Mgławice planetarne
6 Maj 2005r. w Droga Mleczna napisał/a Marcin SzulcWilliam Herschel przy przeglądaniu nieba swymi reflektorami wykrył wśród gwiazd obiekty w kształcie elips lub pierścieni, zawierające często pośrodku gwiazdę. Obiekty te ze względu na ich kształt otrzymały nazwę mgławic planetarnych.
William Herschel przy przeglądaniu nieba swymi reflektorami wykrył wśród gwiazd obiekty w kształcie elips lub pierścieni, zawierające często pośrodku gwiazdę. Obiekty te ze względu na ich kształt otrzymały nazwę mgławic planetarnych. Znamy ich ponad 700. Największą średnicę wynoszącą 800" ma mgławica NGC 7293 w gwiazdozbiorze Wodnika. Wiele mgławic planetarnych ma średnice od 5" do 15" a nawet mniej, znane są również mgławice planetarne o wyglądzie gwiazdowym, wykazujące jedynie widmo charakterystyczne dla tego rodzaju obiektów.
Mgławica planetarna M57 (NGC 6720)
Fot: Marcin Gładkowski
W widmach mgławic planetarnych dominują emisyjne nebularne linie wzbronione tlenu [O III] o długościach fali λ 4959 Å i λ 5007 Å, linie wodoru serii Balmera, wzbronione linie azotu i wiele słabszych linii innych pierwiastków. Centralne gwiazdy mgławic planetarnych należą do typu Wolfa-Rayeta, czyli sa gwiazdami o najwyższej temperaturze. Są one Ľródłem promieniowania całej rozciągłej powłok gazowej, tworzącej mgławicę, przy czym mgławica pobudzona do świecenia daje od 40 do 50 razy więcej światłą niż gwiazda centralna. Fakt ten można wytłumaczyć tym, ze gorąca gwiazda centralna o temperaturze od 50000 K do 100000 K wysyła głównie niewidzialne nadfioletowe promieniowanie, które następnie przetwarzane jest w otoczce gazowej na promieniowanie o większej długości fali światła w dziedzinie widzialnej.
Zgodnie z teorią, która opracował astronom holenderski H. Zanstra, nadfioletowe promieniowanie gwiazdy centralnej jonizuje atomy wodoru, na co zużywa się prawie cała energia promieniowania gwiazdy. Jądra atomowe wodoru chwytają następnie elektrony najpierw na wysokie poziomy energetyczne, skąd spontanicznie przeskakują na niższe poziomy, dając kwanty światła odpowiadające liniom Balmera, a następnie serii Lymana, aż do jej granicy (λ 912 Å). Zanstra zmierzył natężenie linii emisyjnych wodoru w widmach mgławic planetarnych i założył, że suma tych natężeń jest równa całkowitemu natężeniu nadfioletowego promieniowania gwiazdy centralnej, i obliczył na tej podstawie minimalną temperaturę gwiazdy centralnej. Prócz tego Zanstra obliczał ułamek nadfioletowej energii, zużywanej na wzbudzenie linii wzbronionych i przez porównanie z zaobserwowanym natężeniem linii nebularnych (głównie λ 5007 Å i λ 4959 Å) wyznaczył temperaturę centralnej gwiazdy. Ambarcumian zaś wyprowadzał temperaturę gwiazdy centralnej na podstawie stosunków natężeń linii emisyjnych helu zjonizowanego do linii wodoru serii Balmera. Wszystkie te badania doprowadziły do wniosku, że temperatura gwiazd centralnych mgławic planetarnych jest wyższa od 50000 K. Tę samą metodę zastosowano do obliczania temperatur gwiazd pobudzających do świecenia jasne mgławice galaktyczne.
