stringtranslate.com

Планетарная туманность

Организация изображения аналогична кошачьему глазу. Яркий, почти точечный белый круг в центре изображает центральную звезду. Центральная звезда заключена в пурпурно-красную область эллиптической формы с неровными краями, которая напоминает трехмерную оболочку. Он окружен парой наложенных друг на друга круглых областей красного цвета с желтыми и зелеными краями, что предполагает еще одну трехмерную оболочку.
Рентгеновское/оптическое составное изображение туманности Кошачий глаз (NGC 6543)
Две камеры на борту телескопа Уэбб сделали последнее изображение этой планетарной туманности, занесенной в каталог как NGC 3132 и неофициально известной как туманность Южного кольца. Это примерно в 2500 световых годах от нас.
Две камеры на борту телескопа Уэбб сделали последнее изображение этой планетарной туманности, занесенной в каталог как NGC 3132 и неофициально известной как туманность Южного кольца. Это примерно в 2500 световых годах от нас.
NGC 6326 , планетарная туманность со светящимися полосками извергающегося газа, освещенными двойной [3] центральной звездой.

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

Термин «планетарные туманности» является неправильным , поскольку они не связаны с планетами . Этот термин происходит от планетообразной круглой формы этих туманностей , которую астрономы наблюдали с помощью первых телескопов . Первое использование, возможно, произошло в 1780-х годах у английского астронома Уильяма Гершеля , который описал эти туманности как напоминающие планеты; однако еще в январе 1779 года французский астроном Антуан Даркье де Пеллепуа описал в своих наблюдениях туманность Кольцо , «очень тусклую, но прекрасно очерченную; она размером с Юпитер и напоминает угасающую планету». [5] [6] [7] 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 в конце своего жизненного цикла Солнце сформирует планетарную туманность. [8] Это относительно недолговечные явления, продолжающиеся, возможно, несколько десятков тысячелетий, по сравнению со значительно более длительными фазами звездной эволюции . [9] После того, как вся атмосфера красного гиганта рассеялась, энергичное ультрафиолетовое излучение от обнаженного горячего светящегося ядра, называемого ядром планетарной туманности (PNN), ионизирует выброшенное вещество. [4] Поглощенный ультрафиолетовый свет затем заряжает оболочку туманного газа вокруг центральной звезды, в результате чего она выглядит как яркая 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 отдаленных галактиках , что дает 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 имеют примерно сферическую форму, но большинство из них не сферически симметричны. Механизмы, которые создают такое большое разнообразие форм и особенностей, еще не до конца изучены, но двойные центральные звезды , звездные ветры и магнитные поля могут сыграть свою роль.

Наблюдения

Красочная раковина, внешне напоминающая глаз. В центре изображена маленькая центральная звезда с синей круглой областью, которая может представлять собой радужную оболочку. Он окружен радужной областью из концентрических оранжевых полос. Он окружен красной областью в форме века перед краем, где показано простое пространство. Звезды на заднем плане усеивают все изображение.
NGC 7293 , туманность Улитка.
Сферическая оболочка цветной области на фоне звезд. Замысловатые кометные 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. В центре видна одинокая центральная звезда. Звезд на заднем плане не видно.
NGC 2392 , туманность Эскимос.

Открытие

Первой обнаруженной планетарной туманностью (хотя еще не названной таковой) была туманность Гантель в созвездии Лисички . Ее наблюдал Шарль Мессье 12 июля 1764 года и занес в его каталог туманных объектов как M27. [10] 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 описал в своих наблюдениях туманность Кольцо , «очень тусклую туманность, но с прекрасными очертаниями; размером с Юпитер и похожую на угасающую планету». [5] [6] [7]

Природа этих объектов осталась неясной. В 1782 году Уильям Гершель , первооткрыватель Урана, нашел 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 до него Даркье, Гершель обнаружил, что диск напоминал планету, но был слишком тусклым, чтобы быть таковой. В 1785 году Гершель писал Жерому Лаланду :

