Что такое планетарная туманность
Планетарные туманности
Планета́рная тума́нность — астрономический объект, состоящий из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды, белого карлика. Планетарные туманности образуются при сбросе внешних слоёв (оболочек) красных гигантов и сверхгигантов с массой 2.5—8 солнечных на завершающей стадии их эволюции. Планетарная туманность — быстропротекающее (по астрономическим меркам) явление, длящееся всего несколько десятков тысяч лет, при продолжительности жизни звезды-предка в несколько миллиардов лет. В настоящее время в нашей галактике известно около 1500 планетарных туманностей.
Процесс образования планетарных туманностей, наряду со вспышками сверхновых, играет важную роль в химической эволюции галактик, выбрасывая в межзвёздное пространство материал, обогащённый тяжёлыми элементами — продуктами звёздного нуклеосинтеза (в астрономии тяжёлыми считаются все элементы, за исключением продуктов первичного нуклеосинтеза Большого взрыва — водорода и гелия, такие как углерод, азот, кислород и кальций).
В последние годы при помощи снимков, полученных космическим телескопом Хаббл, удалось выяснить, что многие планетарные туманности имеют очень сложную и своеобразную структуру. Несмотря на то, что приблизительно пятая часть из них имеет околосферическую форму, большинство не обладает какой бы то ни было сферической симметрией. Механизмы, благодаря которым возможно образование такого многообразия форм, остаются на сегодняшний день до конца не выясненными. Считается, что большую роль в этом могут играть взаимодействие звёздного ветра и двойных звёзд, магнитного поля и межзвёздной среды.
Содержание
История исследований
Планетарные туманности в большинстве своём представляют собой тусклые объекты и, как правило, не видны невооружённым глазом. Первой открытой планетарной туманностью была туманность Гантель в созвездии Лисички: Шарль Мессье, занимавшийся поиском комет, при составлении своего каталога туманностей (неподвижных объектов, похожих при наблюдении неба на кометы) в 1764 году занёс её в каталог под номером M27. В 1784 г. Уильям Гершель, первооткрыватель Урана, при составлении своего каталога выделил их в отдельный класс туманностей (class IV nebulae) * и предложил для них термин «планетарная туманность» из-за их видимого сходства с диском Урана.
Необычность природы планетарных туманностей обнаружилась в середине XIX века, с началом использования в наблюдениях метода спектроскопии. Уильям Хаггинс стал первым астрономом, получившим спектры планетарных туманностей — объектов, выделявшихся своей необычностью:
При изучении Хаггинсом спектров туманностей NGC 6543 (Кошачий Глаз), M27 (Гантель), M57 (кольцевая туманность в Лире) и ряда других, оказалось, что их спектр чрезвычайно отличается от спектров звёзд: все полученные к тому времени спектры звёзд являлись спектрами поглощения (непрерывный спектр с большим количеством тёмных линий), в то время как спектры планетарных туманностей оказались эмиссионными спектрами с небольшим количеством эмиссионных линий, что указывало на их природу, в корне отличающуюся от природы звёзд:
Другой проблемой был химический состав планетарных туманностей: Хаггинс сравнением с эталонными спектрами сумел идентифициировать линии азота и водорода, однако самая яркая из линий с длиной волны 500.7 нм не наблюдалась в спектрах известных тогда химических элементов. Было выдвинуто предположение, что эта линия, соответствует неизвестному элементу. Ему заранее дали название небулий — по аналогии с идеей, приведшей к открытию гелия при спектральном анализе Солнца в 1868 году.
Предположения об открытии нового элемента небулия не подтвердились. В начале XX века Генри Рассел выдвинул гипотезу о том, что линия на 500.7 нм соответствует не новому элементу, а старому элементу в неизвестных условиях.
