Tinh vân hành tinh là gì

Tinh vân hành tinh , bất kỳ lớp nào trong số các tinh vân sáng đang mở rộng lớp vỏ khí sáng do các ngôi sao sắp chết thải ra . Được quan sát bằng kính thiên văn, chúng có hình dạng nhỏ gọn tương đối tròn hơn là hình dạng loang lổ hỗn độn của các tinh vân khác - do đó tên của chúng, được đặt vì sự giống với đĩa hành tinh khi được nhìn bằng các công cụ vào cuối những năm 1700, khi tinh vân hành tinh đầu tiên đã phát hiện.

Hình ảnh tổng hợp của Tinh vân Mắt mèo (NGC 6543), kết hợp ba hình ảnh do Kính viễn vọng Không gian Hubble chụp. Tinh vân hành tinh này có cấu trúc phức tạp bất thường, với các lớp vỏ đồng tâm (được xem như các vòng sáng), các tia phản lực (các hình chiếu ở phía trên bên trái và phía dưới bên phải) và một số chi tiết gợi ý các tương tác phức tạp của sóng xung kích.

Người ta tin rằng có khoảng 20.000 vật thể được gọi là tinh vân hành tinh trong Dải Ngân hà , mỗi vật thể đại diện cho khí bị trục xuất tương đối gần đây khỏi một ngôi sao trung tâm rất muộn trong quá trình tiến hóa của nó. Do sự che khuất của bụi trong Thiên hà, chỉ có khoảng 1.800 tinh vân hành tinh đã được xếp vào danh mục. Các tinh vân hành tinh là nguồn khí quan trọng trong môi trường giữa các vì sao .

Tinh vân Vòng (M57, NGC 6720) trong chòm sao Lyra, một tinh vân hành tinh bao gồm chủ yếu là các khí do ngôi sao ném ra ở trung tâm.

So sánh với tinh vân khuếch tán ( xem vùng H II ), tinh vân hành tinh là những vật thể nhỏ, có bán kính thường là 1 năm ánh sáng và chứa một khối lượng khí bằng 0,3 khối lượng mặt trời. Một trong những tinh vân hành tinh lớn nhất được biết đến,Tinh vân Helix (NGC 7293) trong chòm sao Bảo Bình, nằm dưới một góc khoảng 20 phút của vòng cung — 2/3 kích thước góc của Mặt Trăng . Các tinh vân hành tinh dày đặc hơn đáng kể so với hầu hết các vùng H II, thường chứa 1.000–10.000 nguyên tử mỗi cm khối trong vùng dày đặc của chúng và có độ sáng bề mặt lớn hơn 1.000 lần. Nhiều người ở rất xa đến mức chúng trông thật nổi bật khi được chụp ảnh trực tiếp, nhưng điều dễ thấyví dụ có kích thước góc của cung tròn lên đến 20 phút, với vòng cung là 10–30 giây là bình thường. Những vùng hiển thị đĩa sáng có dạng đều đặn hơn nhiều so với vùng H II hỗn loạn, nhưng thường vẫn có một số dao động độ sáng trên đĩa. Các hành tinh nhìn chung có ranh giới bên ngoài đều đặn, sắc nét; thường chúng cũng có ranh giới bên trong tương đối đều đặn, tạo cho chúng vẻ ngoài của một chiếc nhẫn. Nhiều người có hai thùy nguyên liệu tươi sáng, giống như vòng cung của một vòng tròn, nối với nhau bằng một cây cầu, hơi giống lá thư Z .

Messier 27, Tinh vân Quả tạ.

Hầu hết các hành tinh đều hiển thị ngôi sao trung tâm , được gọi là hạt nhân, cung cấp bức xạ cực tím cần thiết để ion hóa chất khí trong vòng hoặc vỏ bao quanh nó. Những ngôi sao đó là một trong những ngôi sao nóng nhất được biết đến và đang ở trong trạng thái tiến hóa tương đối nhanh.

