Mgławice planetarne

1. Wstęp

Mgławice planetarne należą do najbardziej widowiskowych obiektów, jakie można oglądać na niebie przez teleskop. Przypominają do pewnego stopnia rozmyte dyski odległych planet i stąd ich nazwa. Termin ten jednak nie odzwierciedla wcale istoty tych obiektów. Mgławice planetarne nie mają nic wspólnego z planetami; są to obłoki gazu pobudzane do świecenia przez promieniowanie bardzo gorących gwiazd znajdujących się w ich centrum. Warto dodać, że nie jest to jedyny przypadek nieadekwatności nazwy do przedmiotu w astronomii. Często się zdarza, że obiekty świeżo odkrywane otrzymują nazwy wynikające ze wstępnych, błędnych interpretacji. Dopiero późniejsze badania odsłaniają ich prawdziwą naturę. Oprócz mgławic planetarnych przykładem mogą tu być gwiazdy nowe, które nie są gwiazdami nowo powstałymi, lub pulsary, które wcale nie pulsują.

Pierwsze mgławice planetarne zostały odkryte w drugiej połowie XVIII wieku. Należą do nich mgławica pierścieniowa NGC 6720 w gwiazdozbiorze Lutni (patrz zdjęcie na czwartej stronie okładki) oraz NGC 6853 w gwiazdozbiorze Liska (patrz górne zdjęcie na drugiej stronie okładki). W około sto lat później odkryto, że widma mgławic planetarnych składają się prawie wyłącznie z kilku bardzo intensywnych linii emisyjnych. Zrozumiano wtedy, że są to obłoki świecącego gazu. Dalsze obserwacje spektroskopowe wraz z pracami teoretycznymi z zakresu fizyki atomowej pozwoliły w latach 30-tych XX wieku zrozumieć istotę podstawowych procesów fizycznych powodujących świecenie gazu w mgławicach. Obecnie wiemy, że mgławice planetarne są rezultatem odrzucania materii przez gwiazdy (jest to jeden z ostatnich etapów ewolucji gwiazd o masach od jednej do kilku mas Słońca). Po przejściu przez fazę mgławicy planetarnej centralną gwiazda stygnie i w końcu staje się białym karłem.

Badania mgławic planetarnych mają na celu nie tylko zrozumienie natury tych obiektów. Mgławice planetarne są swego rodzaju laboratorium dla fizyka atomowego. Obserwując je obserwuje się zachowanie bardzo rozrzedzonego gazu oddziaływującego z ultrafioletowym promieniowaniem. Warunków fizycznych panujących w mgławicach nie można osiągnąć w żadnym ziemskim laboratorium. Mgławice planetarne pozwalają na testowanie teorii końcowych etapów ewolucji gwiazd. To, że przez etap ten przechodzi znacząca część gwiazd, ma istotny wpływ na ewolucję Galaktyki. Materia odrzucana na etapie mgławicy planetarnej jest wzbogacana w pierwiastki będące rezultatem reakcji jądrowych zachodzących we wnętrzach gwiazd. Wraz z nowymi i supernowymi mgławice planetarne powodują zmianę składu chemicznego materii międzygwiazdowej, co ma wpływ na właściwości nowo powstających gwiazd.