К концу XX века совершенствование технологий позволило более детально изучить планетарные туманности. Космические телескопы позволили исследовать их спектры за пределами видимого диапазона, что невозможно было сделать раньше, проводя наблюдения с поверхности Земли. Наблюдения в инфракрасном и ультрафиолетовом диапазонах волн дали новую, гораздо более точную оценку температуры, плотности и химического состава планетарных туманностей. Применение технологии ПЗС-матриц позволило проводить анализ существенно менее чётких спектральных линий. Использование космического телескопа Хаббл раскрыло чрезвычайно сложную структуру планетарных туманностей, ранее считавшихся простыми и однородными.
Принято считать, что планетарные туманности имеют спектральный класс P, хотя такое обозначение редко применяется на практике.
Происхождение
Планетарные туманности представляют собой заключительный этап эволюции для многих звёзд. Наше Солнце представляет собой звезду средней величины, и лишь небольшое количество звёзд превосходят его по массе. Звёзды с массой в несколько раз больше солнечной на заключительном этапе существования превращаются в сверхновые. Звёзды средней и малой массы в конце эволюционного пути создают планетарные туманности.
Типичная звезда с массой в несколько раз меньше солнечной светит на протяжении большей части своей жизни благодаря реакциям термоядерного синтеза гелия из водорода в её ядре (часто вместо термина «термоядерный синтез» употребляется термин «горение», в данном случае — горение водорода). Энергия, высвобождаемая в этих реакциях, удерживает звезду от коллапса под силой собственного притяжения, делая её тем самым стабильной.
По прошествии нескольких миллиардов лет запас водорода иссякает, и энергии становится недостаточно для сдерживания внешних слоёв звезды. Ядро начинает сжиматься и нагреваться. В настоящее время температура ядра Солнца составляет приблизительно 15 млн К, но после того, как запас водорода будет исчерпан, сжатие ядра заставит температуру подняться до отметки в 100 млн К. При этом внешние слои охлаждаются и значительно увеличиваются в размерах из-за очень высокой температуры ядра. Звезда превращается в красный гигант. Ядро на этом этапе продолжает сжиматься и нагреваться; при достижении температуры в 100 млн К начинается процесс синтеза углерода и кислорода из гелия.
Выброшенный газ формирует расширяющуюся оболочку вокруг обнажившегося ядра звезды. По мере того, как всё большая часть атмосферы отделяется от звезды, проявляются всё более и более глубокие слои с более высокими температурами. При достижении обнажённой поверхностью (фотосферой звезды) температуры в 30 000 К энергия испускаемых ультрафиолетовых фотонов становится достаточной для ионизации атомов в выброшенном веществе, что заставляет его светиться. Таким образом, облако становится планетарной туманностью.
Продолжительность жизни
Вещество планетарной туманности разлетается от центральной звезды со скоростью в несколько десятков километров в секунду. В то же время, по мере истечения вещества центральная звезда остывает, излучая остатки энергии; термоядерные реакции прекращаются, так как звезда теперь не обладает достаточной массой для поддержания температуры, требуемой для синтеза углерода и кислорода. В конце концов, звезда остынет настолько, что перестанет излучать достаточно ультрафиолета для ионизации отдалившейся газовой оболочки. Звезда становится белым карликом, а газовое облако рекомбинирует, становясь невидимым. Для типичной планетарной туманности время от образования до рекомбинации составляет 10 000 лет.
Галактические переработчики
Планетарные туманности играют значительную роль в эволюции галактик. Ранняя Вселенная состояла в основном из водорода и гелия, но со временем в результате термоядерного синтеза в звёздах образовались более тяжёлые элементы. Таким образом, вещество планетарных туманностей имеет высокое содержание углерода, азота и кислорода, а по мере расширения и проникновения в межзвёздное пространство оно обогащает его этими тяжёлыми элементами, в общем называемыми астрономами металлами.
Последующие поколения звёзд, формирующиеся из межзвёздного вещества, будут содержать большее начальное количество тяжёлых элементов; хотя их присутствие в составе звёзд остаётся незначительным, они ощутимо влияют на их эволюцию. Звёзды, сформировавшиеся вскоре после образования Вселенной, содержат относительно малые количества металлов — их относят к звёздам II типа. Звёзды, обогащённые тяжёлыми элементами, принадлежат к звёздам I типа (см. Звёздное население).
