Планетарные туманности – это классика астрофизики

Наблюдения
планетарных туманностей
на телескопе Faulkes
Межшкольный астрономический центр «Вега»
г. Железнодорожный
Автор: Фомин Денис, 10 класс
Руководитель: Татарников Андрей Михайлович
МАЦ «Вега»
2007
Введение
Планетарные туманности представляют собой расширяющиеся газовые оболочки
огромных размеров, в центре которых находится возбуждающее их свечение ядро –
высокотемпературная
звезда.
Наиболее
яркие
планетарные
туманности
имеют
дискообразную или овальную форму и в телескоп выглядят как планета слегка зеленоватого
цвета (отсюда и их название). Вообще же формы планетарных туманностей отличаются
большим разнообразием.
Планетарные туманности – это классика астрофизики. Их изучение актуально и в
настоящее время. Физические процессы, протекающие в сильно разряженной газовой среде,
приводят к формированию специфических эмиссионных линий, к излучению энергии в
непрерывном
спектре
от
далекого
ультрафиолета
до
инфракрасной
области
и
радиодиапазона. С помощью изучения планетарных туманностей астрофизики смогли
понять и интерпретировать огромное разнообразие процессов, происходящих в газовых
оболочках звезд всех категорий – от холодных карликов до горячих сверхгигантов, в
звездных хромосферах и коронах, в атмосферах нестационных и аномальных звезд, в
околозвездных облаках, в газовых оболочках, выброшенных при взрывах Новых и
Сверхновых, в диффузных туманностях, в межзвездной среде, в галактиках с эмиссионными
линиями и пр.
В последнее сорокалетие было открыто радиоизлучение планетарных туманностей,
открыто инфракрасное излучение и открыт источник этого излучения. Наступают новые
периоды научных исследований, но и с помощью старых средств мы еще можем сделать коекакие научные исследования. В первую очередь для этого можно использовать значительно
возросшую эффективность приемников, позволяющих получать даже на относительно
небольших телескопах (диаметром 1-2 метра) за короткое время (минуты) хорошо
проработанные изображения туманностей, позволяя изучать ранее недоступные (или
неисследованные) области туманностей.
Цель
работы —
получение
изображений
внешних
областей
планетарных
туманностей в фильтрах H и [OIII], определение угловых размеров туманностей в данных
фильтрах, вычисление карты распределения интенсивности свечения в фильтре H
относительно интенсивности излучения в линии двукратно ионизованного кислорода,
вычисление возраста планетарных туманностей.
Наблюдения
Наблюдения, проводимые мной, осуществляются с помощью проекта «Телескопы
Фолкеса» — части программы Британского совета по привлечению молодежи в науку. В
рамках этого проекта я получил доступ к телескопам Фолкеса под руководством научного
руководителя Татарникова Андрея Михайловича. Эти телескопы, предназначенные для
научных исследований школьников, расположены на Гавайских островах и в Австралии.
Телескопы представляют собой полностью автоматизированную систему, управляемую
дистанционно. При помощи этой системы за считанные минуты через Интернет на
компьютер могут
приходить
фотографии, полученные мной
(правда
FITS-файлы,
необходимые для научной обработки, можно скачать только на следующий день).
Наблюдения проводились мной на Гавайском телескопе. Фокусное расстояние
телескопа Фолкеса F = 20 метров, диаметр зеркала 2 метра. Изображения получались с
помощью ПЗС-матрицы размером 2048 х 2048, работающей в режиме биннинга 2 х 2, т.е.
размер изображения составляет 1024 х 1024 пиксела.
Все снимки делались нами с экспозициями 60, 120 и 180 секунд в фильтрах [OIII]
(длина волны 5007 Å) и Hα (длина волны 6563 Å) с шириной полосы пропускания 14 Å.
Запрещенные линии кислорода [OIII] (4363, 4959 и 5007 Å) играет важную роль в
изучении планетарных туманностей. Вместе с другими запрещенными линиями – это
индикаторы электронной температуры и концентрации в туманности (при малых плотностях
интенсивность линии прямо пропорциональна концентрации). Эти линии возникают при так
называемых запрещенных переходах и образуются только в разряженных областях
туманностей. Линия 5007 Å часто используется для определения скорости расширения
планетарной туманности, а зная размеры туманности и скорость ее расширения можно
определить возраст планетарной туманности.
Линия Hα – линия излучения водорода, она тем интенсивнее, чем выше плотность
(интенсивность линии пропорциональна квадрату концентрации).
