Планетарная туманность - Planetary nebula

Организация изображения похожа на кошачий глаз.  Яркий, почти точечный белый круг в центре изображает центральную звезду.  Центральная звезда заключена в пурпурно-красную область эллиптической формы с неправильными краями, которая предполагает трехмерную оболочку.  Он окружен парой наложенных друг на друга круглых областей красного цвета с желтыми и зелеными краями, что указывает на еще одну трехмерную оболочку.
Рентгеновское / оптическое композитное изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543)
NGC 6326 , планетарная туманность со светящимися пучками выходящего газа, которые освещены двойной центральной звездой.

Планетарная туманность ( PN , множественное PNE ), представляет собой тип эмиссионной туманности , состоящую из расширяющейся, светящейся оболочки ионизированного газа выбрасывается из красных гигантских звезд в конце их жизнь.

Термин «планетарные туманности» неверен, потому что они не имеют отношения к планетам . Термин происходит от округлой формы этих туманностей, которые астрономы наблюдали в первые телескопы . Первое использование могло произойти в 1780-х годах у английского астронома Уильяма Гершеля, который описал эти туманности как похожие на планеты; однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа описал в своих наблюдениях туманность Кольцо «очень тусклую, но идеально очерченную; она размером с Юпитер и напоминает исчезающую планету». Хотя современная интерпретация отличается, старый термин все еще используется.

Все планетарные туманности образуются в конце жизни звезды промежуточной массы, около 1-8 масс Солнца. Ожидается, что Солнце сформирует планетарную туманность в конце своего жизненного цикла. Это относительно недолговечные явления, длящиеся, возможно, несколько десятков тысячелетий, по сравнению со значительно более длительными фазами звездной эволюции . После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеялась, энергичное ультрафиолетовое излучение от открытого горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенный материал. Затем поглощенный ультрафиолетовый свет возбуждает оболочку из туманного газа вокруг центральной звезды, заставляя ее выглядеть как ярко окрашенная планетарная туманность.

Планетарные туманности, вероятно, играют решающую роль в химической эволюции Млечного Пути , вытесняя элементы в межзвездную среду из звезд, где эти элементы были созданы. Планетарные туманности наблюдаются в более далеких галактиках , что дает полезную информацию об их химическом составе.

Начиная с 1990-х годов изображения космического телескопа Хаббла показали, что многие планетарные туманности имеют чрезвычайно сложную и разнообразную морфологию. Около одной пятой из них имеют примерно сферическую форму, но большинство из них несферически симметрично. Механизмы, которые создают такое большое разнообразие форм и характеристик, еще недостаточно изучены, но двойные центральные звезды , звездные ветры и магнитные поля могут сыграть свою роль.

Наблюдения

Открытие

Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя еще не названной таковой) была туманность Гантель в созвездии Лисичка . Шарль Мессье наблюдал ее 12 июля 1764 года и занесен в его каталог туманностей как M27 . Для первых наблюдателей с телескопами низкого разрешения M27 и впоследствии обнаруженные планетарные туманности напоминали планеты-гиганты, такие как Уран . Еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа в своих наблюдениях над кольцевой туманностью описал «очень тусклую туманность, но идеально очерченную; размером с Юпитер и похожую на исчезающую планету».

Природа этих объектов осталась неясной. В 1782 году Уильям Гершель , первооткрыватель Урана, обнаружил туманность Сатурн (NGC 7009) и описал ее как «любопытную туманность, или как еще назвать ее, я не знаю». Позже он описал эти объекты как кажущиеся планетами «звездного типа». Как заметил перед ним Даркье, Гершель обнаружил, что диск похож на планету, но был слишком тусклым, чтобы быть одной из них. В 1785 году Гершель писал Жерому Лаланду :

Это небесные тела, о которых мы пока не имеем четкого представления и которые, возможно, относятся к типу, совершенно отличному от тех, с которыми мы знакомы на небесах. Я уже нашел четыре, которые имеют видимый диаметр от 15 до 30 секунд. Кажется, что эти тела имеют диск, который очень похож на планету, то есть имеет одинаковую яркость повсюду, круглый или несколько овальный, и имеет такие же четкие очертания, как и диск планет, из света, достаточно сильного, чтобы быть видимыми в обычный телескоп всего в один фут, но они имеют вид только звезды девятой величины.