Характеристики
Физические характеристики
Типичная планетарная туманность имеет среднюю протяжённость в один световой год и состоит из сильно разреженного газа плотностью около 1000 частиц на см³, что пренебрежимо мало в сравнении, например, с плотностью атмосферы Земли, но примерно в 10-100 раз больше, чем плотность межпланетного пространства на расстоянии орбиты Земли от Солнца. Молодые планетарные туманности имеют наибольшую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на см³. По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению плотности.
Излучение центральной звезды нагревает газы до температур порядка 10 000 К. Парадоксально, что температура газа нередко повышается с увеличением расстояния от центральной звезды. Это происходит по той причине, что чем большей энергией обладает фотон, тем менее вероятно, что он будет поглощён. Поэтому во внутренних областях туманности поглощаются малоэнергетические фотоны, а оставшиеся, обладающие высокой энергией, поглощаются во внешних областях, вызывая рост их температуры.
Туманности можно разделить на бедные материей и бедные излучением. Согласно этой терминологии, в первом случае туманность не обладает достаточным количеством материи для поглощения всех ультрафиолетовых фотонов, излучаемых звездой. Поэтому видимая туманность полностью ионизирована. Во втором же случае центральная звезда испускает недостаточно ультрафиолетовых фотонов, чтобы ионизировать весь окружающий газ, и ионизационный фронт переходит в нейтральное межзвёздное пространство.
Так как бо́льшая часть газа планетарной туманности ионизирована (то есть является плазмой), значительный эффект на её структуру оказывает действие магнитных полей, вызывая такие феномены, как волокнистость и нестабильность плазмы.
Количество и распределение
На сегодняшний день в нашей галактике, состоящей из 200 миллиардов звёзд, известно 1500 планетарных туманностей. Их краткая по сравнению со звёздной продолжительность жизни является причиной их малого числа. В основном, все они лежат в плоскости Млечного Пути, причём большей частью сосредоточившись вблизи центра галактики, и практически не наблюдаются в звёздных скоплениях.
Использование ПЗС-матриц вместо фотоплёнки в астрономических исследованиях позволило значительно расширить список известных планетарных туманностей.
Структура
Большинство планетарных туманностей симметричны и имеют почти сферический вид, что не мешает им иметь множество очень сложных форм. Приблизительно 10 % планетарных туманностей практически биполярны, и лишь малое их число асимметричны. Известна даже прямоугольная планетарная туманность. Причины такого разнообразия форм до конца не выяснены, но считается, что большую роль могут играть гравитационные взаимодействия звёзд в двойных системах. По другой версии, имеющиеся планеты нарушают равномерное растекание материи при образовании туманности. В январе 2005 года американские астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звёзд двух планетарных туманностей, а затем выдвинули предположение, что именно они частично или полностью ответственны за создание формы этих туманностей. Существенная роль магнитных полей в планетарных туманностях была предсказана Григором Гурзадяном ещё в 1960-ые годы (см. например Гурзадян Г. А., 1993 и ссылки там). Есть также предположение, что биполярная форма может быть обусловлена взаимодействием ударных волн от распространения фронта детонации в слое гелия на поверхности формирующегося белого карлика (например, в туманностях Кошачий Глаз, Песочные Часы, Муравей).
Текущие вопросы в изучении планетарных туманностей
Одна из проблем в изучении планетарных туманностей — это точное определение расстояния до них. Для некоторых близлежащих планетарных туманностей возможно вычислить удалённость от нас, используя измеренный параллакс расширения: снимки с высоким разрешением, полученные несколько лет назад, демонстрируют расширение туманности перпендикулярно к лучу зрения, а спектроскопический анализ Доплеровского смещения даст возможность вычислить скорость расширения вдоль луча зрения. Сравнение углового расширения с полученной скоростью расширения сделает возможным вычисление расстояния до туманности.