Выбор объектов наблюдений
Выбор объектов производился заранее так, чтобы объект полностью попадал в поле
зрения (т.е. имел угловые размеры меньше 4.5 угловых минут), находился достаточно высоко
над горизонтом (ниже 25º телескоп работать не может), имел достаточные угловые размеры
для регистрации на телескопе (для разрешения деталей внутреннего строения). Также
производилась проверка на удаленность объекта от Луны, так, чтобы она не засвечивала кадр
и т.п.
Таким образом было отобрано 4 планетарные туманности разных типов. Вот
краткая справочная информация о планетарных туманностях, наблюдаемых мной.
Табл. 1. Справочные данные планетарных туманностей NGC 2346, 2438, 2440, 4361.
Туманность
Тип
Bd (биполярная
NGC 2346
второго типа)
Скорость
Угловые
Расстояние,
размеры, "
пс
Единорог
35
1360
(типичная)
Корма
80
1350
20
Созвездие
расширения,
км/сек
25
II-III
NGC 2438
(двухоболочная –
кольцеобразная)
(типичная)
Ba-Sp
NGC 2440
(Биполярная
первого типа –
22
Корма
18
600
Ворон
114
1030
(измеренная)
спиралевидная)
NGC 4361
Спиралевидная
38
(измеренная)
Обработка
После получения снимков планетарных туманностей с помощью программы IRIS
(это программа для обработки цифровых изображений астрономических объектов) была
произведена предварительная обработка — вычитание фона и совмещение изображений
туманности, полученных в разные даты и в разных фильтрах, для того, чтобы можно было
делать последующую обработку.
После этого в программе IRIS я складывал снимки каждой планетарной туманности
в каждом фильтре по отдельности. В итоге у меня получились суммарные изображения в
каждом из фильтров (см. фотографии в табл. 2) с большим эффективным временем
экспозиции. Данные об этих изображениях приведены в таблице 2.
Как видно из снимков, туманности имеют сложную структуру (на рис. 1 приведены
выделенные нами элементы подобных структур). Поэтому мы решили определить угловые
размеры этих внутренних структур и полные угловые размеры, чтобы сравнить данные
каталогов с нашими наблюдениями. Результаты приведены в таблице 3.
Таблица 2. Снимки планетарных туманностей NGC 2346, 2438, 2440, 4361, полученные на
телескопе Фолкеса (приведены фрагменты ПЗС-снимков, сделанные в одном масштабе).
Туманность
Результат сложения
(фильтр)
Кол-во кадров в Общая экспозиция,
серии
NGC 2346 –
мин
2
3
3
5
2
6
2
6
[OIII]
NGC 2346 – H
NGC 2438
–
[OIII]
NGC 2438 – H
NGC 2440 –
2
4
NGC 2440 – H
2
4
NGC 4361 –
7
18
8
22
[OIII]
[OIII]
NGC 4361 – H
Рис. 1. Схематичное изображение туманностей с обозначением выделенных нами
структур.
Табл. 3. Угловые размеры планетарных туманностей NGC 2346, 2438, 2440, 4361.
Угловой размер
Полный
структуры (номер
угловой размер
по рис. 2), "
(данные наших
Туманность
Радиус
туманности
Данные
каталога, "
R, пс (по
нашим
наблюдениям)
2
3
4
наблюдений), "
NGC 2346
40 93
28
73
93
35
0,31
NGC 2438
72 74
-
-
74
80
0,24
NGC 2440
20 30
75
115
115
18
0,17
NGC 4361
15 55 120
-
120
114
0,3
1
Из таблицы 3 видно, что для двух туманностей (NGC 2346 и NGC 2440) каталоги дают
не полные размеры объектов, а лишь размеры центральных ярких областей туманностей
(«структура 1»
по
нашему
обозначению
на
рис. 1),
соответственно,
значительно
недооценивается размер и возраст туманностей.
Для получения распределения интенсивности излучения в линии H относительно
линии [OIII] с помощью программы IRIS мы поделили изображения туманностей,
полученные в данных светофильтрах. Результаты представлены в таблице 4. На приведенных
в ней изображениях белым цветом выделены области, в которых яркость свечения в
водородной линии больше, чем в кислородной, темно-серым цветом — наоборот, яркость
свечения в линии [OIII] больше.