Это небесные тела, о которых мы еще не имеем ясного представления и которые, возможно, относятся к типу, совершенно отличному от тех, с которыми мы знакомы на небесах. Я уже нашел четыре, видимый диаметр которых составляет от 15 до 30 секунд. Эти тела, по-видимому, имеют диск, похожий на планету, то есть одинаково яркий по всей поверхности, круглый или несколько овальный и примерно так же четко выраженный в очертаниях, как диск планет, свет достаточно сильный, чтобы Их можно увидеть в обычный телескоп высотой всего в один фут, однако они имеют вид звезды примерно 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 для этих объектов термин «планетарные туманности». Происхождение этого термина неизвестно. [10] [14] Ярлык «планетарная туманность» укоренился в терминологии, используемой астрономами для классификации этих типов туманностей, и до сих пор используется астрономами. [15] [16]

Спектры

Природа планетарных туманностей оставалась неизвестной до тех пор, пока в середине XIX века не были сделаны первые спектроскопические наблюдения. Используя призму для рассеивания света, Уильям Хаггинс был одним из первых астрономов, изучавших оптические спектры астрономических объектов. [14]

29 августа 1864 года Хаггинс первым проанализировал спектр планетарной туманности, наблюдая туманность Кошачий глаз . [10] Его наблюдения за звездами показали, что их спектры представляют собой континуум излучения с множеством наложенных друг на друга темных линий . Он обнаружил, что многие туманные объекты, такие как Туманность Андромеды (как ее тогда называли), имели очень 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 эмиссионных линий . [14] Самый яркий из них имел длину волны 500,7  нанометра , что не соответствовало линии ни одного известного элемента. [17]

Сначала предполагалось, что линия могла быть связана с неизвестным элементом, который получил название небулий . Похожая идея привела к открытию гелия посредством анализа спектра Солнца в 1868 году. [10] Хотя гелий был изолирован на Земле вскоре после его открытия в спектре Солнца, «небулий» таковым не был. В начале 20-го века Генри Норрис Рассел предположил, что линия 500,7 нм не является новым элементом, а возникла из-за знакомого элемента в незнакомых условиях. [10]

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 девозбуждены в результате столкновений, которые происходили бы при более высоких плотностях. [18] Электронные переходы с этих уровней в ионах азота и кислорода ( O + , O 2+ (также известные как O  iii ) и N + ) приводят к эмиссионной линии 500,7 нм и другим. [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 неравномерным пестрым внешним видом и темным разломом. [20]

Центральные звезды

Центральные звезды планетарных туманностей очень горячие. [4] Только когда звезда исчерпала большую часть своего ядерного топлива, она может коллапсировать до небольших размеров. Планетарные туманности понимают как заключительную стадию звездной эволюции . Спектроскопические наблюдения показывают, что все планетарные туманности расширяются. Это привело к идее, что планетарные туманности возникли из-за того, что внешние слои звезды были выброшены в космос в конце ее жизни. [10]

Современные наблюдения

К концу 20-го века технологические усовершенствования способствовали дальнейшему изучению планетарных туманностей. [21] Космические телескопы позволили астрономам изучать длины волн света, выходящие за рамки тех, которые передает атмосфера Земли. Инфракрасные и ультрафиолетовые исследования планетарных туманностей позволили гораздо более точно определить температуру , плотность и содержание элементов в туманностях. [22] [23] Технология устройств с зарядовой связью позволила точно измерить гораздо более слабые спектральные линии, чем это было возможно ранее. Космический телескоп Хаббл также показал, что, хотя многие туманности при наблюдении с земли кажутся имеющими простую и правильную структуру, очень высокое оптическое разрешение , достижимое телескопами над атмосферой Земли, позволяет обнаружить чрезвычайно сложные структуры. [24] [25]

Согласно схеме спектральной классификации Моргана-Кинана планетарные туманности относят к типу P , хотя на практике это обозначение используется редко. [26]