Существование такого разнообразия форм туманностей является темой жарких дискуссий. Широко распространено мнение, что причиной этому может быть взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с различными скоростями. Некоторые астрономы считают, что двойные звёздные системы ответственны, по крайней мере, за наиболее сложные очертания планетарных туманностей. Недавние исследования подтвердили наличие у нескольких планетарных туманностей мощных магнитных полей, предположения о чём уже неоднократно выдвигались. Магнитные взаимодействия с ионизированным газом также могут играть некоторую роль в становлении формы некоторых из них.
На данный момент существуют две различных методики обнаружения металлов в туманности, основывающиеся на различных типах спектральных линий. Иногда эти два метода дают совершенно непохожие результаты. Некоторые астрономы склонны объяснять это наличием слабых флуктуаций температуры в пределах планетарной туманности. Другие полагают, что различия в наблюдениях слишком разительны, чтобы объяснить их при помощи температурных эффектов. Они выдвигают предположения о существовании холодных сгустков, содержащих очень малое количество водорода. Однако сгустки, наличие которых, по их мнению, способно объяснить разницу в оценке количества металлов, ни разу не наблюдались.
Планетарные туманности: красивые космические объекты с короткой жизнью
Рождаются фактически из смерти, считаются невероятно красивыми и быстро умирают. Планетарные туманности интересуют не только ученых, но и всех, кто обожает любоваться прекрасными космическими формированиями.
Что это такое?
Само слово «туманность» с латыни переводится как «облако», что лучше всего отображает природу этого небесного объекта. По сути, речь идет об ионизированной газовой оболочке, обволакивающей спрятавшуюся в центре звезду.
Когда красный гигант или сверхгигант (по массивности – 0.8-8 солнечных) достигает критической точки, то трансформируется (умирает) в белого карлика. Это естественный этап эволюции для этого звездного типа. В итоге, внешние слои раздуваются и выбрасываются в пространство. В центре остается белый карлик (звездный труп), а вокруг сосредотачивается прекрасное облако материала.
Для Вселенной это важный процесс, ведь в космическом пространстве оказывается огромное количество тяжелых элементов, созданных предыдущей звездой. Если ученые интересуются их вкладом во вселенскую эволюцию, то простых обывателей привлекает зрелищный внешний вид.
Эти потрясающие объекты создают удивительные формы. Многие выполнены в виде сферы, пока другие демонстрируют жутких существ, вроде гигантских пауков или совьих глаз. Все еще сложно понять, почему возникают эти «сюжеты», но, возможно, поблагодарить стоит контакт звездного ветра с магнитным полем и межзвездной средой.
Никакой связи с планетами
Почему именно «планетарные»? Связь найдем в истории обнаружения и исследования этих объектов. Это тусклые формирования, поэтому для наблюдения придется запастись телескопом. Первой найденной планетарной туманностью стала туманность Гантель в 1764 году. Ее на территории созвездия Лисички нашел Шарль Мессье.
Мессье – интересный небесный исследователь. Дело в том, что его знаменитый каталог изначально создавался для того, чтобы люди не путали кометы с другими космическими телами. Таким образом, ему удалось записать целых 110 объектов, среди которых и планетарные туманности.
Легкую путаницу в 1784 году создал астроном Уильям Гершель. За три года до этого ему уже удалось найти Уран. При обнаружении первой планетарной туманности из-за ее сферической формы, напоминающей диск Урана, он создал отдельную категорию. Несмотря на неточность отображения природы, сам термин «планетарная туманность» закрепился и используется до сих пор.
Самые красивые планетарные туманности
Благодаря острому зрению космического телескопа Хаббл нам удалось отыскать огромное множество прекрасных небесных тел. Давайте рассмотрим пятерку самых привлекательных.
— Туманность Бабочка (NGC 6302)
Иногда ее еще называют туманностью Жук. Относится к биполярному типу с двумя четко просматривающимися лопастями (напоминают крылья и в длину вытягиваются на 3 световых года). Проживает в созвездии Скорпион при дистанции в 3800 световых лет от нас.
