فلك السديم الكوكبي

السديم الكوكبي ، أي فئة من السدم اللامعة التي توسع قذائف الغاز المضيء التي تطردها النجوم المحتضرة. تمت ملاحظتها بشكل تلسكوبي ، ولديها مظهر مضغوط مستدير نسبيًا بدلاً من الأشكال المرقعة الفوضوية للسدم الأخرى - ومن هنا تم تسميتها ، بسبب تشابهها مع الأقراص الكوكبية عند عرضها بأدوات أواخر القرن الثامن عشر ، عندما كانت السدم الكوكبية الأولى اكتشف.

يُعتقد أن هناك ما يقرب من 20000 كائن يسمى السدم الكوكبية في مجرة ​​درب التبانة ، يمثل كل منها غازًا تم طرده مؤخرًا نسبيًا من نجم مركزي في وقت متأخر جدًا من تطوره. بسبب حجب الغبار في المجرة ، تم تصنيف حوالي 1800 سديم كوكبي فقط. السدم الكوكبية هي مصادر مهمة للغاز في الوسط النجمي.

الأشكال والهيكل

بالمقارنة مع السدم المنتشرة (انظر منطقة H II) ، فإن السدم الكوكبية هي أجسام صغيرة ، يبلغ قطرها عادة سنة ضوئية واحدة وتحتوي على كتلة من الغاز تبلغ حوالي 0.3 كتلة شمسية. أحد أكبر السدم الكوكبية المعروفة ، سديم Helix (NGC 7293) في كوكبة الدلو ، يقسم زاوية حوالي 20 دقيقة من القوس - ثلثي الحجم الزاوي للقمر. السدم الكوكبية أكثر كثافة من معظم مناطق H II ، وتحتوي عادةً على 1000-10000 ذرة لكل سم مكعب داخل مناطقها الكثيفة ، ولها سطوع أكبر 1000 مرة. الكثير منها بعيد جدًا لدرجة أنها تظهر بشكل ممتاز عند تصويرها مباشرة ، ولكن الأمثلة البارزة لها حجم زاوي يصل إلى 20 دقيقة من القوس ، مع 10-30 ثانية من القوس المعتاد. تلك التي تظهر قرصًا ساطعًا لها أشكال أكثر انتظامًا بكثير من مناطق H II الفوضوية ، ولكن لا تزال هناك عادةً بعض تقلبات السطوع على القرص. عموماً ، تكون لكوكب الأرض حدود خارجية منتظمة وحادة ؛ غالبًا ما يكون لديهم حدود داخلية منتظمة نسبيًا أيضًا ، مما يمنحهم مظهر الحلقة. يحتوي الكثير منها على فصين من مادة ساطعة ، تشبه أقواس دائرة ، متصلة بجسر ، تشبه إلى حد ما الحرف Z.

تظهر معظم الكواكب النجمية نجمًا مركزيًا يسمى النواة ، والذي يوفر الأشعة فوق البنفسجية اللازمة لتأين الغاز في الحلقة أو القشرة المحيطة به. هذه النجوم هي من بين أكثر النجوم شهرة وهي في حالة تطور سريع نسبيًا.