Происхождение

Центральная звезда имеет удлиненную S-образную кривую белого цвета, исходящую в противоположных краям направлениях. Область, похожая на бабочку, окружает S-образную форму, причем 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 (M ⊙ ), вероятно, закончат свою жизнь в результате ярких взрывов сверхновых , в то время как планетарные туманности, по-видимому, возникают только в конце жизни звезд промежуточных и малых масс с массой от 0,8 M ⊙ до 8,0 M ⊙ . [27] Звезды-прародители, образующие планетарные туманности, проведут большую часть своей жизни, превращая свой водород в гелий в ядре звезды путем ядерного синтеза при температуре около 15 миллионов К. Это генерирует энергию в ядре, которая создает внешнее давление, которое уравновешивает сокрушающее 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 тогда делают [ как? ] более холодные внешние слои звезды расширяются, образуя гораздо более крупные красные гиганты. Эта конечная фаза вызывает резкий рост 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, светимость которых претерпевает такое увеличение, известны как звезды асимптотической ветви гигантов (AGB). [29] На этом этапе звезда может потерять 50–70% своей общей массы из-за звездного ветра . [30]

Для более массивных звезд асимптотической ветви гигантов, образующих планетарные туманности, чьи прародители превышают примерно 0,6M ⊙ , их ядра будут продолжать сжиматься. Когда температура достигает около 100 миллионов К, имеющиеся 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 ней находится тонкая оболочка, горящая гелием, окруженная, в свою очередь, оболочкой, горящей водородом. Однако эта новая фаза длится всего 20 000 лет или около того, что является очень коротким периодом по сравнению со всей жизнью звезды.

Выход атмосферы в межзвездное пространство продолжается, но когда внешняя поверхность обнаженного ядра достигает температуры, превышающей около 30 000 К, излучается достаточно ультрафиолетовых фотонов, чтобы ионизировать выброшенную атмосферу, заставляя газ сиять как планетарная туманность. [29]

Продолжительность жизни

Туманность Ожерелье представляет собой яркое кольцо размером около двух световых лет в поперечнике, усеянное плотными яркими узлами газа, напоминающими бриллианты в ожерелье. Сучки ярко светятся из-за поглощения ультрафиолетового света центральных звезд. [31]

После прохождения звездой фазы асимптотической ветви гигантов (AGB) наступает короткая фаза планетарной туманности звездной эволюции [21] , когда газы сдуваются от центральной звезды со скоростью несколько километров в секунду. Центральная звезда является остатком своего 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 она нагревается, продолжая сжиматься, и в оболочке вокруг ядра происходят реакции синтеза водорода, а затем медленно охлаждается, когда водородная оболочка истощается в результате термоядерного синтеза и потеря массы. [21] На второй фазе она излучает свою энергию, и реакции термоядерного синтеза прекращаются, поскольку центральная звезда недостаточно тяжела, чтобы генерировать температуру ядра, необходимую для слияния углерода и кислорода. [10] [21] Во время первой фазы центральная звезда поддерживает постоянную светимость, [21] и в то же время она становится все более горячей, в конечном итоге достигая температуры около 100 000 К. На второй фазе она охлаждается настолько, что теряет температуру. не выделять достаточно ультрафиолетового излучения, чтобы ионизировать все более отдаленное 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 образующейся плазмы проходит около 10 000 лет [21] . [10]

Роль в галактическом обогащении

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

Планетарные туманности могут играть очень важную роль в галактической эволюции. Новорожденные звезды почти полностью состоят из водорода и гелия , [33] , но по мере того, как звезды развиваются через асимптотическую фазу гигантской ветви , [34] они создают более тяжелые элементы посредством ядерного синтеза , которые в конечном итоге выбрасываются сильными звездными ветрами . [35] Планетарные туманности обычно содержат большее количество 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, известными астрономам как металлы и конкретно называемыми параметром металличности Z. [36]

Последующие поколения звезд, образовавшихся из таких туманностей, также имеют тенденцию иметь 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 сформировались раньше во Вселенной , они теоретически содержали меньшее количество более тяжелых элементов. [37] Известными примерами являются бедные металлами звезды Населения II . (См. «Звездное население» .) [38] [39] Идентификация содержания металличности в звездах проводится с помощью спектроскопии .