— Туманность Красный паук (NGC 6537)
Здесь также есть два четких лепестка, но вся структура напоминает жуткого паука. Отдалена на 3000 световых лет, а искать следует в созвездии Стрелец. Считается, что своей формой туманность обязана наличию у главного карлика объекта по соседству, но пока подтвердить эту теорию не удается.
— Туманность Улитка (NGC 7293)
Искать нужно на расстоянии в 695 световых лет в созвездии Водолея. Это одна из самых близких и ярких туманностей к нашей планете, поэтому числится в приоритетах поиска астрономов-любителей (для обзора понадобится всего лишь бинокль). Вы легко ее узнаете по зеленоватому окрасу.
— Туманность Песочные часы
Ищите при удаленности в 8000 световых лет в созвездии Муха. Название отображает ее внешний вид, так как два кольцевых формирования напоминают механизм песочных часов. В центре находится еще одно яркое кольцо. Форма странная, поэтому подозревают наличие звездного спутника.
— Туманность Эскимос (NGC 2392)
Для наблюдения понадобится крупный телескоп. Ищите в созвездии Близнецы при дистанции в 2870 световых лет. Первый материал солнечная звезда выпустила 10000 лет назад. Форма представлена двумя эллиптическими элементами, перекрывающими друг друга.
Постскриптум
Да, эти формирования поражают собственной красотой. К сожалению, в астрономических рамках они погибают довольно быстро. Обычно их жизнь охватывает лишь несколько десятков тысячелетий (а вот звезды живут миллиарды лет). В Млечном Пути насчитывают где-то 1500 планетарных туманностей. Но если учитывать, что мы видим лишь прибывший к нам свет, то многие из них уже давно рассеялись.
Планетарная туманность
Планетарная туманность – астрономическая единица, выступающая в качестве оболочки газа. Формирование её происходит у центрального светила, относящегося к категории белых карликов. Образуется в ходе сброса наружных «ярусов» гигантского космического тела, имеющего массу 0,8-8 Солнц (происходит это, как правило, на конечной стадии его развития).
Рассматривая вопрос, с точки зрения астрономии, можно сделать вывод о том, что планетарные туманности представляют собой эфемерные элементы. Срок их существования едва достигает пары десятков тысячелетий, при условии, что средняя длительность жизни «предка» насчитывает миллиарды лет. Особенность этих объектов состоит в отсутствии отношения к планетам. Такое название они имеют оттого, что при наблюдении через телескоп похожи на планету.
Общее описание
Форма у львиной доли тела является округлой, а край имеет чёткую выраженность. Телескоп «Хаббл» позволил провести исследования, в ходе которых эксперты смогли обнаружить чрезмерно сложный структурный состав. Формой, подобной сфере, обладает лишь 20% объектов. В остальных случаях она может быть любой. Такое разнообразие пока нельзя объяснить, с научной точки зрения. Но некоторые исследователи полагают, что причиной существования звёзд двойного типа, звёздный ветер и магнитное поле.
В любом случае процесс образования рассматриваемых феноменов (планетарных туманностей) является важным в химической эволюции галактических систем. Ведь в межзвёздное пространство происходит выброс материала, в составе которого присутствуют тяжёлые элементы – продукты нуклеосинтеза.
Основные характеристики
Традиционно протяжённость, которую имеет планетарная туманность, является средней. Как правило, она приравнивается к одному световому году. В составе её преобладает разреженный газ, плотность его равна 1000 частиц на кубический сантиметр в среднем. Это мало, если сравнивать с показателем плотности земной атмосферы, но много, если проводить сравнение с межпланетным пространством. Максимальное значение наблюдается у только что сформировавшихся тел — 10^6 частиц или ещё больше. С «возрастом» плотность снижается по причине расширения.
Классификация
Условно все планетарные туманности могут быть разделены на две группы.
Учёных интересует действие магнитных полей планетарных туманностей, которые влияют на структуру и формирование волокнистости.
