stringtranslate.com

Планетарная туманность

Организация изображения похожа на кошачий глаз. Яркий, почти точечный, белый круг в центре изображает центральную звезду. Центральная звезда заключена в фиолетовую и красную неровно окаймленную, эллиптической формы область, которая предполагает трехмерную оболочку. Она окружена парой наложенных друг на друга круглых областей красного цвета с желтыми и зелеными краями, что предполагает еще одну трехмерную оболочку.
Составное рентгеновское/оптическое изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543)
Две камеры на борту телескопа Уэбба запечатлели последний снимок этой планетарной туманности, занесенной в каталог как NGC 3132 и неофициально известной как Туманность Южное Кольцо. Она находится примерно в 2500 световых годах от нас.
Две камеры на борту телескопа Уэбба запечатлели последний снимок этой планетарной туманности, занесенной в каталог как NGC 3132 и неофициально известной как Туманность Южное Кольцо. Она находится примерно в 2500 световых годах от нас.
NGC 6326 , планетарная туманность со светящимися струйками выбрасываемого газа, которые освещаются двойной [3] центральной звездой

Планетарная туманность — это тип эмиссионной туманности, состоящий из расширяющейся светящейся оболочки ионизированного газа, выброшенного красными гигантскими звездами в конце их жизни. [4]

Термин «планетарная туманность» является неправильным, поскольку они не связаны с планетами . Термин происходит от планетоподобной круглой формы этих туманностей, наблюдавшихся астрономами через первые телескопы. Первое использование, возможно, произошло в 1780-х годах английским астрономом Уильямом Гершелем , который описал эти туманности как похожие на планеты; однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа описал в своих наблюдениях Кольцевую туманность , «очень тусклую, но прекрасно очерченную; она такая же большая, как Юпитер, и напоминает исчезающую планету». [5] [6] [7] Хотя современная интерпретация отличается, старый термин все еще используется.

Все планетарные туманности образуются в конце жизни звезды средней массы, около 1-8 солнечных масс. Ожидается, что Солнце сформирует планетарную туманность в конце своего жизненного цикла. [8] Это относительно недолговечные явления, длящиеся, возможно, несколько десятков тысячелетий, по сравнению со значительно более длительными фазами звездной эволюции . [9] После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеивается, энергичное ультрафиолетовое излучение от открытого горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенный материал. [4] Затем поглощенный ультрафиолетовый свет заряжает оболочку туманного газа вокруг центральной звезды, заставляя ее выглядеть как ярко окрашенная планетарная туманность.

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

Начиная с 1990-х годов, изображения космического телескопа Хаббл показали, что многие планетарные туманности имеют чрезвычайно сложную и разнообразную морфологию. Около одной пятой из них имеют приблизительно сферическую форму, но большинство не являются сферически симметричными. Механизмы, которые создают такое большое разнообразие форм и особенностей, пока не до конца поняты, но двойные центральные звезды , звездные ветры и магнитные поля могут играть определенную роль.

Наблюдения

Цветная оболочка, которая имеет почти глазоподобный вид. В центре показана маленькая центральная звезда с синей круглой областью, которая может представлять радужную оболочку. Она окружена областью, похожей на радужную оболочку, из концентрических оранжевых полос. Она окружена красной областью в форме века перед краем, где показано простое пространство. Фоновые звезды усеивают все изображение.
NGC 7293 , туманность Улитка
Сферическая оболочка цветной области на фоне звезд. Сложные кометоподобные узлы расходятся внутрь от края примерно на треть пути к центру. Центральная половина содержит более яркие сферические оболочки, которые перекрывают друг друга и имеют неровные края. Одинокая центральная звезда видна в середине. Фоновых звезд не видно.
NGC 2392 , туманность Эскимос

Открытие

Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя пока не названной таковой) была туманность Гантель в созвездии Лисички . Она была обнаружена Шарлем Мессье 12 июля 1764 года и указана как M27 в его каталоге туманных объектов. [10] Для первых наблюдателей с телескопами низкого разрешения M27 и впоследствии обнаруженные планетарные туманности напоминали гигантские планеты, такие как Уран . Еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пельпуа описал в своих наблюдениях за туманностью Кольцо , «очень тусклую туманность, но прекрасно очерченную; такую ​​же большую, как Юпитер, и похожую на исчезающую планету». [5] [6] [7]