2. Morfologia i dynamika mgławic planetarnych

Obrazy najjaśniejszych mgławic planetarnych są dobrze znane wielu czytelnikom bądź to z obserwacji nieba przez teleskopy, bądź też ze zdjęć publikowanych w książkach i czasopismach astronomicznych. Klasyczny obraz mgławicy planetarnej to jasny pierścień lub dysk wokół słabej gwiazdy (np. NGC 6720 — czwarta strona okładki). W wielu jednak przypadkach morfologia mgławic jest bardziej skomplikowana. Często zdarza się, że rozkład materii w mgławicy wykazuje symetrię wokół dwóch wzajemnie prostopadłych osi. Są to mgławice przypominające swoim kształtem motyla i w literaturze astronomicznej noszą nazwę mgławic bipolarnych (np. NGC 6853 lub NGC 7009 — patrz druga strona okładki). Czasami mgławice mają zupełnie nieregularne kształty bez jakiejkolwiek symetrii. Znaczna cźąść mgławic planetarnych wykazuje strukturę dwuotoczkową. Jasny, centralny obszar mgławicy jest wtedy otoczony przez słabe halo, które czasami jest bardzo rozległe, jak to zachodzi w przypadku NGC 6826 (patrz fot. 1). Warto także dodać, że oprócz wielkoskalowej budowy niektóre mgławice planetarne wykazują silną strukturę drobnoskalową w formie filamentów bądź kondensacji (np. NGC 7293 lub NGC 6853, pierwsza i druga strona okładki). Należy pamiętać, że mgławice planetarne objawiają się nam jako struktury dwuwymiarowe. Odtworzenie rzeczywistego, trójwymiarowego rozkładu materii w mgławicach jest rzeczą niezwykle trudną i na razie jeszcze kontrowersyjną. Jest to jednak bardzo istotne i warte wysiłku zagadnienie, gdyż jego rozwiązanie pozwoliłoby klasyfikować mgławice planetarne nie według ich wyglądu na niebie jak dotychczas, ale według ich rzeczywistej struktury. Powinno to mieć decydujące znaczenie dla zrozumienia sposobów i mechanizmów wyrzutu materii z gwiazd centralnych.

Podobnie jak przy badaniach innych obiektów astronomicznych tak i w przypadku mgławic planetarnych kluczowym problemem jest określenie ich odległości. Wielkość ta jest niezbędna do wyznaczania rozmiarów mgławicy, jej masy, względnie jasności absolutnej gwiazdy centralnej. Jedynie dla niewielu mgławic planetarnych istnieją dobre wyznaczenia ich odległości. Na przykład, dla kilku najbliższych mgławic udało się zmierzyć kątową ekspansję ich średnicy na niebie. Porównując to z prędkością wyznaczoną z rozdzielenia linii widmowych (patrz poniżej) można było określić odległość. Dla zdecydowanej większości mgławic można zastosować jedynie metody statystyczne zakładające, że mgławice są podobne do siebie lub różnią się w jakiś prosty, łatwy do określenia sposób. Otrzymywane tą drogą wyniki mogą być obarczone znacznymi błędami. Należy o tym pamiętać przy określaniu wielkości parametrów, fizycznych poszczególnych obiektów.

Jak już wspomniano we wstępie, widma mgławic planetarnych składają się przede wszystkim z silnych linii emisyjnych. Linie te są na ogół podwójne. Rodzielenie obu składników jest największe wtedy, gdy szczelina spektrografu przechodzi przez obszary centralne mgławicy. Na skraju dysku mgławicy oba składniki zlewają się w jeden. Podwójność jest rezultatem ekspansji materii. W wyniku efektu Dopplera obszary mgławicy znajdujące się przed gwiazdą centralną, a więc ekspandujące w kierunku obserwatora, dają składnik przesunięty ku fioletowi. Natomiast obszary będące za gwiazdą emitują składnik przesunięty ku czerwieni. Mierząc rozdzielenie składników linii można wyznaczyć prędkość ekspansji mgławicy. Typowa prędkość otrzymywana tą drogą wynosi 20–30 km/sek.

Znając odległość i rozmiary kątowe na niebie danej mgławicy można określić jej rozmiary liniowe. Typowe promienie mgławic planetarnych wahają się w granicach od kilku setnych do kilku dziesiątych parseka (1 parsek = 3 · 10¹³ km). Mając wyznaczoną prędkość ekspansji można stąd otrzymać czas życia mgławicy. Czas ten wynosi około 20 tys. lat. Jest to czas bardzo krótki w porównaniu z czasem życia gwiazdy centralnej, który jest rzędu miliardów lat.