Историческая справка по исследованиям
Большинство изучаемых тел являются тусклыми, и обнаружить их без специальных приспособлений нереально. Первая планетарная туманность, которую удалось открыть – Гантель (группа звёзд – Лисички). Её нашёл Шарль Мессье, который искал кометы. Произошло это в 1764 году. В каталоге объект присутствует как M27.
Двадцатью годами позже Уильямом Гершелем был открыт целый класс туманностей – 4. По характеристикам они практически ничем не отличаются от диска планеты, но свойства, как можно догадаться, иные.
Первым специалистом в сфере астрономии, которому удалось получить спектры, стал Уильям Хаггинс. Когда он наблюдал за ними (а именно: за NGC 6543, M27, M57 и другими), смог выяснить, что спектр имеет отличия от спектров звёзд: всё, что было получено к тому моменту, относилось к спектрам поглощения. Что касается планетарных туманностей, их спектры были эмиссионными и содержали незначительное количество линий. Это означало, что по природе своей они отличаются от звёзд.
Особого внимания также заслуживал вопрос, связанный с химическими особенностями рассматриваемых объектов. Хаггинсу удалось добиться максимальной идентификации линий азота и водорода. К сожалению, в спектрах известных на тот момент времени веществ она не наблюдалась. Поэтому учёный предположил, что она соответствует неизвестному веществу. Его назвали небулием по тому же принципу, что и в случае с гелием в 1868 г. (когда проводился спектральный анализ Солнца).
В итоге версии и гипотезы, связанные с его открытием, так и не нашли подтверждения в официальном плане. Однако в самом начале 20 столетия ещё один учёный – Генри Расселл – создал новые теории. В то же время удалось отметить, что атомы и ионы способны переходить в состояние чрезмерного возбуждения, оно, в свою очередь, в случае высоких плотностей существуют недолго.
В 1927 г. эксперт с фамилией Боуэн снова идентифицировал эту линию. Он сообщил, что она способна возникать в процессе перехода атома кислорода из одного состояния в другое – из метастабильного в основное. Несмотря на то, что многие ответы до сих пор не были найдены, спектроскопические исследования позволили дать оценку верхней границы плотности газа. Невзирая на то, что специалистам удалось получить полноценную информацию о таких важных вопросах, как строение, структурный состав, механизм, проблемы происхождения, продолжали оставаться не решёнными.
И продолжалось всё это до середины предыдущего века. Впоследствии учёный Шкловский заметил совпадение комплекса параметров с характеристиками атмосфер, которые имеют красные гиганты. Что касается их ядер, они имели немало общество с характеристиками белых карликовых объектов. На сегодняшний день эта теория применяется до сих пор, т. к. получила подтверждение вследствие различных наблюдений и подсчётов.
К концу 20 столетия технологии в сфере астрономии стали более совершёнными. Это означает, что у учёных появилась возможность более детального изучения планетарных туманностей. Для этих целей использовались агрегаты, с помощью которых удалось изучить спектры за пределами видимой части и сделать это непосредственно с Земли. Более точные результаты были получены в УФ и ИК диапазоне. Поэтому эксперты смогли максимально детально проанализировать такие данные, как температурный режим, плотность, химический состав.
Особенности и версии происхождения
Ранее уже не раз отмечалось, что планетарная туманность есть не что иное, как окончательная «стадия» эволюционного процесса звёзд. Что касается нашего Солнца, оно имеет малые размеры, а по массе его превосходят немногие объекты. Такие тела, в свою очередь, по окончании своего цикла становятся сверхновыми. Что касается объектов, имеющих меньшую массу, они формируют планетарные туманности.
Типичный светящийся объект малого веса светит почти в течение всей своей жизни. Основной причинный фактор, который провоцирует возникновение данного явления, заключается в протекании реакций, связанных с синтезом. Синтезируется в данном случае гелий и водород, всё это наблюдается в ядре. В ходе протекания реакций наблюдается высвобождение энергетического потока, который способствует удержанию светила от коллапса и созданию у него стабильности.
