Планета́рна тума́нність — астрономічний об'єкт, що складається з іонізованої газової оболонки й центральної зорі — гарячого білого карлика, який збуджує світіння туманності. Назва «планетарна туманність» пов'язана з тим, що відкривачі цих об'єктів у XVIII столітті зауважили подібність їхнього вигляду до дисків планет, спостережуваних через тогочасні оптичні телескопи, хоча насправді планетарні туманності ніяк з планетами не пов'язані.

Планетарні туманності утворюються внаслідок скидання зовнішніх оболонок червоних гігантів із початковою масою приблизно від 0,8 до 8 M☉ на завершальній стадії їхньої еволюції внаслідок пульсацій та інтенсивних зоряних вітрів. Після цього від зорі залишається невелике ядро з дуже високою температурою, яке яскраво випромінює в ультрафіолетовому діапазоні й іонізує раніше викинуті оболонки. Планетарні туманності існують відносно недовго за астрономічними мірками — лише десятки тисяч років, тоді як тривалість життя типової зорі становить мільярди років.

Планетарні туманності складаються переважно з водню й гелію, однак збагачені важкими елементами — продуктами зоряного нуклеосинтезу, тому процес їхнього утворення відіграє важливу роль у хімічній еволюції галактик. У Чумацькому Шляху виявлено близько 3000 планетарних туманностей. Приблизно 20 % з них має кулясту форму, однак більшість — асиметричні, що може бути зумовлено подвійністю зір, магнітними полями зір та іншими факторами.

Історія досліджень

Зазвичай планетарні туманності — це тьмяні об'єкти, які неможливо спостерігати неозброєним оком. Першим відкритим об'єктом такого типу стала туманність Гантель у сузір'ї Лисички, яку Шарль Мессьє спостерігав 12 липня 1764 року й включив до свого каталогу туманностей як M27. Назву їй пізніше дав Джон Гершель через подібність до гантелі, «Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell»..

Для перших спостерігачів, які користувалися телескопами з низькою роздільною здатністю, туманності виглядали подібно до планет-гігантів Сонячної системи. Першим це зауважив 1779 року Антуан Дарк'є де Пелепуа, відкривач туманності Кільце. Вільям Гершель, який за кілька років перед тим відкрив Уран, у 1784 році запровадив для позначення цих об'єктів термін «планетарна туманність», бо в його телескопи такі об'єкти виглядали подібно до дисків планет.

Природа планетарних туманностей залишалася невідомою аж до появи перших спектроскопічних спостережень. 29 серпня 1864 року Вільям Гаггінс за допомогою призми отримав перший спектр такого об'єкту — туманності Котяче Око. Аналізуючи його, Гаггінс очікував побачити неперервний емісійний спектр, подібний до того, який спостерігав раніше в інших туманностях, зокрема в галактиці Андромеди. Однак він виявив лише невелику кількість ліній випромінювання. За словами самого Гаггінса:

Це пояснюється тим, що в спектрах планетарних туманностей переважають лінії випромінювання, характерні для газів, на відміну від скупчень зір, які мають неперервний спектр. Гаггінс ідентифікував одну з бальмерівських ліній водню (H, що відповідає блакитно-зеленому кольору), однак спостерігалися й інші, значно яскравіші лінії, зокрема на довжині хвилі 500,7 нм, які астрономи тоді не могли пов'язати з жодним хімічним елементом.

Для пояснення випромінювання цих ліній висунули гіпотезу про існування нового елемента — «небулію». Справжню природу цих ліній вдалося з'ясувати лише через понад шістдесят років після спостережень Гаггінса з розвитком квантової механіки. 1928 року Айра Спрейг Бовен встановив, що ці лінії спричиняють іони кисню та азоту, спростувавши таким чином гіпотезу про небулій.

Бовен показав, що в газах із надзвичайно низькою густиною електрони можуть займати збуджені метастабільні рівні енергії, тоді як у щільніших газах вони швидко повертаються в нижчі стани через зіткнення між атомами. Переходи електронів із цих рівнів на нижчі в іонах кисню та азоту (зокрема O2+, O+ і N+) спричиняють випромінювання ліній, які Гаггінс не зміг ідентифікувати, зокрема з довжиною хвилі 500,7 нм. Ці спектральні лінії називають забороненими лініями. Вони виникають лише в газах із дуже низькою густиною, що свідчить про вкрай розріджений стан речовини в планетарних туманностях.