3. Fizyka mgławic planetarnych

Analiza natężeń linii emisyjnych w widmach mgławic planetarnych pozwala na określenie stanu fizycznego świecącej materii. Po pierwsze jest to materia zjonizowana. Najsilniejsze linie obserwowane w mgławicach planetarnych w zakresie optycznym to zielone linie tlenu dwukrotnie zjonizowanego oraz czerwona linia wodoru i występujące w jej sąsiedztwie dwie linie azotu raz zjonizowanego. W ostatnich latach obserwacje ze sztucznych satelitów Ziemi pozwoliły otrzymać widma mgławic w zakresie ultrafioletowym. Najsilniejszymi liniami są tu linie węgla dwukrotnie i trzykrotnie zjonizowanego.

Mechanizmy powstawania linii emisyjnych w mgławicach są dość dobrze znane z teorii fizyki atomowej. Dlatego też z obserwowanych natężeń linii można wyznaczyć obfitości poszczególnych jonów, a stąd skład chemiczny materii mgławicowej. W pierwszym przybliżeniu jest on podobny do składu chemicznego Słońca i większości innych gwiazd. Tak więc najobfitszym pierwiastkiem jest wodór, 10 razy mniej obfity jest hel. Następnie w kolejności są węgiel, tlen i azot, których sumaryczna obfitość jest rzędu jednej tysięcznej obfitości wodoru. Dokładniejsza analiza składu chemicznego mgławic planetarnych prowadzi jednak do wniosku, że pewne mgławice wykazują wyraźną nadobfitość niektórych pierwiastków, przede wszystkim helu, azotu i węgla.

Stosunki natężeń niektórych linii zależą jedynie od gęstości gazu. Stąd otrzymana gęstość w mgławicach waha się od 10² do 10⁵ atomów/cm³. Dla porównania przypomnijmy, że gęstość atmosfery ziemskiej wynosi około 10²⁰ atomów/cm³. Znając rozmiary i gęstość mgławicy można ocenić jej masę. Otrzymujemy w ten sposób masy mgławic planetarnych od kilku setnych do kilku dziesiątych masy Słońca. Warto dodać, że chodzi tu o centralne, jasne obszary mgławic. Jak już wspomniano w poprzednim rozdziale, wiele mgławic posiada rozległe, słabe halo. Masy tych zewnętrznych otoczek mogą osiągnąć wartość kilku mas Słońca.

Podobnie jak gęstość — ze stosunków natężeń pewnych linii emisyjnych w widmach mgławic — można otrzymać temperaturę gazu. W przeciwieństwie do gęstości temperatury w mgławicach planetarnych różnią się bardzo niewiele i zawsze są bliskie 10 000 K. Jest to temperatura charakterystyczna dla rozrzedzonego gazu jonizowanego i grzanego przez promieniowanie ultrafioletowe. Oznacza to, że gwiazdy centralne mgławic planetarnych muszą być wystarczająco gorące, tak by znaczna część ich energii mogła być wypromieniowywana w dalekim ultrafiolecie.

Już w latach 30-tych opracowano metodę wyznaczania temperatur gwiazd centralnych. Ilość materii zjonizowanej, a więc świecącej w liniach emisyjnych, jest miarą ilości fotonów emitowanych przez gwiazdę centralną w dalekim ultrafiolecie. Z kolei stosunek strumienia promieniowania ultrafioletowego gwiazdy do jej jasności wizualnej zależy tylko od jej temperatury. Otrzymywane tą drogą temperatury gwiazd centralnych mgławic planetarnych mieszczą się w zakresie 30 000–200 000 K. Są to więc najgorętsze gwiazdy ze znanych nam w Galaktyce. Jądra mgławic planetarnych należą także do gwiazd o dużej dzielności promieniowania. Gwiazdy centralne młodych (tzn. jasnych, zwartych) mgławic mają moc promieniowania rzędu 10³–10⁴ mocy Słońca. Starsze mgławice (tzn. rozległe i słabe) mają słabsze gwiazdy centralne, ale i tak ich moc promieniowania jest zwykle większa niż 10 mocy Słońca. Badania gwiazd centralnych wykazują, że ich masy są bliskie 0,6 masy Słońca. Wynika to ze szczegółowych porównań obserwowanych jasności i temperatur gwiazd centralnych z wynikami teoretycznych modeli tych gwiazd.