Природа этих объектов оставалась неясной. В 1782 году Уильям Гершель , первооткрыватель Урана, обнаружил туманность Сатурн (NGC 7009) и описал ее как «любопытную туманность, или как еще ее назвать, я не знаю». Позже он описал эти объекты как планеты «звездного типа». [11] Как заметил Даркье до него, Гершель обнаружил, что диск напоминает планету, но он слишком слаб, чтобы быть ею. В 1785 году Гершель написал Жерому Лаланду :

Это небесные тела, о которых мы пока не имеем ясного 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. Эти тела, по-видимому, имеют диск, который скорее похож на планету, то есть одинаковой яркости по всей поверхности, круглый или немного овальный, и примерно так же хорошо очерченный по контуру, как диск планет, света достаточно сильного, чтобы быть видимым в обычный телескоп всего в один фут, однако они имеют только вид звезды около девятой величины. [12]

Он отнес их к классу IV своего каталога «туманностей», в конечном итоге перечислив 78 «планетарных туманностей», большинство из которых на самом деле являются галактиками. [13]

Гершель использовал термин «планетарные туманности» для этих объектов. Происхождение этого термина неизвестно. [10] [14] Ярлык «планетарная туманность» прочно вошел в терминологию, используемую астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами сегодня. [15] [16]

Спектры

Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до первых спектроскопических наблюдений, проведенных в середине 19 века. Используя призму для рассеивания их света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов. [14]

29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, когда он наблюдал туманность Кошачий глаз . [10] Его наблюдения за звездами показали, что их спектры состояли из континуума излучения с множеством наложенных темных линий . Он обнаружил, что многие туманные объекты, такие как туманность Андромеды (как ее тогда называли), имели довольно похожие спектры. Однако, когда Хаггинс посмотрел на туманность Кошачий глаз, он обнаружил совсем другой спектр. Вместо сильного континуума с наложенными линиями поглощения, туманность Кошачий глаз и другие подобные объекты показали ряд линий излучения . [14] Самая яркая из них была на длине волны 500,7  нанометров , что не соответствовало линии ни одного известного элемента. [17]

Сначала была выдвинута гипотеза, что линия может быть связана с неизвестным элементом, который был назван небулием . Похожая идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году. [10] В то время как гелий был выделен на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, «небулий» — нет. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия на 500,7 нм была связана не с новым элементом, а со знакомым элементом в незнакомых условиях. [10]

Физики показали в 1920-х годах, что в газе при чрезвычайно низкой плотности электроны могут занимать возбужденные метастабильные энергетические уровни в атомах и ионах, которые в противном случае были бы девозбуждены столкновениями, которые происходили бы при более высоких плотностях. [18] Электронные переходы с этих уровней в ионах азота и кислорода ( O + , O 2+ (он же O  iii ) и N + ) приводят к появлению линии излучения 500,7 нм и других. [10] Эти спектральные линии, которые можно увидеть только в газах с очень низкой плотностью, называются запрещенными линиями . Таким образом, спектроскопические наблюдения показали, что туманности состоят из чрезвычайно разреженного газа. [19]

Планетарная туманность NGC 3699 отличается нерегулярным пятнистым внешним видом и темной трещиной. [20]

Центральные звезды

Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. [4] Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может сжаться до небольших размеров. Планетарные туманности понимаются как конечная стадия звездной эволюции . Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к идее, что планетарные туманности были вызваны внешними слоями звезды, выброшенными в космос в конце ее жизни. [10]

Современные наблюдения

К концу 20-го века технологические усовершенствования помогли продвинуться в изучении планетарных туманностей. [21] Космические телескопы позволили астрономам изучать длины волн света за пределами тех, которые пропускает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определить температуру туманностей , плотность и содержание элементов. [22] [23] Технология приборов с зарядовой связью позволила измерять гораздо более слабые спектральные линии точно, чем это было возможно ранее. Космический телескоп Хаббл также показал, что, хотя многие туманности кажутся имеющими простые и регулярные структуры при наблюдении с Земли, очень высокое оптическое разрешение, достигаемое телескопами над атмосферой Земли, выявляет чрезвычайно сложные структуры. [24] [25]

Согласно спектральной классификации Моргана-Кинана , планетарные туманности классифицируются как тип P , хотя эта нотация редко используется на практике. [26]