Jasne linie w widmach mgławic planetarnych widoczne są jako rozdwojone w ich centralnych częściach, z tego rozdwojenia zaś wnioskujemy, ze mgławice planetarne rozszerzają się. Gazy bowiem tworzące mgławicę są na tyle przezroczyste, że możemy obserwować promieniowanie z obszarów położonych również za gwiazda centralną, krótkofalowy składnik rozdwojonej linii odnosi się przeto do zbliżających się do nas powłok mgławicy, a długofalowy - do jej części oddalającej się. Ze stopnia rozdwojenia linii obliczyć możemy prędkość rozszerzenia się mgławicy. Prędkość ta wynosi od 10 do 50 km/s.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Mgławica planetarna M57 (NGC 6720)
Fot: Marcin Gładkowski
W widmach mgławic planetarnych dominują emisyjne nebularne linie wzbronione tlenu [O III] o długościach fali λ 4959 Å i λ 5007 Å, linie wodoru serii Balmera, wzbronione linie azotu i wiele słabszych linii innych pierwiastków. Centralne gwiazdy mgławic planetarnych należą do typu Wolfa-Rayeta, czyli sa gwiazdami o najwyższej temperaturze. Są one Ľródłem promieniowania całej rozciągłej powłok gazowej, tworzącej mgławicę, przy czym mgławica pobudzona do świecenia daje od 40 do 50 razy więcej światłą niż gwiazda centralna. Fakt ten można wytłumaczyć tym, ze gorąca gwiazda centralna o temperaturze od 50000 K do 100000 K wysyła głównie niewidzialne nadfioletowe promieniowanie, które następnie przetwarzane jest w otoczce gazowej na promieniowanie o większej długości fali światła w dziedzinie widzialnej.
Zgodnie z teorią, która opracował astronom holenderski H. Zanstra, nadfioletowe promieniowanie gwiazdy centralnej jonizuje atomy wodoru, na co zużywa się prawie cała energia promieniowania gwiazdy. Jądra atomowe wodoru chwytają następnie elektrony najpierw na wysokie poziomy energetyczne, skąd spontanicznie przeskakują na niższe poziomy, dając kwanty światła odpowiadające liniom Balmera, a następnie serii Lymana, aż do jej granicy (λ 912 Å). Zanstra zmierzył natężenie linii emisyjnych wodoru w widmach mgławic planetarnych i założył, że suma tych natężeń jest równa całkowitemu natężeniu nadfioletowego promieniowania gwiazdy centralnej, i obliczył na tej podstawie minimalną temperaturę gwiazdy centralnej. Prócz tego Zanstra obliczał ułamek nadfioletowej energii, zużywanej na wzbudzenie linii wzbronionych i przez porównanie z zaobserwowanym natężeniem linii nebularnych (głównie λ 5007 Å i λ 4959 Å) wyznaczył temperaturę centralnej gwiazdy. Ambarcumian zaś wyprowadzał temperaturę gwiazdy centralnej na podstawie stosunków natężeń linii emisyjnych helu zjonizowanego do linii wodoru serii Balmera. Wszystkie te badania doprowadziły do wniosku, że temperatura gwiazd centralnych mgławic planetarnych jest wyższa od 50000 K. Tę samą metodę zastosowano do obliczania temperatur gwiazd pobudzających do świecenia jasne mgławice galaktyczne.
Jasne linie w widmach mgławic planetarnych widoczne są jako rozdwojone w ich centralnych częściach, z tego rozdwojenia zaś wnioskujemy, ze mgławice planetarne rozszerzają się. Gazy bowiem tworzące mgławicę są na tyle przezroczyste, że możemy obserwować promieniowanie z obszarów położonych również za gwiazda centralną, krótkofalowy składnik rozdwojonej linii odnosi się przeto do zbliżających się do nas powłok mgławicy, a długofalowy - do jej części oddalającej się. Ze stopnia rozdwojenia linii obliczyć możemy prędkość rozszerzenia się mgławicy. Prędkość ta wynosi od 10 do 50 km/s.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
7.07.2022, 12:12