Спектри планетарних туманностей у видимому діапазоні настільки відрізняються від спектрів інших небесних об'єктів, що їх використовують для виявлення таких туманностей навіть тоді, коли їхній кутовий розмір занадто малий для ідентифікації за допомогою фотометрії. Зокрема, лінії двічі іонізованого кисню O2+ на 500,7 нм і 495,9 нм та лінія Бальмера H, хоча й трапляються у спектрах інших об'єктів, таких як нові та наднові, але ніколи не мають такої інтенсивності, як у спектрах планетарних туманностей.

У середині 1950-х років Йосип Шкловський звернув увагу, що параметри планетарних туманностей збігаються з властивостями атмосфер червоних гігантів, а параметри їхніх ядер — з властивостями гарячих білих карликів, і таким чином пояснив їхнє походження завершальними етапами еволюції зірШкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, № 3, 1956. — сс. 315—329..

Наприкінці XX століття технологічний прогрес значно сприяв дослідженню та розумінню планетарних туманностей. Космічні телескопи дали змогу астрономам вивчати випромінювання поза межами видимого діапазону, яке не можна спостерігати з наземних обсерваторій, оскільки крізь атмосферу вільно проходять лише радіохвилі та видиме світло. Спостереження в інфрачервоному й ультрафіолетовому діапазонах дають значно більше інформації про планетарні туманності, їхню температуру, густину та вміст різних хімічних елементів. Технологія ПЗЗ дала змогу точніше вимірювати слабкі спектральні лінії. Космічний телескоп «Габбл» показав, що хоча багато туманностей здаються простими під час спостережень із Землі, телескопи за межами земної атмосфери завдяки високій роздільній здатності виявляють надзвичайно складні морфологічні структури.

Формування й еволюція

Походження

Планетарні туманності утворюються, коли зоря з масою приблизно від 0,8 до 8 M⊙ вичерпує своє ядерне паливо. Якщо маса перевищує межу в 8 M⊙, зоря вибухає як наднова.

Упродовж більшої частини життя зорі світять завдяки реакціям ядерного синтезу, що відбуваються в їхньому ядрі. Це забезпечує гідростатичну рівновагу: сила гравітації, яка стискає зорю, урівноважується сумою гідростатичного тиску та тиску випромінювання, що прагнуть розширити її.

Зорі малої та середньої маси, з яких утворюються планетарні туманності, залишаються на головній послідовності мільярди років, спалюючи водень і утворюючи гелій, що накопичується в ядрі. Температура в ядрі спочатку недостатня для ядерного горіння гелію, тому він залишається інертним. З часом у ядрі накопичується все більше гелію, і тиск уже не може врівноважити гравітацію, через що ядро стискається. Це стискання підвищує температуру й прискорює синтез водню у сферичному шарі навколо ядра. Зовнішні шари зорі розширюються, площа поверхні зорі збільшується, енергія розподіляється на більшу площу, тому поверхнева температура знижується, і зоря набуває червоного кольору. На цій стадії вона переходить на гілку червоних гігантів.

Ядро, що складається переважно з гелію, продовжує стискатися й нагріватися за відсутності ядерних реакцій, доки температура не досягне значень, достатніх для перетворення гелію на вуглець і кисень (приблизно 80–90 млн К). Невдовзі формується інертне ядро з вуглецю й кисню, оточене оболонками гелію та водню, у яких триває синтез. Такий стан називають асимптотичною гілкою гігантів.

Реакції ядерного горіння гелію дуже чутливі до температури: їхня інтенсивність приблизно пропорційна T40. Через це зоря стає нестійкою, і навіть незначні коливання температури мають великий вплив. Підвищення температури лише на 2 % подвоює швидкість реакцій, виділяючи значну кількість енергії, що ще більше нагріває зорю. У відповідь шар гелію, де відбувається синтез, розширюється й швидко охолоджується. Це спричиняє потужні пульсації, які зрештою стають настільки сильними, що повністю викидають зоряну атмосферу в космос.