Происхождение

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

Звезды с массой более 8  солнечных масс (M ⊙ ), вероятно, закончат свою жизнь в результате драматических взрывов сверхновых , в то время как планетарные туманности, по-видимому, возникают только в конце жизни звезд средней и малой массы между 0,8 M ⊙ и 8,0 M ⊙ . [27] Звезды-прародители, которые образуют планетарные туманности, будут тратить большую часть своей жизни на преобразование своего водорода в гелий в ядре звезды путем ядерного синтеза при температуре около 15 миллионов К. Это генерирует энергию в ядре, которая создает внешнее давление, уравновешивающее сокрушительное внутреннее давление гравитации. [28] Это состояние равновесия известно как главная последовательность , которая может длиться от десятков миллионов до миллиардов лет, в зависимости от массы.

Когда водород в ядре начинает заканчиваться, ядерный синтез генерирует меньше энергии, и гравитация начинает сжимать ядро, вызывая повышение температуры примерно до 100 миллионов К. [29] Такие высокие температуры ядра затем заставляют [ как? ] более холодные внешние слои звезды расширяться, создавая гораздо более крупные красные гигантские звезды. Эта конечная фаза вызывает резкое увеличение звездной светимости, где высвобождаемая энергия распределяется по гораздо большей площади поверхности, что фактически приводит к снижению средней температуры поверхности. В терминах звездной эволюции звезды, претерпевающие такое увеличение светимости, известны как звезды асимптотической ветви гигантов (AGB). [29] Во время этой фазы звезда может потерять 50–70% своей общей массы из-за своего звездного ветра . [30]

Для более массивных асимптотических звезд ветви гигантов, которые образуют планетарные туманности, чьи прародители превышают около 0,6M ⊙ , их ядра будут продолжать сжиматься. Когда температура достигает около 100 миллионов К, доступные ядра гелия сливаются в углерод и кислород , 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 находится тонкая оболочка, горящая гелий, окруженная, в свою очередь, оболочкой, горящей водород. Однако эта новая фаза длится всего около 20 000 лет, что является очень коротким периодом по сравнению со всей продолжительностью жизни звезды.

Выброс атмосферы в межзвездное пространство продолжается безостановочно, но когда внешняя поверхность обнаженного ядра достигает температуры, превышающей примерно 30 000 К, выделяется достаточно ультрафиолетовых фотонов , чтобы ионизировать выброшенную атмосферу, заставляя газ светиться как планетарная туманность. [29]

Продолжительность жизни

Туманность Ожерелье состоит из яркого кольца, размером около двух световых лет в поперечнике, усеянного плотными, яркими узлами газа, которые напоминают бриллианты в ожерелье. Узлы ярко светятся из-за поглощения ультрафиолетового света центральных звезд. [31]

После того, как звезда проходит через фазу асимптотической ветви гигантов (AGB), начинается короткая фаза планетарной туманности звездной эволюции [21] , когда газы выдуваются из центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда является остатком ее прародителя AGB, электронно-вырожденного углеродно-кислородного ядра, которое потеряло большую часть своей водородной оболочки из-за потери массы на AGB. [21] По мере расширения газов центральная звезда претерпевает двухэтапную эволюцию, сначала становясь горячее, поскольку она продолжает сжиматься, и в оболочке вокруг ядра происходят реакции синтеза водорода, а затем медленно охлаждаясь, когда водородная оболочка истощается из-за синтеза и потери массы. [21] Во второй фазе она излучает свою энергию, и реакции синтеза прекращаются, поскольку центральная звезда недостаточно тяжела, чтобы генерировать температуры ядра, необходимые для синтеза углерода и кислорода. [10] [21] В течение первой фазы центральная звезда сохраняет постоянную светимость, [21] в то же время она становится все горячее, в конечном итоге достигая температуры около 100 000 К. Во второй фазе она охлаждается настолько, что не выделяет достаточно ультрафиолетового излучения, чтобы ионизировать все более удаленное газовое облако. Звезда становится белым карликом , а расширяющееся газовое облако становится невидимым для нас, завершая фазу эволюции планетарной туманности. [21] Для типичной планетарной туманности между ее образованием и рекомбинацией образовавшейся плазмы проходит около 10 000 лет [21] . [10]