Widma mgławic planetarnych w zakresie podczerwonym mają nieco inny charakter niż w zakresie optycznym czy ultrafioletowym. W wielu wypadkach dominującą cechą jest tutaj silne widmo ciągłe. Jest ono zbliżone do widma ciała doskonale czarnego o temperaturze około 100 K. Źródłem tego promieniowania są drobne ziarenka pyłu wymieszane z gazem w mgławicy, które pod wpływem promieniowania gwiazdy centralnej osiągają wspomnianą temperaturę.

Mgławice planetarne są także obserwowane w zakresie radiowym. Promieniowanie to jest emitowane przez ten sam gorący, zjonizowany gaz, który jest odpowiedzialny za linie emisyjne w zakresie optycznym. Fale radiowe w przeciwieństwie do promieniowania optycznego nie są tłumione przez pył międzygwiazdowy. I dlatego też zasadniczą zaletą obserwacji radiowych jest możliwość otrzymywania obrazów mgławic, w przypadkach, gdy cała mgławica lub jej część jest w zakresie optycznym zasłaniana przez chmury pyłu międzygwiazdowego. Ma to szczególne znaczenie przy obserwacjach mgławic planetarnych w pobliżu centrum Galaktyki, gdzie olbrzymie ilości pyłu na liniij widzenia uniemożliwiają obserwacje optyczne.

4. Mgławice planetarne jako etap ewolucji gwiazd

Jak już wspomniano w poprzednim rozdziale masy jąder mgławic planetarnych wynoszą około 0,6 masy Słońca. Dodając do tego masę samej mgławicy oraz ewentualnego rozległego halo dochodzimy do wniosku, że masy gwiazd, z których powstały mgławice planetarne, musiały być w granicach od jednej do kilku mas Słońca. Ewolucja takich gwiazd jest obecnie dość dobrze poznana. Po utworzeniu takiej gwiazdy z obłoku materii międzygwiazdowej źródłem jej świecenia są zachodzące w centrum reakcje jądrowe przemiany wodoru w hel. Na takim etapie ewolucyjnym jest nasze Słońce. W miarę wypalania się wodoru w centrum gwiazdy tworzy się helowe jądro. Promień gwiazdy i jej moc promieniowania rosną, zaś temperatura maleje. Powstaje w ten sposób tzw. czerwony olbrzym. Kolejny etap ewolucji to włączenie się reakcji jądrowych spalania helu. W rezultacie tych reakcji otrzymujemy gwiazdę, kiórej jądro składa się prawie wyłącznie z węgla i tlenu — produktów przemiany helu. Jądro to otacza pierwotna materia bogata w wodór. Reakcje jądrowe zachodzą na granicy jądra i otoczki wodorowej. Gwiazda taka ma temepraturę na powierzchni około 3000 K, a jej promień jest porównywalny z promieniem orbity Ziemi. Jest to tzw. czerwony nadolbrzym. Moc promieniowania takiej gwiazdy jest rzędu 10³–10⁴ mocy Słońca. Z gwiazd tego typu obserwuje się intensywny, ciągły wypływ materii (co nosi nazwę wiatru gwiazdowego). Są one także długookresowymi zmiennymi pulsacyjnymi (zmienne typu ο Ceti). W końcu dochodzi do jeszcze silniejszego tempa utraty masy. Następuje to drogą zwiększenia intensywności wiatru gwiazdowego, bądź też poprzez zwiększenie amplitudy pulsacji. Ilość materii wodorowej otaczającej jądro węglowo-tlenowe szybko maleje. Promień gwiazdy zmniejsza się, natomiast jej moc promieniowania pozostaje stała. W rezultacie jej temperatura powierzchniowa wzrasta. Tempo wypływu materii gwałtownie maleje. Gdy gwiazda osiąga temperaturę 30 000 K, promieniowanie jej zaczyna jonizować i pobudzać do świecenia oddalającą się od niej materię. Na niebie pojawia się mgławica planetarna. Dalsza ewolucja gwiazdy rządzona jest przez wypalanie się resztek materii wodorowej otaczającej jądro. Temperatura powierzchniowa wzrasta i może na tym etapie osiągnąć 150 000–200 000 K. W miarę wzrostu temperatury gwiazdy wzrasta także strumień fotonów ultrafioletowych. Coraz więcej materii w mgławicy ulega jonizacji i wzbudzaniu. W końcu mamy szansę zaobserwować dwuotoczkową strukturę mgławicy. Materia wyrzucona z gwiazdy w końcowej, intensywnej fazie utraty masy tworzy teraz jasny, centralny dysk mgławicy. Natomiast materia pochodząca z wiatru gwiazdowego we wcześniejszych fazach czerwonego nadolbrzyma może być teraz obserwowana jako słabe, rozległe halo. Po wyczerpaniu się paliwa jądrowego gwiazda centralna zaczyna stygnąć. Jej temperatura i moc promieniowania spadają. Otaczająca gwiazdę mgławica rozprzestrzenia się coraz bardziej. Jej jasność powierzchniowa spada i w końcu mgławica przestaje być widoczna na niebie.