Характеристики

Физические характеристики

Эллиптическая оболочка с тонким красным внешним краем, окружающим область желтого, а затем розового цвета вокруг почти круглой синей области с центральной звездой в центре. Видны несколько звезд на заднем плане.
NGC 6720, туманность Кольцо.
Туманность «Ломтик лимона » (IC 3568)

Типичная планетарная туманность имеет диаметр примерно один световой год и состоит из чрезвычайно разреженного газа с плотностью обычно от 100 до 10 000 частиц на см 3 . [40] (В атмосфере Земли, для сравнения, содержится 2,5 × 1019 частиц на см 3 .) Молодые планетарные туманности имеют наибольшую 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 температуры около 10  000 К. [41] Температура газа в центральных областях обычно значительно 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 возникает с поверхности центральной звезды в виде быстрого звездного ветра. [43]

Туманности можно описать как ограниченные материей или ограниченные излучением . В первом случае в туманности недостаточно вещества, чтобы поглотить все УФ-фотоны, испускаемые звездой, и видимая туманность полностью ионизирована. В последнем случае УФ-фотонов, испускаемых центральной звездой, недостаточно для ионизации всего окружающего газа, и фронт ионизации распространяется наружу, в околозвездную оболочку нейтральных атомов. [44]

Численность и распространение

Сейчас известно, что в нашей галактике существует около 3000 планетарных туманностей [45] из 200 миллиардов звезд. Их очень короткое время жизни по сравнению с общим временем жизни звезд объясняет их редкость. Они встречаются в основном 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 управлять созданием впечатляющих струй материала, выбрасываемых из объекта.

Лишь около 20% планетарных туманностей сферически-симметричны (см., например, Абелл 39 ). [47] Существует большое разнообразие форм, среди которых можно увидеть некоторые очень сложные формы. Планетарные туманности классифицируются разными авторами на: звездные, дисковые, кольцевые, неправильные, спиральные, биполярные , квадруполярные [48] и другие типы, [49] хотя большинство из них относится всего к трем типам: сферическим, эллиптическим и биполярным. Биполярные туманности сосредоточены в галактической плоскости и, вероятно, образованы относительно молодыми массивными звездами-прародителями; а биполярные звезды в галактической выпуклости, по-видимому, предпочитают ориентировать свои орбитальные оси параллельно галактической плоскости. [50] С другой стороны, сферические туманности, вероятно, производятся старыми звездами, подобными Солнцу. [1]

Огромное разнообразие форм отчасти является эффектом проекции: одна и та же туманность, если смотреть под разными углами, будет выглядеть по-разному. [51] Тем не менее, причина огромного разнообразия физических форм до конца не ясна. [49] Одной из причин может быть гравитационное взаимодействие со звездами-компаньонами, если центральные звезды являются двойными . Другая возможность заключается в том, что планеты нарушают поток материала от звезды при формировании туманности. Было установлено, что более массивные звезды образуют более туманности неправильной формы. [52] В январе 2005 года астрономы объявили о первом обнаружении магнитных полей вокруг центральных звезд двух планетарных туманностей и выдвинули гипотезу, что эти поля могут частично или полностью отвечать за их замечательную форму. [53] [54]

Членство в кластерах

Abell 78, 24-дюймовый телескоп на горе Леммон, Аризона. С разрешения Джозефа Д. Шульмана.

Планетарные туманности были обнаружены как члены четырех галактических шаровых скоплений : Мессье 15 , Мессье 22 , NGC 6441 и Паломар 6 . Данные 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 признан независимыми исследователями. [56] [57] [58] Этот случай относится к планетарной туманности PHR 1315-6555 и рассеянному скоплению Эндрюса-Линдси 1. Действительно, благодаря членству в скоплении 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 несовпадающие скорости между планетарными туманностями и скоплениями, что указывает на совпадение на луче зрения. [46] [59] [60] Подвыборка предварительных случаев, которые потенциально могут быть парами скопление/PN, включает Abell 8 и Bica 6, [61] [62] и He 2-86 и NGC 4463. [63]