Он отнес их к Классу IV своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетарных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками.

Гершель использовал термин «планетарные туманности» для этих объектов. Происхождение этого термина неизвестно. Название «планетарная туманность» прочно вошло в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами.

Спектры

Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине 19 века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для рассеивания их света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов.

29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, когда он наблюдал туманность Кошачий глаз . Его наблюдения за звездами показали, что их спектры состоят из непрерывного излучения с множеством наложенных темных линий . Он обнаружил, что многие туманные объекты, такие как туманность Андромеды (как ее тогда называли), имеют очень похожие спектры. Однако, когда Хаггинс взглянул на туманность Кошачий глаз , он обнаружил совсем другой спектр. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения туманность Кошачий глаз и другие подобные объекты показали несколько линий излучения . Самый яркий из них был на длине волны 500,7  нанометра , что не соответствовало ни одной из линий какого-либо известного элемента.

Сначала было высказано предположение, что эта линия могла быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием . Подобная идея привела к открытию гелия путем анализа спектра Солнца в 1868 году. В то время как гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, «туманность» - нет. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 морских миль возникла не из-за нового элемента, а из-за знакомого элемента в незнакомых условиях.

В 1920-х годах физики показали, что в газе с чрезвычайно низкой плотностью электроны могут занимать возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах, которые в противном случае были бы высвобождены из-за столкновений, которые произошли бы при более высоких плотностях. Электронные переходы с этих уровней в ионах азота и кислорода ( O + , O 2+ (также известный как O  iii ) и N + ) вызывают эмиссионную линию 500,7 нм и другие. Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах очень низкой плотности, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что туманности состоят из чрезвычайно разреженного газа.

Планетарная туманность NGC 3699 отличается пестрыми неправильной формой и темной трещиной.

Центральные звезды

Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может схлопнуться до небольшого размера. Планетарные туманности понимаются как завершающий этап звездной эволюции . Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к мысли, что планетарные туманности были вызваны выбросом внешних слоев звезды в космос в конце ее жизни.

Современные наблюдения

К концу 20 века технологические усовершенствования способствовали дальнейшему изучению планетарных туманностей. Космические телескопы позволили астрономам изучать световые волны с длинами волн за пределами тех, которые передает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определять температуру , плотность и содержание элементов в туманностях . Технология устройств с зарядовой связью позволила точно измерить гораздо более слабые спектральные линии, чем это было возможно раньше. Космический телескоп Хаббла также показал, что, хотя при наблюдении с земли многие туманности кажутся простыми и правильными, очень высокое оптическое разрешение, достигаемое телескопами над земной атмосферой, выявляет чрезвычайно сложные структуры.

В соответствии со схемой спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности классифицируются как Тип- P , хотя это обозначение редко используется на практике.

Происхождение

Центральная звезда имеет удлиненную S-образную кривую белого цвета, исходящую в противоположных направлениях к краю.  Область, похожая на бабочку, окружает S-образную форму, а S-образная форма соответствует туловищу бабочки.
Компьютерное моделирование образования планетарной туманности из звезды с искривленным диском, показывающее сложность, которая может возникнуть из-за небольшой начальной асимметрии.

Звезды больше чем 8  солнечных массы (M ), вероятно , заканчивают свою жизнь в драматических суперновинках взрыва, тогда как планетарные туманности , казалось бы происходить только в конце жизни промежуточных и низких массовые звезд между 0,8 M до 8,0 M . Звезды , которые предшественники образуют планетарные туманности проведут большую часть своей жизни превращения их водорода в гелий в ядре звезды посредством ядерного синтеза при температуре около 15000000 K . Эта генерируемая энергия создает внешнее давление в результате реакций синтеза в ядре, уравновешивая разрушающее внутреннее давление силы тяжести звезды. Это состояние равновесия известно как главная последовательность , которая может длиться от десятков миллионов до миллиардов лет, в зависимости от массы.