Роль в обогащении галактики

ESO 455-10 — планетарная туманность, расположенная в созвездии Скорпиона . [32]

Планетарные туманности могут играть очень важную роль в эволюции галактик. Недавно рожденные звезды состоят почти полностью из водорода и гелия , [33] но по мере того, как звезды эволюционируют через фазу асимптотической ветви гигантов , [34] они создают более тяжелые элементы посредством ядерного синтеза , которые в конечном итоге выбрасываются сильными звездными ветрами . [35] Планетарные туманности обычно содержат большие пропорции таких элементов, как углерод , азот и кислород , и они перерабатываются в межзвездную среду посредством этих мощных ветров. Таким образом, планетарные туманности значительно обогащают Млечный Путь и его туманности этими более тяжелыми элементами — которые астрономы совместно называют металлами и конкретно обозначают параметром металличности Z. [36 ]

Последующие поколения звезд, образованных из таких туманностей, также имеют тенденцию к более высокой металличности. Хотя эти металлы присутствуют в звездах в относительно небольших количествах, они оказывают заметное влияние на звездную эволюцию и реакции синтеза. Когда звезды формировались раньше во Вселенной , они теоретически содержали меньшие количества более тяжелых элементов. [37] Известными примерами являются звезды Популяции II с низким содержанием металлов . (См. Звездное население .) [38] [39] Определение содержания металличности звезд осуществляется с помощью спектроскопии .

Характеристики

Физические характеристики

Эллиптическая оболочка с тонким красным внешним краем, окружающим область желтого и затем розового цвета вокруг почти круглой синей области с центральной звездой в ее центре. Видны несколько фоновых звезд.
NGC 6720, Туманность Кольцо
Туманность Долька лимона (IC 3568)

Типичная планетарная туманность имеет размер около одного светового года в поперечнике и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью от 100 до 10 000 частиц на см 3 . [40] (Для сравнения, атмосфера Земли содержит 2,5 × 1019 частиц на см 3 .) Молодые планетарные туманности имеют самую высокую плотность, иногда достигающую 10 6 частиц на см 3 . По мере старения туманностей их расширение приводит к уменьшению их плотности. Массы планетарных туманностей колеблются от 0,1 до 1  массы Солнца . [40]

Излучение центральной звезды нагревает газы до температур около 10 000  К. [41] Температура газа в центральных областях обычно намного выше, чем на периферии, достигая 16 000–25 000 К. [42] Объем в окрестностях центральной звезды часто заполнен очень горячим (корональным) газом , имеющим температуру около 1 000 000 К. Этот газ берет начало с поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра. [43]

Туманности можно описать как ограниченные материей или излучением . В первом случае в туманности недостаточно материи, чтобы поглотить все ультрафиолетовые фотоны, испускаемые звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. Во втором случае, центральной звездой испускается недостаточно ультрафиолетовых фотонов, чтобы ионизировать весь окружающий газ, и фронт ионизации распространяется наружу в околозвездную оболочку нейтральных атомов. [44]

Численность и распределение

В настоящее время известно о существовании около 3000 планетарных туманностей в нашей галактике [45] из 200 миллиардов звезд. Их очень короткое время жизни по сравнению с общим временем жизни звезд объясняет их редкость. Они в основном встречаются вблизи плоскости Млечного Пути , с наибольшей концентрацией вблизи Галактического Центра [46] .

Морфология

Эта анимация показывает, как две звезды в центре планетарной туманности, такой как Флеминг 1, могут контролировать создание впечатляющих струй материала, выбрасываемого из объекта.

Только около 20% планетарных туманностей сферически симметричны (например, см. Abell 39 ). [47] Существует большое разнообразие форм, и некоторые из них очень сложные. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на: звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, винтовые, биполярные , квадрупольные [48] и другие типы, [49] хотя большинство из них принадлежат всего к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сосредоточены в галактической плоскости , вероятно, созданы относительно молодыми массивными звездами-прародителями; а биполярные в галактической балдже, по-видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. [50] С другой стороны, сферические туманности, вероятно, созданы старыми звездами, похожими на Солнце. [1]

Огромное разнообразие форм частично является эффектом проекции — одна и та же туманность при просмотре под разными углами будет выглядеть по-разному. [51] Тем не менее, причина огромного разнообразия физических форм до конца не изучена. [49] Гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды являются двойными звездами, может быть одной из причин. Другая возможность заключается в том, что планеты нарушают поток материала от звезды по мере формирования туманности. Было установлено, что более массивные звезды производят туманности более неправильной формы. [52] 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. [53] [54]

Членство в кластерах

Abell 78, 24-дюймовый телескоп на горе Леммон, Аризона.

