Planetární mlhoviny – spektra

W. Herschel se domníval, že mlhoviny jsou tvořeny svítícím fluidem. Skutečnost byla zjištěna až Williamem Hugginsem, který v roce 1864 zkoumal NGC 6543 pomocí vizuálního spektroskopu a objevil tři emisní čáry, které dokazovaly, že mlhovina je tvořena plynem o nízké hustotě. Jedna z čar (modrá) byla okamžitě přiřazena vodíku, ale zelené čáry se nedařilo identifikovat a tak byly nazvány čarami „nebulárními“. Huggins a další následně objevovali další emisní čáry. Většina z nich byla určena jako čáry vodíku a helia. Zbývající byly zařazeny mezi tajemné nebulární. Původ vodíkových emisí byl vyřešen v roce 1927 Hermannem Zanstra. Modré centrální hvězdy jsou velmi horké, okolo 25 000 K, a proto hojně září v ultrafialové oblasti spektra za hranou Lymanovy série vodíku (912 nm). Mlhovina je převážně z protonů a volných elektronů na nižších orbitách (nebo energetických hladinách). Každý Lymanský foton může ionizovat jeden atom vodíku, tedy uvolnit elektron, který má pak kinetickou energii rovnající se rozdílu mezi energií ionizujícího fotonu a ionizační energií vodíku. Elektron je eventuálně znovu zachycen jiným protonem a umístěn na jinou z energetických hladin. Nejpravděpodobnější je návrat elektronu do základního stavu. Jestliže se tak stane, je UV foton znovu uvolněn a bude ionizovat další atom. Absorpce a nové uvolnění pokračuje, dokud není volný elektron zachycen na vyšší hladině. A při další absorpci se vytvoří H_β foton, který vylétá směrem z mlhoviny, kde jej některý z atomů absorbuje. Z hladiny 2 elektron přejde na hladinu 1, vytvoří foton Lymanovy série, který se rozptyluje v mlhovině, dokud neunikne nebo není zachycen prachovým zrnkem, ionizuje jiný prvek nebo vytvoří pár nízkoenergetických fotonů, které z mlhoviny uniknou.

Energetické hladiny

Pokud je elektron zachycen nad druhou hladinou má několik možností. Jestliže přejde nejprve na 4. hladinu, může skočit přímo na první hladinu a uvolnit přitom Lymanův foton, který je okamžitě pohlcen neutrálním atomem a elektron se vrací na 4. hladinu. Eventuálně může elektron skočit na druhou nebo třetí hladinu. Jestliže půjde na druhou hladinu, uvolňuje se Balmerův foton, který opouští mlhovinu. Jestliže přejde na třetí hladinu, tak bude probíhat stejný proces, dokud elektron nepřejde na druhou hladinu. Výsledkem je, že každý Lymanův foton z hvězdy produkuje jeden Balmerův foton z mlhoviny. Pravděpodobnost ionizace je vysoká dokud je pravděpodobnost rekombinace nízká. Viditelný mlhovinný plyn je přes 99 % ionizován díky jednomu volnému elektronu připadajícímu na každý proton. Ve skutečné mlhovině různé druhy atomů mají podobné postupy v produkci rekombinačních čar helia, kyslíku, dusíku, neonu a dalších.
Problém nebulárních čar byl vyřešen v roce 1928 I. S. Bowenem. Při zkoumání struktury energetických hladin dvakrát ionizovaného kyslíku nalezl excitované hladiny s energií rozdílnou od té, kterou určil Huggins (495,9 nm a 500,7 nm). Přechody od těchto stavů k stavu základnímu jsou všechny zakázány, jak vyplývá ze zobecněného kvantového pravidla. Ve skutečnosti jsou dovolené, ale jsou nepravděpodobné. Vyšší hladiny jsou nestabilní pro dlouhé časové úseky. Elektrony uvolněné z vodíku s dostatečnou energií (řádově eV) se srážejí s ionty O⁺⁺ a vyrážejí vázané elektrony do metastabilního stavu. Vznikají zde také zakázané čáry, které označujeme hranatými závorkami okolo spektrální signatury. Zakázané čáry jsou produkovány proměnlivými ionizačními stavy kyslíku, dusíku, neonu, síry, železa a dalších prvků od ultrafialového do infračerveného oboru. Ačkoliv jsou zakázané čáry skutečně slabé, rekombinační čáry jsou slabší. Silnější zakázané čáry proto dominují mlhovinám.
Teploty, hustoty a chemické složení jsou lehce odvoditelné. Volné elektrony se rychlými srážkami prudce zahřívají a zakládají kinetické teploty plynu (závislé na rychlostech) asi mezi 8 000 K a 20 000 K, které závisí na rovnováze mezi ohříváním a srážkami. Plyn je zahříván ultrafialovým zářením z centrální hvězdy, takže žhavější hvězda znamená žhavější mlhovinu. Elektrony jsou zpomalovány, když ztratí energii v excitování zakázaných čar, hlavně [OIII], takže těžší atomy znamenají chladnější mlhovinu. Teplota elektronu je měřena porovnáním zakázaných čar daného iontu, který vzniká z hladin ležících na rozdílných energiích nad základním stavem iontu. Hustota elektronů může být měřena z párů zakázaných čar, které vznikají z blízko umístěných hladin, které mají rozdílné excitační a vyzařovací pravděpodobnosti.
K nalezení základního složení přidáváme samostatné iontové složení a používáme prediktivní modely záření k určení počtu nepozorovaných iontů. Výsledek dosahujeme dolaďováním parametrů modelu, dokud předpovídané spektrum nesouhlasí se spektrem pozorovaným. Planetární mlhoviny v rovině galaktického disku obsahují prvky podobně, jako obsahuje Slunce a další hvězdy populace I, pouze mlhoviny v galaktickém halo jsou pozoruhodně chudé na těžké prvky. Mlhovina může být velmi bohatá na prvky jako je helium, dusík a uhlík. Tyto prvky byly vytvořeny v obřích hvězdách a protlačeny k povrchu hvězdy před vytvořením mlhoviny.