Викинуті гази утворюють хмару матеріалу навколо оголеного ядра зорі. У міру того як оболонка покидає зорю, відкриваються дедалі глибші й гарячіші шари ядра зорі. Коли температура поверхні досягає приблизно 35 000 К, ядро випромінює достатню кількість ультрафіолетових фотонів, щоб іонізувати викинуту оболонку, змушуючи її світитися. У цей момент хмара перетворюється на планетарну туманність.

Стадія планетарної туманності

Після початку стадії планетарної туманності викинуті гази рухаються від центральної зорі зі швидкостями порядку кількох десятків кілометрів на секунду. Ядро зорі перетворюється на зоряний залишок — білий карлик, який складається переважно з вуглецю та кисню з виродженим електронним газом. Він містить лише незначну кількість водню, оскільки більшу його частину зоря втратила на стадії асимптотичної гілки гігантів.

У міру розширення газу центральна зоря проходить дві стадії еволюції. Спочатку вона стискається й одночасно нагрівається, при цьому відбувається горіння водню в оболонці навколо ядра. На цьому етапі зоря зберігає майже сталу світність і зрештою досягає температур близько 100 000 К. Далі зоря починає охолоджуватися, коли зовнішній шар водню вичерпується. Водночас зоря втрачає частину маси. Зоряний залишок продовжує випромінювати свою енергію, але реакції ядерного синтезу припиняються. Унаслідок цього він охолоджується настільки, що його ультрафіолетове випромінювання вже не може іонізувати газ туманності.

Стадія планетарної туманності завершується, коли газова оболонка рекомбінує й стає невидимою. Для типової планетарної туманності ця фаза триває кілька десятків тисяч років. Залишок зорі — білий карлик — надалі майже не змінюється й лише дуже повільно охолоджується.

Характеристики

Морфологія

Планетарні туманності мають різноманітні форми — від нерегулярних і складних до майже ідеально сферичних. Однак останні становлять лише близько 20 % від загальної кількості.

Більшість планетарних туманностей за формою поділяють на сферичні, еліптичні та біполярні на основі їхніх видимих форм при спостереженні з Землі, адже вигляд залежить від кута спостереження. Водночас трапляються й інші типи: кільцеподібні, спіральні, нерегулярні тощо. Наприклад, планетарна туманність має майже сферичну форму, а туманність Сітківка (IC 4406) є біполярною. Часто форма визначає назву об'єкта, як у випадку туманності Кільце, туманності Равлик або .

Біполярні планетарні туманності розташовані в межах 3° від галактичної площини, тому їх утворили відносно молоді масивні зорі (спектральний клас A на головній послідовності). Натомість сферичні туманності частіше трапляються далі від площини Галактики (5°–12°) і походять від старіших та менш масивних зір, подібних до Сонця (спектральний клас G). Еліптичні туманності займають проміжне положення (3°–5°). Це свідчить, що маса зорі-попередниці значною мірою визначає морфологію планетарної туманності. Загалом, що масивніша зоря, то більш нерегулярною стає туманність.

Причини різноманітності форм туманностей остаточно не з'ясовані. Ймовірно, важливу роль відіграють гравітаційні взаємодії із зорею-компаньоном у подвійних системах. Інша причина може полягати в тому, що планети можуть збурювати потоки речовини, які зоря викидає в космос. Магнітні поля навколо центральних зір планетарних туманностей також можуть сильно впливати на їхню форму.

Фізичні характеристики

Типова планетарна туманність має діаметр приблизно один світловий рік і складається з дуже розрідженого газу з густиною від 100 до 10 000 частинок/см³. Для порівняння, атмосфера Землі містить близько 2,5 × 1019 частинок/см³. Молодші туманності мають вищу густину, інколи порядку 106 частинок/см³. У міру розширення туманності її густина зменшується; газ розлітається зі швидкістю близько 25 км/с. Її маса зазвичай становить від 0,1 до 1 .