Теоретические модели предсказывают, что планетарные туманности могут образовываться из звезд главной последовательности с массой от одной до восьми солнечных, что предполагает возраст звезды-прародителя более 40 миллионов лет. Хотя в этом возрастном диапазоне известно несколько сотен рассеянных скоплений, 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 в астрономических терминах является мгновением ока. Кроме того, отчасти из-за своей небольшой общей массы рассеянные скопления имеют относительно низкую гравитационную связь и имеют тенденцию рассеиваться через относительно короткое время, обычно от 100 до 600 миллионов лет. [64]

Актуальные проблемы исследования планетарных туманностей

Расстояния до планетарных туманностей, как правило, плохо определены [65] , но миссия Гайя сейчас измеряет прямые параллактические расстояния между их центральными звездами и соседними звездами. [66] Также возможно определить расстояния до близлежащих планетарных туманностей, измеряя 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 полученной скоростью расширения покажет расстояние до туманности. [24]

Вопрос о том, как можно создать такой разнообразный спектр туманных форм, является дискуссионной темой. Предполагается, что взаимодействие между материалом, удаляющимся от звезды с разными скоростями, приводит к возникновению большинства наблюдаемых форм. [49] Однако некоторые астрономы предполагают, что тесные двойные центральные звезды могут быть ответственны за более сложные и экстремальные планетарные туманности. [67] Было показано, что некоторые из них обладают сильными магнитными полями, [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 столкновительного возбуждения. Иногда между результатами, полученными двумя методами, наблюдаются большие расхождения. Это можно объяснить наличием небольших колебаний температуры 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]