Планетарные туманности были обнаружены как члены четырех галактических шаровых скоплений : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 и Palomar 6. Доказательства также указывают на потенциальное открытие планетарных туманностей в шаровых скоплениях в галактике M31 . [55] Однако в настоящее время существует только один случай обнаружения планетарной туманности в рассеянном скоплении , который согласован независимыми исследователями. [56] [57] [58] Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Andrews-Lindsay 1. Действительно, благодаря принадлежности к скоплению, PHR 1315-6555 обладает одними из самых точных расстояний, установленных для планетарной туманности (т. е. 4%-ное решение по расстоянию). Случаи NGC 2818 и NGC 2348 в Мессье 46 демонстрируют несовпадение скоростей между планетарными туманностями и скоплениями, что указывает на совпадения по линии прямой видимости. [46] [59] [60] Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами скопление/пирамидальная туманность, включает Abell 8 и Bica 6, [61] [62] и He 2-86 и NGC 4463. [63]

Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут формироваться из звезд главной последовательности массой от одной до восьми солнечных, что дает возраст звезды-прародительницы более 40 миллионов лет. Хотя известно несколько сотен открытых скоплений в этом диапазоне возраста, ряд причин ограничивает шансы найти внутри них планетарную туманность. [46] По одной из причин фаза планетарной туманности для более массивных звезд составляет порядка тысячелетий, что является мгновением ока в астрономических терминах. Кроме того, отчасти из-за их небольшой общей массы, открытые скопления имеют относительно слабую гравитационную связность и имеют тенденцию рассеиваться за относительно короткое время, обычно от 100 до 600 миллионов лет. [64]

Актуальные проблемы в изучении планетарных туманностей

Расстояния до планетарных туманностей, как правило, плохо определены, [65] но миссия Gaia в настоящее время измеряет прямые параллактические расстояния между их центральными звездами и соседними звездами. [66] Также возможно определить расстояния до близлежащих планетарных туманностей, измеряя скорости их расширения. Наблюдения с высоким разрешением, проведенные с интервалом в несколько лет, покажут расширение туманности перпендикулярно лучу зрения, в то время как спектроскопические наблюдения доплеровского смещения покажут скорость расширения по лучу зрения. Сравнение углового расширения с полученной скоростью расширения покажет расстояние до туманности. [24]

Вопрос о том, как может быть создан такой разнообразный спектр туманных форм, является спорной темой. Предполагается, что взаимодействие между материалом, движущимся от звезды с разной скоростью, приводит к появлению большинства наблюдаемых форм. [49] Однако некоторые астрономы постулируют, что близкие двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. [67] Было показано, что некоторые из них демонстрируют сильные магнитные поля, [68] и их взаимодействие с ионизированным газом может объяснить некоторые формы планетарных туманностей. [54]

Существует два основных метода определения содержания металлов в туманностях. Они основаны на линиях рекомбинации и линиях, возбуждаемых столкновениями. Иногда наблюдаются большие расхождения между результатами, полученными с помощью двух методов. Это может быть объяснено наличием небольших температурных колебаний внутри планетарных туманностей. Расхождения могут быть слишком большими, чтобы быть вызванными температурными эффектами, и некоторые выдвигают гипотезу о существовании холодных узлов, содержащих очень мало водорода, чтобы объяснить наблюдения. Однако такие узлы еще не наблюдались. [69]