Когда источник водорода в ядре начинает уменьшаться, гравитация начинает сжимать ядро, вызывая повышение температуры примерно до 100 миллионов К. Такие более высокие температуры ядра затем заставляют более холодные внешние слои звезды расширяться, создавая гораздо более крупные красные звезды-гиганты. Эта конечная фаза вызывает резкое повышение светимости звезды, когда высвобождаемая энергия распределяется по гораздо большей площади поверхности, что фактически приводит к снижению средней температуры поверхности. С точки зрения звездной эволюции звезды, в которых наблюдается такое увеличение светимости, известны как звезды асимптотической ветви гигантов (AGB). Во время этой фазы звезда может потерять от 50 до 70% своей общей массы из-за звездного ветра .

Для более массивных асимптотических гигантских звезд-ветвей, которые образуют планетарные туманности, чьи предки превышают примерно 3M , их ядра будут продолжать сжиматься. Когда температура достигает около 100 миллионов К, доступные ядра гелия сливаются с углеродом и кислородом , так что звезда снова возобновляет излучение энергии, временно останавливая сжатие ядра. Эта новая фаза горения гелия (слияние ядер гелия) образует растущее внутреннее ядро ​​из инертного углерода и кислорода. Над ним - тонкая оболочка, горящая гелием, окруженная, в свою очередь, оболочкой, горящей водородом. Однако эта новая фаза длится всего 20 000 лет или около того - очень короткий период по сравнению со всей жизнью звезды.

Выброс атмосферы в межзвездное пространство не ослабевает, но когда внешняя поверхность обнаженного ядра достигает температуры, превышающей примерно 30 000 К, испускаемых ультрафиолетовых фотонов достаточно, чтобы ионизировать выброшенную атмосферу, заставляя газ сиять, как планетарная туманность.

Продолжительность жизни

Ожерелье Туманность состоит из светлого кольца, размер около двух световых лет, пунктир с плотными, яркими узлами газа , которые напоминают алмазы в ожерелье. Узлы ярко светятся из-за поглощения ультрафиолетового света центральными звездами.

После того, как звезда проходит фазу асимптотической ветви гигантов (AGB), начинается фаза короткой планетарной туманности в звездной эволюции, когда газы уносятся от центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда - это остаток своего предшественника AGB, вырожденного электронами углеродно-кислородного ядра, которое потеряло большую часть своей водородной оболочки из-за потери массы на AGB. Когда газы расширяются, центральная звезда претерпевает двухэтапную эволюцию: сначала становится все горячее по мере того, как она продолжает сжиматься, и реакции синтеза водорода происходят в оболочке вокруг ядра, а затем медленно охлаждают, когда водородная оболочка истощается в результате синтеза и потери массы. Во второй фазе она излучает свою энергию, и реакции синтеза прекращаются, поскольку центральная звезда недостаточно тяжелая, чтобы генерировать температуру ядра, необходимую для слияния углерода и кислорода. Во время первой фазы центральная звезда поддерживает постоянную светимость, в то же время она становится все горячее, в конечном итоге достигая температуры около 100000 К. Во второй фазе она так сильно охлаждается, что не испускает достаточно ультрафиолетового излучения для ионизации все более отдаленное газовое облако. Звезда становится белым карликом , а расширяющееся газовое облако становится невидимым для нас, завершая фазу эволюции планетарной туманности. Для типичной планетарной туманности от образования до рекомбинации образовавшейся плазмы проходит около 10 000 лет .

Роль в галактическом обогащении

ESO 455-10 - планетарная туманность, расположенная в созвездии Скорпиона (Скорпиона).

Планетарные туманности могут играть очень важную роль в галактической эволюции. Новорожденные звезды почти полностью состоят из водорода и гелия , но по мере того, как звезды эволюционируют через асимптотическую фазу ветви гигантов , они создают более тяжелые элементы посредством ядерного синтеза, которые в конечном итоге выбрасываются сильными звездными ветрами . Планетарные туманности обычно содержат большее количество элементов, таких как углерод , азот и кислород , и они возвращаются в межзвездную среду с помощью этих мощных ветров. Таким образом, планетарные туманности существенно обогатить млечный путь и их туманности с этими тяжелыми элементами - вместе известно как астрономами металлов и , в частности , указанные в параметре Металличности Z .