Галерея

Смотрите также

Рекомендации

Цитаты

  1. ^ abcd Остерброк, Дональд Э.; Ферланд, Г.Дж. (2005), Ферланд, Г.Дж. (редактор), Астрофизика газовых туманностей и активных галактических ядер , Университетские научные книги, ISBN 978-1-891389-34-4
  2. ^ "Мессье 27 (Туманность Гантель)" . НАСА.gov . 19 октября 2017 г.
  3. ^ Мишальски и др. 2011 год
  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. ^ Аб Олсон, Дон; Кальерис, Джованни Мария (июнь 2017 г.). «Кто открыл туманность Кольцо?». Небо и телескоп . стр. 32–37.
  7. ^ аб Вольфганг Штайнике. «Антуан Даркье де Пельпуа» . Проверено 9 июня 2018 г.
  8. ^ Дейли, Джейсон (8 мая 2018 г.). «Солнце, когда умрет, создаст прекрасную планетарную туманность». Смитсоновский журнал . Проверено 30 марта 2020 г.
  9. ^ Они созданы после фазы красного гиганта, когда большая часть внешних слоев звезды была изгнана сильными звездными ветрами. Фрю и Паркер 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 по Хоскину, Майклу (2014). «Уильям Гершель и планетарные туманности». Журнал истории астрономии . 45 (2): 209–225. Бибкод : 2014JHA....45..209H. дои : 10.1177/002182861404500205. S2CID  122897343.
  13. ^ с. 16 в Маллани, Джеймс (2007). Объекты Гершеля и как их наблюдать . Путеводители для астрономов-наблюдателей. Бибкод : 2007hoho.book.....M. дои : 10.1007/978-0-387-68125-2. ISBN 978-0-387-68124-5.
  14. ^ abc Moore 2007, стр. 279–80.
  15. ^ СЭДС 2013
  16. ^ Hubblesite.org, 1997 г.
  17. ^ Хаггинс и Миллер 1864, стр. 437–44.
  18. ^ Боуэн 1927, стр. 295–7.
  19. ^ Гурзадян 1997 г.
  20. ^ «Разделение планетарной туманности» . Проверено 21 декабря 2015 г.
  21. ^ abcdefgh Kwok 2005, стр. 271–8.
  22. ^ Хора и др. 2004, стр. 296–301.
  23. ^ Квок и др. 2006, стр. 445–6.
  24. ^ аб Рид и др. 1999, стр. 2430–41.
  25. ^ Аллер и Хён 2003, с. 15
  26. ^ Краузе 1961, с. 187
  27. ^ Масиэль, Коста и Идиарт, 2009, стр. 127–37.
  28. ^ Харпас 1994, стр. 55–80.
  29. ^ abc Harpaz 1994, стр. 99–112.
  30. ^ Вуд, PR; Оливье, Э.А.; Кавалер, С.Д. (2004). «Длинные вторичные периоды в пульсирующих асимптотических звездах ветви гигантов: исследование их происхождения». Астрофизический журнал . 604 (2): 800. Бибкод : 2004ApJ...604..800W. дои : 10.1086/382123.
  31. ^ «Хаббл предлагает ослепительное ожерелье» . Картина недели . ЕКА/Хаббл . Проверено 18 августа 2011 г.
  32. ^ "Межзвездный дистрибьютор". Картина недели . ЕКА/Хаббл . Проверено 29 января 2020 г.
  33. ↑ У. Сазерленд (26 марта 2013 г.). «Галактика. Глава 4. Галактическая химическая эволюция» (PDF) . Проверено 13 января 2015 г.[ постоянная мертвая ссылка ]
  34. ^ Сакманн, И.-Дж.; Бутройд, AI; Кремер, К.Э. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Бибкод : 1993ApJ...418..457S. дои : 10.1086/173407 .
  35. ^ Кастор, Дж.; Маккрей, Р.; Уивер, Р. (1975). «Межзвездные пузыри». Письма астрофизического журнала . 200 : L107–L110. Бибкод : 1975ApJ...200L.107C. дои : 10.1086/181908 .
  36. ^ Квок 2000, стр. 199–207.
  37. ^ Пан, Любин; Сканнапьеко, Эван; Скало, Джон (1 октября 2013 г.). «Моделирование загрязнения первозданного газа в ранней Вселенной». Астрофизический журнал . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Бибкод : 2013ApJ...775..111P. дои : 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). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Форт-Уэрт [ua]: Издательство Saunders College. п. 322. ИСБН 0-03-006228-4.
  40. ^ ab Osterbrock & Ferland 2005, с. 10
  41. ^ Гурзадян 1997, с. 238
  42. ^ Гурзадян 1997, стр. 130–7.
  43. ^ Остерброк и Ферланд 2005, стр. 261–2.
  44. ^ Остерброк и Ферланд 2005, с. 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. ^ Рис и Зийлстра, 2013 г.
  51. ^ Чен, З; А. Франк; Э.Г. Блэкман; Дж. Нордхаус; Дж. Кэрролл-Нелленбек (2017). «Массообмен и образование дисков в бинарных системах AGB». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Бибкод : 2017MNRAS.468.4465C. doi : 10.1093/mnras/stx680. S2CID  119073723.
  52. ^ Моррис 1990, стр. 526–30.
  53. ^ SpaceDaily Express 2005
  54. ^ аб Джордан, Вернер и О'Тул, 2005, стр. 273–9.
  55. ^ Джейкоби, Джордж Х.; Чардулло, Робин; Де Марко, Орсола; Ли, Мён Гюн; Херрманн, Кимберли А.; Хван, 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. ^ Маджесс, Д.; Карраро, Дж.; Мони Бидин, К.; Бонатто, К.; Тернер, Д.; Мояно, М.; Бердников Л.; Георгий Э. (2014). О решающем скоплении Эндрюс-Линдси 1 и решении на расстоянии 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. ^ Бонатто, К.; Бика, Э.; Сантос, JFC (2008). Открытие рассеянного 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, диджей; Лейн, диджей (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 Мессенджер . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г. Проверено 31 мая 2014 г.
  66. ^ «Ссылки на SIMBAD».
  67. ^ Сокер 2002, стр. 481–6.
  68. ^ Гурзадян 1997, с. 424
  69. ^ Лю и др. 2000, стр. 585–587.
  70. ^ "Объяснение космических разбрызгивателей" . Пресс-релиз ESO . Проверено 13 февраля 2013 г.
  71. ^ «Не планета» . Проверено 9 апреля 2021 г.
  72. ^ "Похоронный костер гиганта" . Проверено 17 июня 2021 г.

Цитируемые источники

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме планетарных туманностей .