Когда проходит внушительный отрезок времени (в рассматриваемом случае это несколько миллиардов лет), запасы иссякают, энергия «улетучивается». По этой причине внешние слои не могут сдерживаться, и ядро постепенно сжимается, а затем нагревается. На сегодняшний день температура — около 15 млн. К, но по понятным причинам она поднимется до 100 млн. К.
При этом извне будет происходить охлаждение и едва заметное увеличение в размерах. Светило превратится в красный гигант, и процессы, протекающие в его ядре, будут продолжаться. Когда температурная отметка достигнет 100 млн. К, начнётся синтез.
Процесс сжатия ядра столкнётся с многочисленными препятствиями, если произойдёт возобновление термоядерных реакций. В итоге выгорающий гелий сформирует ядро с оболочкой, и светило утратит собственную стабильность. Из-за незначительного прироста температуры произойдёт моментальный рост скорости реакций. Что в итоге? Конечно же, ускорится процесс выделения энергии, повысится температурный режим. А когда верхние слои гелия, который горит, расширятся, и температура снизится, реакция станет более медленной. Вследствие этих явлений могут возникнуть сильные пульсации.
Но также стоит отметить, что газ, который был выброшен, создаёт оболочку вокруг ядерной зоны. По мере отделения от объекта появляется значительное количество глубоких слоёв с высокими температурными показателями. Когда они становятся равны 30 000 К, энергии становится достаточно для ионизации атомных частиц, что вынуждает тело быть святящимся. В результате из облака формируется планетарная туманность.
Длительность жизни
Синтез углерода и кислорода в таких условиях не происходит. В итоге светило остывает настолько сильно, что утрачивает возможность излучения УФ для ионизации оболочки газа, которая отдалилась. Что в итоге? Светило превращается в белого карлика. А само облако начинает превращаться, в свою очередь, в невидимый объект.
Роль в эволюции галактических систем
Любая планетарная туманность имеет решающее значение в эволюционном процессе галактик. Дело в том, что изначально Вселенная имела в составе только водород и гелий. Именно из этих веществ происходило формирование объектов, относящихся ко второму типу. Однако с течением времени стали появляться более тяжёлые элементы (углерод, кислород, азот). По мере того как происходило расширение и проникновение в пространство между звёздами, они стали обогащаться металлами. Поэтому последующие поколения будут иметь максимальное количество тяжёлых элементов.
Структурный состав
Планетарная туманность в большинстве случаев является симметричной и располагает почти сферической формой. Тем не менее, она может иметь и многие другие конфигурации. Порядка 10% всех подобных объектов биполярны. И только малая их часть асимметрична. Есть версия, что происходит всё это из-за гравитационного взаимовлияния светил в рамках двойных систем. Есть другая теория, планеты нарушают процесс равномерного растекания материи при появлении планетарной туманности.
Вопросы, требующие ответов
Планетарная туманность изучена достаточно хорошо, однако у представителей учёного мира до сих пор имеются вопросы. Например, точное расстояние до объектов. До некоторых из них расчёт удалённости не вызовет трудностей, поскольку можно использовать параллакс расширения. Но их количество велико, поэтому выявить дистанцию до всех известных субъектов не получится.
Ещё одна задача, возникающая в процессе изучения планетарной туманности, заключается в методах поиска металлов. На сегодня их количество равно двум, но, несмотря на их относительную эффективность, учёные до сих пор не могут получить ответы на определённые вопросы. В связи с этим планетарная туманность требует более детального изучения.
Какой вывод можно сделать?
Рассматриваемый объект получил своё название потому, при наблюдении похож на планеты, хотя в некоторых случаях это не так. Свойства и структурные особенности при этом никакой роли не играют, поскольку для рассматриваемых космических объектов они являются различными. Несмотря на относительную изученность планетарной туманности, она нуждается в проведении более глубокого анализа и требует выявления основных закономерностей и принципов. Сегодня учёные активно занимаются решением данного вопроса. Возможно, это позволит ещё более глубокому освоению космического пространства и поиску новых тел и объектов в нём.