Смотрите также

Ссылки

Цитаты

  1. ^ abcd Остерброк, Дональд Э.; Ферланд, Г. Дж. (2005), Ферланд, Г. Дж. (ред.), Астрофизика газообразных туманностей и активных ядер галактик , University Science Books, ISBN 978-1-891389-34-4
  2. ^ "Мессье 27 (Туманность Гантель)". nasa.gov . 19 октября 2017 г.
  3. ^ Мишальски и др. 2011
  4. ^ abc Frankowski & Soker 2009, стр. 654–8.
  5. ^ аб Даркье, А. (1777). Observations astronomiques, faites à Toulouse (Астрономические наблюдения, сделанные в Тулузе). Авиньон: Ж. Обер; (и Париж: Лапорт и др.).
  6. ^ ab Olson, Don; Caglieris, Giovanni Maria (июнь 2017 г.). «Кто открыл Кольцевую туманность?». Sky & Telescope . стр. 32–37.
  7. ^ аб Вольфганг Штайнике. «Антуан Даркье де Пельпуа» . Проверено 9 июня 2018 г.
  8. ^ Дейли, Джейсон (8 мая 2018 г.). «Солнце создаст прекрасную планетарную туманность, когда умрет». Smithsonian Magazine . Получено 30 марта 2020 г.
  9. ^ Они образуются после фазы красного гиганта, когда большая часть внешних слоев звезды была выброшена сильными звездными ветрами Frew & Parker 2010, стр. 129–148
  10. ^ abcdefghi Kwok 2000, стр. 1–7.
  11. ^ Зийлстра, А. (2015). «Планетарные туманности в 2014 году: обзор исследований» (PDF) . Мексиканская версия астрономии и астрофизики . 51 : 221–230. arXiv : 1506.05508 . Бибкод : 2015RMxAA..51..221Z. Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  12. ↑ Цитируется в Hoskin, Michael (2014). «William Herschel and the Planetary Nebulae». Journal for the History of Astronomy . 45 (2): 209–225. Bibcode : 2014JHA....45..209H. doi : 10.1177/002182861404500205. S2CID  122897343.
  13. ^ стр. 16 в Маллейни, Джеймс (2007). Объекты Гершеля и как их наблюдать . Руководства по астрономическим наблюдениям. Bibcode : 2007hoho.book.....M. doi : 10.1007/978-0-387-68125-2. ISBN 978-0-387-68124-5.
  14. ^ abc Мур 2007, стр. 279–80
  15. ^ СЭДС 2013
  16. ^ Hubblesite.org 1997
  17. ↑ Хаггинс и Миллер 1864, стр. 437–44.
  18. ↑ Боуэн 1927, стр. 295–297.
  19. ^ Гурзадян 1997
  20. ^ "A Planetary Nebula Divided" . Получено 21 декабря 2015 г. .
  21. ^ abcdefgh Квок 2005, стр. 271–8
  22. ^ Хора и др. 2004, стр. 296–301.
  23. ^ Квок и др. 2006, стр. 445–446
  24. ^ ab Рид и др. 1999, стр. 2430–41
  25. ^ Аллер и Хён 2003, стр. 15
  26. ^ Краузе 1961, стр. 187
  27. ^ Масиэль, Коста и Идиарт, 2009, стр. 127–37.
  28. ^ Харпаз 1994, стр. 55–80
  29. ^ abc Harpaz 1994, стр. 99–112
  30. ^ Wood, PR; Olivier, EA; Kawaler, SD (2004). «Длинные вторичные периоды в пульсирующих асимптотических ветвях гигантских звезд: исследование их происхождения». The Astrophysical Journal . 604 (2): 800. Bibcode : 2004ApJ...604..800W. doi : 10.1086/382123. S2CID  121264287.
  31. ^ "Hubble Offers a Dazzling Jewelry". Изображение недели . ESA/Hubble . Получено 18 августа 2011 г.
  32. ^ "An Interstellar Distributor". Изображение недели . ESA/Hubble . Получено 29 января 2020 г.
  33. ^ W. Sutherland (26 марта 2013 г.). "Галактика. Глава 4. Галактическая химическая эволюция" (PDF) . Получено 13 января 2015 г.[ постоянная мертвая ссылка ]
  34. ^ Сакманн, И. -Дж.; Бутройд, А.И.; Крамер, К.Е. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». The Astrophysical Journal . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S. doi : 10.1086/173407 .