كما هو الحال مع مناطق H II ، يخفي الانتظام الهيكلي الشامل تقلبات واسعة النطاق في الكثافة ودرجة الحرارة والتركيب الكيميائي. عادةً ما تكشف الصور عالية الدقة للسديم الكوكبي عن عقدة صغيرة وشعيرات إلى حد الدقة. طيف السديم الكوكبي هو أساساً نفس طيف منطقة H II ؛ يحتوي على خطوط مشرقة من إعادة تركيب الهيدروجين والهيليوم وخطوط مشرقة ومثيرة التحريض متصاعدة وخطوط إعادة التركيب الباهتة للأيونات الأخرى. (إعادة التركيب هي العملية التي تلتقط فيها ذرة في مرحلة عالية من الإثارة إلكترونًا ذا طاقة أقل ثم تسقط إلى مرحلة أقل من الإثارة.) تُظهر النجوم المركزية مدى درجات حرارة أكبر بكثير من تلك الموجودة في مناطق H II ، بدءًا من بارد نسبيًا (25000 كلفن) إلى بعض أكثر الأنواع شهرة (200000 كلفن). في السدم ذات النجوم الساخنة ، معظم الهيليوم يتأين بشكل مضاعف ، وتوجد كميات ملحوظة من الأكسجين المتأين خمس مرات والأرجون والنيون المتأين أربع مرات. في مناطق H II يكون الهيليوم مؤينًا بشكل أساسي والنيون والأرجون مرة واحدة أو مرتين فقط. ينتج هذا الاختلاف في حالات الذرات من درجة حرارة النواة الكوكبية (حتى حوالي 150.000 كلفن) ، وهي أعلى بكثير من النجم المثير لمناطق H II (أقل من 60.000 كلفن لنجم O ، سخونة). تم العثور على مراحل عالية من التأين بالقرب من النجم المركزي. الأيونات الثقيلة النادرة ، بدلاً من الهيدروجين ، تمتص فوتونات عدة مئات من طاقات الإلكترون فولت. أبعد من مسافة معينة من النجم المركزي ، تم امتصاص جميع فوتونات الطاقة الكافية لتأين نوع معين من الأيونات ، وبالتالي لا يمكن لهذه الأنواع أن توجد أبعد. وقد تنبأت الحسابات النظرية التفصيلية بنجاح بالأحرى أطياف السدم الأكثر ملاحظة.

تكشف أطياف السدم الكوكبية حقيقة أخرى مثيرة للاهتمام: فهي تتوسع من النجم المركزي بسرعة 24-56 كيلومتر (15-35 ميل) في الثانية. يكون سحب الجاذبية للنجم صغيرًا جدًا على مسافة القشرة من النجم ، لذلك ستواصل القشرة توسعها حتى تندمج أخيرًا مع الغاز النجمي حولها. يتناسب التوسع مع المسافة من النجم المركزي ، بما يتفق مع كتلة الغاز بأكملها التي تم إخراجها في فترة وجيزة من النجم في نوع من عدم الاستقرار.

مسافات السدم الكوكبية

إن تقدير المسافة إلى أي سديم كوكبي معين يمثل تحديًا بسبب تنوع أشكال وكتل الغاز المتأين. هناك عدم يقين حول كمية الإشعاع المؤين من النجم المركزي الذي يهرب من السديم وكمية المواد الساخنة منخفضة الكثافة التي تملأ جزءًا من الحجم ولكنها لا تنبعث منها إشعاعًا ملحوظًا. وبالتالي ، فإن السدم الكوكبية ليست فئة متجانسة من الأشياء.

يتم تقدير المسافات من خلال الحصول على قياسات لحوالي 40 كائنًا لها خصائص مواتية بشكل خاص. تتضمن الخصائص المواتية الارتباط بأشياء أخرى يمكن تقدير بعدها بشكل مستقل ، مثل العضوية في مجموعة نجمي أو الارتباط بنجم من الخصائص المعروفة. توفر الطرق الإحصائية ، التي تم معايرتها بواسطة هذه الأشياء ، تقديرات تقريبية (حوالي 30 في المائة من الأخطاء) للمسافات لجميع الأشياء الأخرى. تنطوي الطريقة الإحصائية على افتراض أن جميع الأصداف لها كتل متشابهة عندما تكون جميع الأصداف متأينة وتصحح للكسر المحايد للباقي.

من أفضل تحديد المسافة المتاحة ، يمكن العثور على الحجم الحقيقي لأي سديم من حجمه الزاوي. عادة ، السدم الكوكبية هي بضع أعشار سنة ضوئية في نصف القطر. إذا تم تقسيم هذه المسافة على سرعة التمدد ، يتم الحصول على عمر السديم منذ القذف. تتراوح القيم ما يقرب من 30،000 سنة ، وبعد ذلك يكون السديم ضعيفًا جدًا بحيث لا يمكن تمييزه عن الغاز النجمي المحيط به. هذا العمر أقصر بكثير من عمر النجوم الأم ، لذا فإن المرحلة السديمية قصيرة نسبيًا.