élevé d'éléments plus lourds. Même si les éléments lourds seront toujours une très petite partie de l'étoile, ils ont un effet marqué sur son évolution. Étoiles qui forment très tôt dans l'univers et contiennent de petites quantités d'éléments lourds sont connus comme la population étoiles II, tandis que les jeunes étoiles avec une teneur en éléments lourds supérieur sont connus comme la population I étoiles (voir population stellaire).
Caractéristiques
Caractéristiques physiques
Crédit: STScI / AURA
Une nébuleuse planétaire typique est d'environ un année lumière à travers, et se compose de gaz extrêmement raréfié, avec une densité généralement de 100 à 10 000 particules par cm 3. (L'atmosphère de la Terre, par comparaison, contient 2,5 x 10 19 particules par cm 3.) Les jeunes nébuleuses planétaires ont les plus fortes densités, parfois aussi élevés que 10 6 particules par cm 3. Comme l'âge de nébuleuses, leur expansion provoque leur densité diminue. Les masses de gamme de nébuleuses planétaires de 0,1 à 1 masses solaires.
Rayonnement de l'étoile centrale chauffe les gaz à des températures d'environ 10 000 K . La température du gaz dans les régions centrales est généralement beaucoup plus élevée qu'à la périphérie atteindre 16,000-25,000 K. Le volume dans le voisinage de l'étoile centrale est souvent remplie d'un gaz très chaud (coronale) ayant la température d'environ 1.000.000 K. Ce gaz provient de la surface de l'étoile centrale sous forme de vent stellaire rapide.
Nébuleuses peut être décrite comme la matière ou de rayonnement limité borné. Dans le premier cas, il n'y a pas suffisamment de matière dans la nébuleuse d'absorber tous les photons UV émis par l'étoile, et la nébuleuse visible est entièrement ionisé. Dans ce dernier cas, il n'y a pas suffisamment de photons UV étant émis par l'étoile centrale pour ioniser tout le gaz environnant, et un front d'ionisation se propage vers l'extérieur dans l'enveloppe circumstellaire neutre.
Nombre et la répartition
Environ 3000 nébuleuses planétaires sont maintenant connus pour exister dans notre galaxie, sur 200 milliards d'étoiles. Leur vie très courte par rapport au total des comptes de vie stellaires pour leur rareté. On les trouve principalement à proximité du plan de la Voie Lactée , avec la plus grande concentration proche de la centre galactique.
Morphologie
Seulement environ 20% des nébuleuses planétaires sont à symétrie sphérique (par exemple, voir Abell 39). Une grande variété de formes existent avec certaines formes très complexes observés. Les nébuleuses planétaires sont classés par différents auteurs dans: stellaire, le disque, anneau, irrégulière, hélicoïdale, bipolaire, quadripolaire, et d'autres types, bien que la majorité d'entre eux appartiennent à seulement trois types: sphérique, elliptiques et bipolaires. Les nébuleuses du dernier type montrent la plus forte concentration à la galactique avion et leurs progéniteurs sont donc relativement jeunes étoiles massives. D'autre part nébuleuses sphériques sont susceptibles produites par les vieilles étoiles semblables au Soleil
La grande variété des formes est partiellement la projection effet-même nébuleuse lorsqu'on les examine sous différents angles se penchera différemment. Néanmoins la raison de la grande variété de formes physiques ne est pas entièrement compris, mais peut être causé par les interactions gravitationnelles avec des étoiles de compagnie si les étoiles centrales sont étoiles doubles. Une autre possibilité est que les planètes perturbent l'écoulement de la matière loin de l'étoile que les formes de la nébuleuse. Il a été déterminé que les étoiles plus massives produisent plus nébuleuses de forme irrégulière. En Janvier 2005, les astronomes ont annoncé la première détection de champs magnétiques autour des étoiles centrales de deux nébuleuses planétaires, et ont émis l'hypothèse que les champs peuvent être partiellement ou totalement responsables de leurs formes remarquables.
L'adhésion à grappes
Les nébuleuses planétaires ont été détectés en tant que membres dans quatre amas globulaires : M15, M22, NGC 6441 et Palomar 6. Toutefois, il existe actuellement un seul cas établi d'une nébuleuse planétaire découvert dans une ancienne Hyades âge amas ouvert comme fondée sur un ensemble cohérent de distances, rougeurs, et des vitesses radiales. Les cas de NGC 2348 dans M46, et NGC 2818 dans le cluster ouverte respective qui est désigné par le même nom, sont souvent cités comme des exemples de bonne foi, cependant, ils sont à la place coïncidences ligne de visée accordés les vitesses radiales entre les clusters et les nébuleuses planétaires sont discordants.
En partie à cause de leur petite masse totale, amas ouverts ont cohésion gravitationnelle relativement pauvre. Par conséquent, les amas ouverts tendance à se disperser après un temps relativement court, généralement de 100 à 600 millions d'années, en raison des influences gravitationnelles externes au milieu d'autres facteurs. Dans des conditions exceptionnelles, amas ouverts peuvent rester intactes jusqu'à milliard années ou plus.
Les modèles théoriques prédisent que les nébuleuses planétaires peut former à partir de étoiles de la séquence principale de entre huit et une masses solaires, ce qui met leur âge à 40 millions d'années et plus âgés. Bien qu'il existe quelques centaines amas ouverts connus au sein de cette tranche d'âge, une variété de raisons de limiter les chances de trouver un membre d'un amas ouvert dans une phase de nébuleuse planétaire. Une de ces raisons est que la phase de nébuleuse planétaire pour les étoiles plus massives appartenant aux jeunes groupes est de l'ordre de milliers d'années-un clin d'oeil en termes cosmiques.
Les problèmes actuels dans les études de nébuleuse planétaire
Un problème de longue date dans l'étude des nébuleuses planétaires, ce est que dans la plupart des cas, leurs distances sont très mal déterminées. Pour le nébuleuses planétaires plus proche, il est possible de déterminer les distances en mesurant leur expansion parallaxe. Observations à haute résolution prises plusieurs années d'intervalle montrera l'expansion de la nébuleuse perpendiculaire à la ligne de visée, alors que les observations spectroscopiques de la Doppler va révéler la vitesse de l'expansion dans la ligne de mire. En comparant l'expansion angulaire avec la vitesse dérivée de l'expansion va révéler la distance à la nébuleuse.
La question de savoir comment une telle diversité de formes nébulaires peut être produit est un sujet controversé. On croit que les interactions entre la matière en se éloignant de l'étoile à des vitesses différentes donne lieu à des formes les plus observés. Cependant, certains astronomes pensent que les étoiles centrales doubles doivent être responsables de la nébuleuse planétaire plus complexe et extrême. Il a été démontré plusieurs nébuleuses planétaires pour contenir des champs magnétiques puissants, quelque chose qui a été émis l'hypothèse par Grigor Gurzadyan dans les années 1960. Interactions magnétiques avec gaz ionisé pourraient être responsables pour façonner quelques nébuleuses planétaires.
Il existe deux méthodes de détermination de l'abondance de métaux dans les nébuleuses. Ceux-ci reposent sur différents types de lignes lignes spectrales recombinaison et lignes par collision excités. Des écarts importants sont parfois observées entre les résultats obtenus par les deux méthodes. Certains astronomes expliquent cela en présence de petites fluctuations de température dans les nébuleuses planétaires; d'autres affirment que les écarts sont trop grands pour être expliqué par les effets de la température, et l'hypothèse de l'existence de noeuds rhume contenant très peu d'hydrogène pour expliquer les observations. Cependant, aucun de ces noeuds ne ont pas encore été observée.