Последующие поколения звезд, образованные из таких туманностей, также имеют более высокую металличность. Хотя эти металлы присутствуют в звездах в относительно небольших количествах, они оказывают заметное влияние на звездную эволюцию и реакции синтеза. Когда звезды образовались во Вселенной раньше, они теоретически содержали меньшее количество более тяжелых элементов. Известные примеры - бедные металлом звезды населения II . (См. Звездное население .) Определение содержания металличности звезд обнаружено с помощью спектроскопии .

Характеристики

Физические характеристики

Типичная планетарная туманность имеет диаметр примерно один световой год и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью от 100 до 10 000 частиц на см 3 . (Для сравнения, атмосфера Земли содержит 2,5 × 10 19 частиц на см 3. ) Молодые планетарные туманности имеют самую высокую плотность, иногда до 10 6 частиц на см 3 . По мере того как туманности стареют, их расширение приводит к уменьшению их плотности. Массы планетарных туманностей колеблются от 0,1 до 1  массы Солнца .

Излучение от центральной звезды нагревает газы до температуры около 10000  K . Температура газа в центральных областях обычно намного выше, чем на периферии, достигая 16000–25000 К. Объем в окрестности центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом с температурой около 1000000 К. Этот газ берет начало с поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра.

Туманности можно описать как ограниченные материей или излучением . В первом случае в туманности недостаточно вещества, чтобы поглотить все УФ-фотоны, испускаемые звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. В последнем случае центральная звезда излучает недостаточно УФ-фотонов, чтобы ионизировать весь окружающий газ, и фронт ионизации распространяется наружу в околозвездную оболочку нейтральных атомов.

Числа и распределение

Сейчас известно, что в нашей галактике существует около 3000 планетарных туманностей из 200 миллиардов звезд. Их очень короткое время жизни по сравнению с общим временем жизни звезд объясняет их редкость. Они находятся в основном около плоскости Млечного Пути , с наибольшей концентрацией около центра Галактики .

Морфология

Эта анимация показывает, как две звезды в центре планетарной туманности, такой как Fleming 1, могут управлять созданием впечатляющих струй материала, выбрасываемого из объекта.

Только около 20% планетарных туманностей сферически симметричны (например, см. Abell 39 ). Существует большое разнообразие форм, в том числе и очень сложные формы. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, винтовые, биполярные , квадрупольные и другие, хотя большинство из них относятся только к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сконцентрированы в галактической плоскости и , вероятно, созданы относительно молодыми массивными звездами-прародителями; и биполяры в галактическом балдже, по- видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. С другой стороны, сферические туманности, вероятно, созданы старыми звездами, похожими на Солнце.

Огромное разнообразие форм частично объясняется эффектом проекции - одна и та же туманность, если смотреть под разными углами, будет выглядеть по-разному. Тем не менее, причина такого огромного разнообразия физических форм до конца не изучена. Одной из причин может быть гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды являются двойными звездами . Другая возможность заключается в том, что планеты нарушают отток вещества от звезды по мере образования туманности. Было установлено, что более массивные звезды образуют туманности неправильной формы. В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и выдвинули гипотезу, что поля могут быть частично или полностью ответственны за их замечательные формы.

Членство в кластерах

Телескоп Abell 78, 24 дюйма на горе Леммон, штат Аризона. Предоставлено Джозефом Д. Шульманом.