  35. ^ Кастор, Дж.; МакКрей, Р.; Уивер, Р. (1975). «Межзвездные пузыри». Astrophysical Journal Letters . 200 : L107–L110. Bibcode : 1975ApJ...200L.107C. doi : 10.1086/181908 .
  36. ↑ Квок 2000, стр. 199–207.
  37. ^ Pan, Liubin; Scannapieco, Evan; Scalo, Jon (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения первичного газа в ранней Вселенной». The Astrophysical Journal . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode :2013ApJ...775..111P. doi :10.1088/0004-637X/775/2/111. S2CID  119233184.
  38. ^ Марочник, Шукуров и Ястржембский 1996, стр. 6–10.
  39. ^ Зейлик, Майкл; Грегори, Стивен А. (1998). Введение в астрономию и астрофизику (4-е изд.). Форт-Уорт [ua]: Saunders College Publishing. стр. 322. ISBN 0-03-006228-4.
  40. ^ ab Osterbrock & Ferland 2005, стр. 10
  41. ^ Гурзадян 1997, стр. 238
  42. ^ Гурзадян 1997, стр. 130–7
  43. ^ Остерброк и Ферланд 2005, стр. 261–2
  44. ^ Остерброк и Ферланд 2005, стр. 207
  45. ^ Паркер и др. 2006, стр. 79–94.
  46. ^ abc Majaess, Turner & Lane 2007, стр. 1349–60
  47. ^ Джейкоби, Ферланд и Користа 2001, стр. 272–86.
  48. ^ Квок и Су 2005, стр. L49–52.
  49. ^ abc Kwok 2000, стр. 89–96
  50. ^ Риз и Зейлстра 2013
  51. ^ Чен, З.; А. Франк; Э. Г. Блэкман; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбак (2017). «Передача массы и формирование дисков в двойных системах AGB». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C. doi : 10.1093/mnras/stx680 . S2CID  119073723.
  52. ^ Моррис 1990, стр. 526–530
  53. ^ SpaceDaily Express 2005
  54. ^ ab Jordan, Werner & O'Toole 2005, стр. 273–9
  55. ^ Якоби, Джордж Х.; Чиардулло, Робин; Де Марко, Орсола ; Ли, Мён Гюн; Херрманн, Кимберли А.; Хванг, Хо Сон; Каплан, Эван; Дэвис, Джеймс Э., (2013). Обзор планетарных туманностей в шаровых скоплениях M31, ApJ, 769, 1
  56. ^ Фрю, Дэвид Дж. (2008). Планетарные туманности в окрестностях Солнца: статистика, шкала расстояний и функция светимости, докторская диссертация, физический факультет, Университет Маккуори, Сидней, Австралия
  57. ↑ Паркер 2011, стр. 1835–1844.
  58. ^ Majaess, D.; Carraro, G.; Moni Bidin, C.; Bonatto, C.; Turner, D.; Moyano, M.; Berdnikov, L.; Giorgi, E., (2014). О решающем скоплении Andrews-Lindsay 1 и решении по расстоянию 4% для его планетарной туманности, A&A, 567
  59. ^ Кисс и др. 2008, стр. 399–404.
  60. ^ Мермиллиод и др. 2001, стр. 30–9.
  61. ^ Bonatto, C.; Bica, E.; Santos, JFC, (2008). Открытие открытого скопления с возможной физической связью с планетарной туманностью, MNRAS, 386, 1
  62. ^ Тернер, Д.Г.; Росвик, Дж.М.; Балам, Д.Д.; Хенден, А.А.; Маджесс, Д.Дж.; Лейн, Д.Дж. (2011). Новые результаты для открытого скопления Bica 6 и связанной с ним планетарной туманности Abell 8, PASP, 123, 909
  63. ^ Мони Бидин, К.; Маджесс, Д.; Бонатто, К.; Мауро, Ф.; Тернер, Д.; Гейслер, Д.; Шене, А.-Н.; Гормаз-Матамала, AC; Борисова Ю.; Куртев, Р.Г.; Миннити, Д.; Карраро, Дж.; Гирен, В. (2014). Исследование потенциальных пар планетарная туманность/скопление, A&A, 561.
  64. ^ Эллисон 2006, стр. 56–8
  65. ^ Р. Гатье. «Расстояния до планетарных туманностей» (PDF) . ESO Messenger . Архивировано (PDF) из оригинала 2022-10-09 . Получено 31 мая 2014 .
  66. ^ "Ссылки SIMBAD".
  67. ^ Сокер 2002, стр. 481–6
  68. ^ Гурзадян 1997, стр. 424
  69. ^ Лю и др. 2000, стр. 585–587.

Цитируемые источники

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Планетарные туманности .