Wspominaliśmy we wstępie, że mgławice planetarne pozwalają nam testować teorię końcowych etapów ewolucji gwiazd. Oto kilka przykładów: jak już pokazano w poprzednim rozdziale istnienie otoczki rzadkiego gazu wokół gorącej gwiazdy daje możliwość pomiaru temperatury tej gwiazdy oraz jej dzielności promieniowania. Otrzymuje się w ten sposób dwa podstawowe parametry obserwacyjne do porównań z wynikami teoretycznych modeli gwiazd.

Skład chemiczny materii mgławicowej, a szczególnie nadobfitości pewnych pierwiastków, o których mówiliśmy w poprzednim rozdziale, wskazują na to, że materia przed wyrzuceniem jej z gwiazdy została wzbogacona w produkty przemian jądrowych. Nastąpiło to poprzez częściowe wymieszanie materii pomiędzy zewnętrzną otoczką wodorową gwiazdy z warstwami, gdzie zachodziły reakcje jądrowe. Analizując skład chemiczny mgławic planetarnych można więc testować efektywność różnych procesów mieszania materii w gwiazdach.

W ostatnich latach stwierdzono wyraźną korelację między składem chemicznym mgławicy, jej morfologią i masą gwiazdy centralnej. Okazuje się, że mgławice wykazujące nadobfitości helu i azotu mają na ogół strukturę bipolarną i masywniejsze gwiazdy centralne. Fakt ten nie jest jeszcze w pełni wytłumaczony. Wskazuje on na to, że wzbogacanie materii w produkty reakcji jądrowych zachodzi łatwiej w bardziej masywnych gwiazdach i że wypływ materii z gwiazd masywnych następuje tylko w pewnych uprzywilejowanych kierunkach.

5. Mgławice planetarne a Galaktyka

Rozkład mgławic planetarnych na niebie charakteryzuje się tym, że koncentrują się one w pobliżu płaszczyzny i centrum Galaktyki. Grupowanie się mgławic planetarnych w płaszczyźnie Galaktyki nie jest jednak tak silne jak w przypadku innego typu mgławic zwanych obszarami HII, które są związane z bardzo młodymi, masywnymi gwiazdami (około 30 mas Słońca). Mgławice planetarne należą do tzw. starej populacji dysku galaktycznego. Populacja ta składa się z gwiazd o masach od jednej do kilku mas Słońca, które powstały od kilku razy 10⁸ do kilku razy 10⁹ lat temu. Ten fakt obserwacyjny jest ważnym potwierdzeniem idei, że mgławice planetarne pochodzą z zaawansowanych w swej ewolucji gwiazd o średnich masach.

Ilość mgławic planetarnych w naszej Galaktyce wynosi około 20 000. Ponieważ, jak wspomniano wyżej, czas życia mgławicy planetarnej jest rzędu 20 000 lat, oznacza to, że w ciągu roku pojawia się mniej więcej jedna mgławica planetarna w naszej Galaktyce. To tempo narodzin mgławic planetarnych jest bardzo zbliżone do tempa wymierania czerwonych olbrzymów i tempa formowania się białych karłów. Potwierdza więc to ideę, że większość, a może nawet wszystkie czerwone olbrzymy przechodzą przez stadium mgławicy planetarnej, by w końcu stać się białymi karłami.