Планетарные туманности были обнаружены в составе четырех шаровых скоплений Галактики : Мессье 15 , Мессье 22 , NGC 6441 и Паломар 6 . Свидетельства также указывают на возможное открытие планетарных туманностей в шаровых скоплениях в галактике M31 . Однако в настоящее время существует только один случай обнаружения планетарной туманности в рассеянном скоплении, который согласован независимыми исследователями. Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Эндрюс-Линдси 1. Действительно, благодаря принадлежности к скоплению, PHR 1315-6555 обладает одними из самых точных расстояний, установленных для планетарной туманности (т. Е. Решение о расстоянии 4%). . В случаях NGC 2818 и NGC 2348 в Мессье 46 наблюдается несовпадение скоростей планетарных туманностей и скоплений, что указывает на совпадение их прямой видимости. Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами кластер / PN, включает Abell 8 и Bica 6, а также He 2-86 и NGC 4463.

Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут образовываться из звезд главной последовательности с массой от одной до восьми солнечных масс, что означает, что возраст звезды-прародителя превышает 40 миллионов лет. Хотя существует несколько сотен известных рассеянных скоплений в пределах этого возрастного диапазона, множество причин ограничивают шансы найти внутри планетарную туманность. По одной причине фаза планетарной туманности для более массивных звезд составляет порядка тысячелетий, что с астрономической точки зрения является мгновением ока. Кроме того, отчасти из-за их небольшой общей массы, рассеянные скопления обладают относительно плохой гравитационной связью и имеют тенденцию рассеиваться через относительно короткое время, обычно от 100 до 600 миллионов лет.

Актуальные вопросы исследования планетарных туманностей

Расстояния до планетарных туманностей вообще плохо определены. Расстояние до ближайшей планетарной туманности можно определить, измерив скорость их расширения. Наблюдения с высоким разрешением, проведенные с интервалом в несколько лет, покажут расширение туманности перпендикулярно лучу зрения, а спектроскопические наблюдения доплеровского сдвига покажут скорость расширения на луче зрения. Сравнение углового расширения с вычисленной скоростью расширения покажет расстояние до туманности.

Вопрос о том, как можно создать такое разнообразие форм туманностей, является дискуссионным. Предполагается, что взаимодействие между веществом, удаляющимся от звезды с разной скоростью, приводит к появлению большинства наблюдаемых форм. Однако некоторые астрономы предполагают, что близкие двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. Было показано, что некоторые из них обладают сильными магнитными полями, и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей.

Есть два основных метода определения содержания металлов в туманностях. Они основаны на рекомбинационных линиях и линиях, возбужденных столкновениями. Иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью двух методов. Это можно объяснить наличием небольших колебаний температуры внутри планетарных туманностей. Расхождения могут быть слишком большими, чтобы быть вызванными температурными эффектами, и некоторые предполагают существование холодных узлов, содержащих очень мало водорода, для объяснения наблюдений. Однако таких узлов пока не наблюдается.