Nhận quyền truy cập độc quyền vào nội dung từ Phiên bản đầu tiên năm 1768 của chúng tôi với đăng ký của bạn. Đăng ký ngay hôm nay

Như với các vùng H II, sự đều đặn về cấu trúc tổng thể che giấu những biến động quy mô lớn về mật độ , nhiệt độ và thành phần hóa học . Hình ảnh có độ phân giải cao của tinh vân hành tinh thường tiết lộ các nút và sợi nhỏ xuống đến giới hạn độ phân giải. Cácquang phổ của tinh vân hành tinh về cơ bản giống với quang phổ của vùng H II; nó chứa các vạch sáng từ sự tái kết hợp hyđrô và heli và các vạch sáng, kích thích một cách có chủ ýđường cấm và mờ nhạtđường tái tổ hợp của các ion khác . (Tái tổ hợp là quá trình nguyên tử ở giai đoạn kích thích cao bắt giữ một điện tử năng lượng thấp hơn và sau đó giảm xuống giai đoạn kích thích thấp hơn.) Các ngôi sao trung tâm cho thấy một phạm vi nhiệt độ lớn hơn nhiều so với các ngôi sao ở vùng H II, từ tương đối mát (25.000 K) đến một số nóng nhất đã biết (200.000 K). Trong tinh vân với các ngôi sao nóng, hầu hết heli bị ion hóa gấp đôi, và một lượng đáng kể oxy và argon được ion hóa gấp năm lần và neon bị ion hóa bốn lần . Ở vùng H II, helium chủ yếu bị ion hóa một lần còn neon và argon chỉ một hoặc hai lần. Sự khác biệt này trong trạng thái của các nguyên tử là do nhiệt độcủa hạt nhân hành tinh (lên tới khoảng 150.000 K), cao hơn nhiều so với hạt nhân của sao sôi động trong vùng H II (nhỏ nhất 60.000 K đối với sao O, nóng nhất). Các giai đoạn ion hóa cao được tìm thấy gần ngôi sao trung tâm. Các ion nặng hiếm, chứ không phải hydro, hấp thụ các photon có năng lượng vài trăm electron vôn . Ngoài một khoảng cách nhất định so với ngôi sao trung tâm, tất cả các photon năng lượng đủ để ion hóa một loại ion nhất định đã bị hấp thụ, và do đó loài đó không thể tồn tại ở xa hơn. Các tính toán lý thuyết chi tiết đã dự đoán thành công quang phổ của tinh vân được quan sát tốt nhất.

Quang phổ của các tinh vân hành tinh tiết lộ một sự thật thú vị khác: chúng đang mở rộng từ sao trung tâm tại 24-56 km (15-35 dặm) mỗi giây. Lực hấp dẫn của ngôi sao khá nhỏ ở khoảng cách của lớp vỏ so với ngôi sao, vì vậy lớp vỏ sẽ tiếp tục giãn nở cho đến khi cuối cùng nó hợp nhất với khí giữa các vì sao xung quanh nó. Sự giãn nở tỷ lệ với khoảng cách từ ngôi sao trung tâm, phù hợp với toàn bộ khối lượng khí đã bị đẩy ra trong một khoảng thời gian ngắn từ ngôi sao trong một số loại không ổn định.

Estimating the distance to any particular planetary nebula is challenging because of the variety of shapes and masses of the ionized gas. There is uncertainty about the amount of ionizing radiation from the central star that escapes from the nebula and the amount of hot low-density material that fills part of the volume but does not emit appreciable radiation. Thus, planetary nebulae are not a homogeneous class of objects.

Hourglass nebula MyCn18.This picture is a composite of three images taken by the Hubble Space Telescope.

Distances are estimated by obtaining measurements for about 40 objects that happen to have especially favourable properties. The favourable properties involve association with other objects whose distance can be estimated independently, such as membership in a stellar cluster or association with a star of known properties. Statistical methods, calibrated by these objects, provide rough estimates (about 30 percent errors) of distances for all others. The statistical method involves assuming that all shells have similar masses when all of the shell is ionized and correcting for the fraction that is neutral for the rest.

Từ việc xác định khoảng cách tốt nhất hiện có, có thể tìm thấy kích thước thực của bất kỳ tinh vân nào từ kích thước góc của nó. Thông thường, các tinh vân hành tinh có bán kính bằng vài phần mười năm ánh sáng . Nếu khoảng cách này chia cho tốc độ giãn nở thì sẽ thu được tuổi của tinh vân kể từ khi phóng ra. Có giá trị lên tới khoảng 30.000 năm, sau đó tinh vân này mỏng manh đến mức không thể phân biệt được với khí giữa các vì sao xung quanh. Thời gian tồn tại này ngắn hơn nhiều so với thời gian tồn tại của các ngôi sao mẹ, vì vậy pha nebular tương đối ngắn.