Badania mgławic planetarnych umożliwiają uściślenie niektórych problemów z teorii ewolucji chemicznej Galaktyki. Teoria ta (znając z innych dziedzin astrofizyki tempa formowania poszczególnych pierwiastków w różnych gwiazdach oraz tempa ich wyrzucania w przestrzeń międzygwiazdową) opisuje ewolucję składu chemicznego materii między gwiazdowej. Z materii tej tworzą się nowe gwiazdy i dzięki wzbogaceniu w niektóre pierwiastki mogą tworzyć w swych wnętrzach inne pierwiastki tzw. drugiej generacji.

W mgławicach planetarnych, jak już wspominaliśmy, obfitości niektórych pierwiastków (tlen, neon, siarka) są te same co w większości innych gwiazd, a szczególnie gwiazd młodych. Są one też te same co i w materii międzygwiazdowej. Oznacza to więc, że zawartość tych pierwiastków w Galaktyce nie zmieniła się przez ostatnie kilka miliardów lat. Zostały one wyprodukowane wcześniej. Natomiast takie pierwiastki jak hel, węgiel i azot wykazują wyraźną nadobfitość w mgławicach planetarnych. Mieszając się z materią międzygwiazdową mgławice planetarne powodują wzrost obfitości wymienionych pierwiastków w ośrodku międzygwiazdowym. Okazuje się, że mgławice planetarne są jednym z głównych źródeł wzbogacania Galaktyki w hel, azot i węgiel.

6. Zakończenie

Mgławice planetarne zafascynowały astronomów swoim pięknym wyglądem na niebie. Na początku uważane one były raczej tylko za kuriozum wśród ciał niebieskich. W miarę jak badania mające na celu wyjaśnienie ich istoty i pochodzenia postępowały naprzód, zrozumiano, że ich wyniki mogą także dać odpowiedź na szereg pytań z zakresu ewolucji gwiazd i Galaktyki.

Aktualny stan wiedzy o mgławicach planetarnych i wynikające stąd konsekwencje o szerszym znaczeniu astrofizycznym staraliśmy się przedstawić w tym artykule. Jak widzieliśmy, znaleziono już mniej lub bardziej zadowalające odpowiedzi na szereg podstawowych pytań z tego zakresu. Wiele jednak problemów czeka ciągle na rozwiązanie, a w miarę rozwoju badań pojawiają się nowe pytania: Oto kilka przykładów: Na czym dokładnie polega mechanizm wyrzutu materii z gwiazdy? Czy jedna gwiazda może wyrzucić tylko jedną mgławicę planetarną, czy też kilka? Czy wszystkie gwiazdy w danym zakresie mas (w tym nasze Słońce) wyrzucają mgławicę planetarną w pewnym okresie swego życia? Jaka jest rola pola magnetycznego w powstawaniu i dynamice mgławicy planetarnej? Dokładne badania młodych lub powstających mgławic planetarnych mogą pomóc rozwiązać niektóre z tych zagadnień. Inny kierunek badań zapoczątkowany kilka lat temu to badania mgławic planetarnych w sąsiednich galaktykach. Ten kierunek rozwinie się zapewne bardziej, gdy uruchomione zostaną duże teleskopy na sztucznych satelitach Ziemi. Wyniki tych badań będą bardzo cennym materiałem, gdyż otrzymane parametry fizyczne będą pozbawione błędów wynikających z niedokładności oceny odległości (odległości sąsiednich galaktyk są znane z dość dużą dokładnością).

Na koniec dodajmy, że mgławice planetarne mogą także służyć do testowania metod wyznaczania parametrów fizycznych innych typów obiektów, które w swoich widmach posiadają również silne linie emisyjne, a których natura jest mniej znana. Można tu wymienić gwiazdy symbiotyczne, gwiazdy nowe, niektóre źródła promieniowania X w naszej Galaktyce i aktywne jądra galaktyk (kwazary, galaktyki Seyferta, radiogalaktyki), które stanowią jedne z najciekawszych zagadnień współczesnej astronomii.