Галерея

Смотрите также

использованная литература

Цитаты

Цитированные источники

  • Аллер, Лоуренс Х .; Хён, Сик (2003). «Исторические заметки по спектроскопическому анализу планетарных туманностей (приглашенный обзор)». В Квок, Солнце; Допита, Михаил; Сазерленд, Ральф (ред.). Планетарные Туманности: их эволюция и роль во Вселенной, Труды симпозиума 209 - м Международного астрономического союза , состоявшейся в Канберре, Австралия, 19-23 ноября 2001 года . Планетарные туманности: их эволюция и роль во Вселенной . 209 . Тихоокеанское астрономическое общество. п. 15. Bibcode : 2003IAUS..209 ... 15A .
  • Эллисон, Марк (2006), Звездные скопления и способы их наблюдения , Биркхойзер, стр. 56–8, ISBN. 978-1-84628-190-7
  • Боуэн, И.С. (октябрь 1927 г.), «Происхождение главных небулярных линий», публикации Тихоокеанского астрономического общества , 39 (231): 295–7, Bibcode : 1927PASP ... 39..295B , doi : 10.1086 / 123745
  • Франковски, Адам; Сокер, Ноам (ноябрь 2009 г.), «Очень поздние тепловые импульсы, вызванные аккрецией в планетарных туманностях», New Astronomy , 14 (8): 654–8, arXiv : 0903.3364 , Bibcode : 2009NewA ... 14..654F , doi : 10.1016 / j.newast.2009.03.006 , S2CID  17128522 , Планетарная туманность (PN) - это расширяющееся ионизированное околозвездное облако, которое было выброшено во время фазы асимптотической гигантской ветви (AGB) звездного прародителя.
  • Фрю, Дэвид Дж .; Паркер, Квентин А. (май 2010 г.), «Планетарные туманности: наблюдательные свойства, мимика и диагностика», Публикации Астрономического общества Австралии , 27 (2): 129–148, arXiv : 1002.1525 , Bibcode : 2010PASA ... 27 ..129F , DOI : 10,1071 / AS09040 , S2CID  59429975
  • Гурзадян, Григор А. (1997), Физика и динамика планетарных туманностей , Springer, ISBN 978-3-540-60965-0
  • Харпаз, Амос (1994), Stellar Evolution , AK Peters, Ltd., ISBN 978-1-56881-012-6
  • Hora, Joseph L .; Последний, Уильям Б .; Аллен, Лори Э .; Маренго, Массимо; Deutsch, Lynne K .; Пайфер, Джудит Л. (сентябрь 2004 г.), "Наблюдения за планетными туманностями с помощью инфракрасной камеры (IRAC)" (PDF) , Серия дополнений к астрофизическому журналу , 154 (1): 296–301, Bibcode : 2004ApJS..154..296H , DOI : 10,1086 / 422820
  • Хаббл становится свидетелем последнего сияния славы солнцеподобных звезд , Hubblesite.org - Научный институт космического телескопа (STScI) для НАСА, 17 декабря 1997 г., заархивировано из оригинала 12 июня 2018 г. , извлечено 10 июня 2018 г.
  • Huggins, W .; Миллер, WA (1864), «О спектрах некоторых туманностей», Philosophical Transactions of the Royal Society of London , 154 : 437–44, Bibcode : 1864RSPT..154..437H , doi : 10.1098 / rstl.1864.0013
  • Джейкоби, Джордж. ЧАС.; Ферланд, Гэри. J .; Користа, Кирк Т. (2001), "Планетарная туманность A39: эталон наблюдений для численного моделирования фотоионизированной плазмы" , The Astrophysical Journal , 560 (1): 272–86, Bibcode : 2001ApJ ... 560..272J , DOI : 10,1086 / 322489
  • Jordan, S .; Вернер, К .; О'Тул, SJ (март 2005 г.), «Открытие магнитных полей в центральных звездах планетарных туманностей», Astronomy & Astrophysics , 432 (1): 273–9, arXiv : astro-ph / 0501040 , Bibcode : 2005A & A ... 432..273J , DOI : 10,1051 / 0004-6361: 20041993 , S2CID  119361869
  • Поцелуй, LL; Сабо, Gy. М .; Балог, З .; Паркер, QA; Фрю, DJ (ноябрь 2008 г.), «Лучевые скорости AAOmega исключают нынешнее членство планетарной туманности NGC 2438 в рассеянном скоплении M46», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 391 (1): 399–404, arXiv : 0809.0327 , Bibcode : 2008MNRAS.391..399K , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13899.x , S2CID  15207860
  • Краузе, Артур (1961), Астрономия , Оливер и Бойд, стр. 187