Таблица 4. Распределение интенсивности излучения в линии H относительно линии [OIII]
Туманность
Распределение
излучения
интенсивности
в
линии
относительно линии [OIII]
NGC 2346
NGC 2438
H
NGC 2440
NGC 4361
Наблюдаемая структура туманностей
NGC 2346 – крайняя форма проявления биполярности, форма «песочных часов». Структура
этой туманности отличается от обычных биполярных туманностей своей сжатостью в
направлении малой оси и вытянутостью в направлении большой. На полученных нами
снимках (особенно на картах H/[OIII]) хорошо заметна сложная внутренняя структура
туманности и туманность, по-видимому, можно отнести к двухоболочечным.
NGC 2438 – туманность классического кольцевого типа (как «Кольцо» в Лире).
Недостаточное количество экспозиций не позволило нам увидеть на снимках внешнее
кольцо, но оно хорошо угадывается на карте H/[OIII] в виде цепочки слабых образований
вокруг основного кольца.
NGC2440 – на суммированном снимке в фильтре Hα мы видим более яркий центр, так же
лучше просматривается внешняя структура, чем на аналогичном снимке в фильтре [OIII]. В
фильтрах Hα и [OIII] мы видим две оболочки: внешнюю и внутреннюю. Но самая большая
оболочка (по моим расчетам около 115") видна на снимке полученном при делении Hα на
[OIII], причем на нем не видно самое маленькое(внутреннее) облако. Таким образом,
планетарная туманность NGC2440 имеет трех оболочную структуру, а не двухоболочечную,
как считалось ранее. На этой же карте H/[OIII] хорошо видны яркие области, где свечение
водорода значительно преобладает над свечением в линии [OIII]. Это говорит о большой
плотности вещества в эти областях. В тоже время, в центральной области преобладает
излучение кислорода, т.е. туманность имеет внутреннюю полость, заполненную сильно
разряженным веществом.
NGC 4361 – спиралевидная туманность, сложной формы. Однако, на картах H/[OIII]
хорошо видно, что существует внутренняя область, где хорошо просматривается плотная
(т.к. излучение в запрещенной линии кислорода там подавлено) биполярная структура. Во
внешней оболочке преобладает излучение в линии [OIII] (что отличает эту туманность от
остальных).
Возраст туманностей
По данным таблицы 3, используя сведения о расстояниях и скорости расширения
туманностей из таблицы 2, мы вычислили возраст туманностей. Результаты приведены в
таблице 5. Если скорость расширения данной туманности не известна, мы использовали при
вычислениях среднюю скорость, характерную для туманностей данного типа и возраста. В
этом случае в таблице дана формула перехода к любой другой скорости. Расстояние до
планетарных
туманностей
во
многих
случаях
также
точно
не
известно
(среди
рассматриваемых нами туманностей, расстояние измерено относительно точно только для
NGC 2440 — 600 парсек), поэтому в оценку возраста входит и радиус туманности.
Таблица 5. Вычисленный из наших наблюдений возраст туманностей
Планетарная туманность
Оценка возраста,
[V] = [км/сек]
[R] = [пс]
NGC 2346
12000*(25/V)*(R/0.3) лет
NGC 2438
11500*(20/V)*(R/0.24) лет
NGC 2440
7600 лет
NGC 4361
7800*(R/0.3) лет
Из таблицы видно, что две туманности с наиболее сложной, далекой от биполярной
формой NGC 2440 и NGC 4316 имеют меньший возраст, чем две другие туманности. О
молодости этих туманностей говорит также высокая температура поверхности их
внутренних звезд.
Выводы
Во время выполнения работы, мною получены следующие результаты:
1. Фотографии 4 планетарных туманностей в фильтрах H и [OIII].
2. Карты распределения яркости излучения в фильтре H по отношению к [OIII].
3. Новые угловые размеры туманностей, с определением также размеров отдельных
характерных образований
4. Оценка возраста туманностей, с использованием новых угловых размеров
5. Сделана переоценка типа планетарных туманностей NGC 2438 и NGC 2440.
Заключение
Межшкольный астрономический центр «Вега» г. Железнодорожный благодарит
Британский
Совет
(http://www.britishcouncil.org/ru/russia.htm)
за
предоставленную
возможность наблюдать на телескопах Фолкеса.
Список литературы
Гурзадян Г.А., «Планетарные туманности. Физика. Динамика», монография, Наука, 1993.
Вейнбергер Р., «A catalogue of expansion velocities of Galactic planetary nebulae», Astronomy
and Astrophysics supplement Series, 78, 301, 1989.
SIMBAD Astronomical Database (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/)