  • Квок, Солнце (2000), Происхождение и эволюция планетарных туманностей , Cambridge University Press, ISBN 0-521-62313-8(Главу 1 можно скачать здесь .)
  • Квок, Солнце (июнь 2005 г.), «Планетарные туманности: новые вызовы в 21 веке», журнал Корейского астрономического общества , 38 (2): 271–8, Bibcode : 2005JKAS ... 38..271K , doi : 10,5303 /JKAS.2005.38.2.271
  • Квок, Солнце; Су, Кейт Ю.Л. (декабрь 2005 г.), «Открытие множества коаксиальных колец в четырехполюсной планетарной туманности NGC 6881», The Astrophysical Journal , 635 (1): L49–52, Bibcode : 2005ApJ ... 635L..49K , doi : 10.1086 / 499332 , Мы сообщаем об открытии множества двумерных колец в квадрупольной планетарной туманности NGC 6881. Целых четыре пары колец видны в биполярных долях и три кольца видны в центральном торе. В то время как кольца в лепестках имеют ту же ось, что и одна пара биполярных лепестков, внутренние кольца выровнены с другой парой. Две пары биполярных лепестков, вероятно, будут вырезаны двумя отдельными высокоскоростными потоками околозвездного вещества, оставшегося от ветра асимптотической ветви гигантов (AGB). Двумерные кольца могут быть результатом динамической неустойчивости или следствием быстрого истечения, взаимодействующего с остатками дискретных околозвездных оболочек AGB.
  • Квок, Солнце; Конинг, Нико; Хуанг, Сю-Хуэй; Черчвелл, Эдвард (2006), Барлоу, MJ; Мендес, Р.Х. (ред.), «Планетарные туманности в обзоре GLIMPSE», Труды Международного Астрономического Союза, Симпозиум № 234 , Планетарные туманности в нашей Галактике и за ее пределами, Кембридж: Cambridge University Press, 2 (S234): 445–6 , Bibcode : 2006IAUS..234..445K , doi : 10.1017 / S1743921306003668 , Планетарные туманности (PN) имеют высокое содержание пыли и сильно излучают в инфракрасном диапазоне. Для молодых ПШ на пылевую составляющую приходится ∼1 / 3 от общего количества энергии, выделяемой туманностями (Zhang & Kwok, 1991). Типичные цветовые температуры ФН составляют от 100 до 200 К, а при λ> 5 мкм пыль начинает преобладать над свободным излучением ионизированного компонента. Хотя ФН традиционно обнаруживают посредством изучения фотографических пластинок или обзоров Hα, ФН также можно идентифицировать в инфракрасных обзорах путем поиска красных объектов с растущим спектром между 4–10 мкм.
  • Лю, X.-W .; Стори, П.Дж.; Барлоу, MJ; Данцигер, Эй Джей; Cohen, M .; Брайс, М. (март 2000 г.), «NGC 6153: планетарная туманность, богатая сверхметаллами?», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 312 (3): 585–628, Bibcode : 2000MNRAS.312..585L , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03167.x
  • Maciel, WJ; Коста, RDD; Idiart, TEP (октябрь 2009 г.), «Планетарные туманности и химическая эволюция Магеллановых облаков», Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , 45 : 127–37, arXiv : 0904.2549 , Bibcode : 2009RMxAA..45..127M , Эти объекты создаются звездами с низкой и средней массой, с массами главной последовательности примерно от 0,8 до 8 M , и имеют достаточно большой разброс по возрасту и металличности.
  • Majaess, диджей; Тернер, Д .; Лейн, Д. (декабрь 2007 г.), «В поисках возможных ассоциаций между планетными туманностями и открытыми скоплениями», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 119 (862): 1349–60, arXiv : 0710.2900 , Bibcode : 2007PASP .. 119.1349M , DOI : 10,1086 / 524414 , S2CID  18640979
  • Марочник, Л.С.; Шукуров, Анвар; Ястржембский, Игорь (1996), "Глава 19: Химическое содержание", Галактика Млечный Путь , Тейлор и Фрэнсис, стр. 6–10, ISBN 978-2-88124-931-0
  • Mermilliod, J.-C .; Clariá, JJ; Андерсен, Дж .; Piatti, AE; Майор М. (август 2001 г.), «Красные гиганты в рассеянных скоплениях. IX. NGC 2324, 2818, 3960 и 6259», Astronomy and Astrophysics , 375 (1): 30–9, Bibcode : 2001A & A ... 375 .. .30M , CiteSeerX  10.1.1.30.7545 , DOI : 10,1051 / 0004-6361: 20010845
  • Miszalski, B .; Jones, D .; Rodríguez-Gil, P .; Боффин, HMJ; Корради, RLM; Сантандер-Гарсия, М. (2011), «Открытие близких двойных центральных звезд в планетарных туманностях NGC 6326 и NGC 6778», Астрономия и астрофизика , 531 : A158, arXiv : 1105.5731 , Bibcode : 2011A & A ... 531A.158M , DOI : 10,1051 / 0004-6361 / 201117084 , S2CID  15010950
  • Мур, С.Л. (октябрь 2007 г.), "Наблюдение за туманностью Кошачий глаз", Журнал Британской астрономической ассоциации , 117 (5): 279–80, Bibcode : 2007JBAA..117R.279M
  • Моррис, М. (1990), «Биполярная асимметрия в массовых оттоках звезд в переходном состоянии», в Mennessier, Миссури; Омонт, Ален (ред.), От Мираса до планетарных туманностей: какой путь звездной эволюции? , Монпелье, Франция, 4–7 сентября 1989 г. Встреча астрофизиков IAP: Atlantica Séguier Frontières, стр. 526–30, ISBN 978-2-86332-077-8CS1 maint: location ( ссылка )
  • Остерброк, Дональд Э .; Ферланд, Дж. Дж. (2005), Ферланд, Дж. Дж. (Ред.), Астрофизика газовых туманностей и активных ядер галактик , University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
  • Паркер, Квентин А.; Acker, A .; Фрю, диджей; Hartley, M .; Пейо, AEJ; Ochsenbein, F .; Phillipps, S .; Russeil, D .; Болье, Сан-Франциско; Cohen, M .; Köppen, J .; Miszalski, B .; Морган, DH; Моррис, RAH; Пирс, MJ; Vaughan, AE (ноябрь 2006 г.), «Каталог планетных туманностей Macquarie / AAO / Strasbourg Hα: MASH», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 373 (1): 79–94, Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 79P , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10950.x
  • Паркер, Квентин А.; Фрю, Дэвид Дж .; Miszalski, B .; Ковачевич, Анна В .; Фринчабой, Питер .; Добби, Пол Д .; Кеппен, Дж. (Май 2011 г.), «PHR 1315–6555: биполярная планетарная туманность в компактном рассеянном скоплении эпохи Гиад ESO 96-SC04», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 413 (3): 1835–1844, Arxiv : 1101.3814 , Bibcode : 2011MNRAS.413.1835P , DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18259.x , S2CID  16164749
  • Рид, Даррен С .; Балик, Брюс; Hajian, Arsen R .; Klayton, Tracy L .; Джованарди, Стефано; Казертано, Стефано; Панагия, Нино; Терциан, Ервант (ноябрь 1999 г.), "Измерения с помощью космического телескопа Хаббла расширения NGC 6543: параллаксное расстояние и эволюция туманности", Astronomical Journal , 118 (5): 2430–41, arXiv : astro-ph / 9907313 , Bibcode : 1999AJ .... 118.2430R , DOI : 10,1086 / 301091 , S2CID  14746840
  • Сокер, Ноам (февраль 2002 г.), «Почему каждая биполярная планетарная туманность« уникальна » », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 330 (2): 481–6, arXiv : astro-ph / 0107554 , Bibcode : 2002MNRAS.330 ..481S , DOI : 10,1046 / j.1365-8711.2002.05105.x , S2CID  16616082
  • Первое обнаружение магнитных полей в центральных звездах четырех планетарных туманностей , SpaceDaily Express, 6 января 2005 г. , данные получены 18 октября 2009 г. , Источник: Journal Astronomy & Astrophysics
  • Rees, B .; Зийлстра, AA (июль 2013 г.), «Выравнивание векторов углового момента планетарных туманностей в галактическом балджу», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 435 (2): 975–991, arXiv : 1307.5711 , Bibcode : 2013MNRAS.435 ..975R , DOI : 10,1093 / MNRAS / stt1300 , S2CID  118414177
  • Планетарные Туманности , SEDS, 9 сентября 2013 , извлекаться 2013-11-10

дальнейшее чтение

  • Илиадис, Кристиан (2007), Ядерная физика звезд. Учебник физики , Wiley-VCH, стр. 18, 439–42, ISBN. 978-3-527-40602-9
  • Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (ed.), "Тепловые импульсы и формирование оболочек планетарных туманностей", Труды 131-го симпозиума МАС , 131 : 391–400, Bibcode : 1989IAUS .. 131..391R

внешние ссылки