Spektrum – popis

Všechny planetární mlhoviny mají charakteristické spektrum, díky kterým je můžeme bezpečně odlišit od ostatních objektů. A to je důležité v případech, kdy planetární mlhovina má jen velmi malou zdánlivou velikost. Spektrum planetárních mlhovin je složeno z jasných a méně jasných emisních čar, uspořádaných do sérií, na nepříliš jasném pozadí.

Spektrum NGC 7009

Jasné emisní čáry planetárních mlhovin nazýváme čáry nebulární (N 1 s vlnovou délkou 500,7 nm a N 2 s 495,9 nm ). Tyto dlouho tajemné čáry identifikoval až v  roce 1928 Bowen jako čáry vzniklé zakázanými přechody z metastabilních stavů atomů a iontů.

N₁ a N₂: přiřazujeme dvakrát ionizovanému kyslíku [OIII] (chemiky označováno O⁺⁺). Čáry značujeme jako dublet [OIII] 500,7 nm a [OIII] 495,9 nm. Hranaté závorky označují zakázané přechody. Čáry N₁a N₂ také nalézáme ve spektrech difúzních mlhovin, obálkách odvržených novou nebo supernovou a také ve spektrech nestacionárních hvězd obklopených plynnou obálkou. Ale v planetárních mlhovinách je intenzita těchto čar mnohem větší a poměr čar N₁: N₂ : H_β je10:3:1, avšak v difúzní mlhovině kolísá od 20:6:10 do 3:1:10.

Poměr intenzit I_N1/I_N2 je přibližně roven 3 a je konstantou pro všechny planetární mlhoviny. Tato konstanta není závislá na fyzikálních podmínkách. Poměr (I_N1+I_N2)/H_β nabývá hodnot od ~0.1 do 40 a vyšších.

Mlhovina	(IN1+IN2)/Hβ	Mlhovina	(IN1+IN2)/Hβ	Mlhovina	(IN1+IN2)/Hβ
BD+30°3639	0,06	IC 4997	7,58	NGC 3211	20,80
He 2-162	0,16	NGC 6543	8,50	NGC 3918	21,50
Cn 3-1	0,23	NGC 6826	10,20	NGC 6644	23,50
Mz 3	0,31	NGC 6565	12,70	M 2-21	24,60
He 2-64	0,57	NGC 1535	13,80	Mz 2	26,30
Cn 1-2	1,00	NGC 7009	14,00	He 2-76	28,20
IC 418	1,85	NGC 7662	16,80	A 23	32,00
2-24	2,55	NGC 2440	17,90	He 2-84	33,00
M 3-20	3,35	NGC 6818	18,90	Wray 16-122	38,70
Hb 12	4,66	NGC 7027	19,20	HaTr 3	44,50

Tabulka ukazuje velikost poměru pro vybrané planetární mlhoviny.

[OIII]: Dvakrát ionizovaný kyslík [OIII] je zdrojem relativně slabší čary 436,3 nm, které jsou v těsné blízkosti třetí čáry Balmerovy série Hγ 434,0 nm. Z šířky těchto čar určujeme elektronovou teplotu prostředí.

[OII]: Jednou ionizovaný kyslík je původcem dvou čar v krátkovlnné oblasti spektra. Tyto čáry (372,6 nm a 372,9 nm) jsou velmi blízko k ostatním a to tak, že v obyčejných spektrografech jsou pozorovány jako jediná čáry 372,7 nm[OII]. Poměr jejich intenzit je závislý na fyzikálních podmínkách v planetární mlhoviny a nejvíce na elektronové koncentraci. Z poměru intenzit (N₁+N₂[OIII])/372,7[OII] určujeme teploty v jádrech planetárních mlhovin.

[NII]: Dublet ionizovaného dusíku je charakteristický svou červenou barvou a je pravidelně nalézán ve všech plynných mlhovinách. Pokud budeme tyto čáry pozorovat běžným spektrografem, splynou společně s čárou H_α v jedinou čáru. Poměr intenzit 658,4 nm a 654,8 nm je stejný jako poměr mlhovinných čar N₁ a N_2,tzn. že je roven třem a není závislý na fyzikálních podmínkách v  planetární mlhovině. Také poměrem I(658,4 + 654,8[NII])/I(575,5[NII]) můžeme zjišťovat elektronové teploty emitujícího prostředí.

HeI: HeI v základním stavu pozorujeme v málo excitačních mlhovinách a v mlhovinách difúzních.

HeII: Čára HeII 468,6 nm je nejmohutnější čarou v optickém spektru a je charakteristická pro mlhoviny s výraznou excitací. Největší velikost poměru HeII/H_β 468,6 nm přibližně rovná 1,5 je u A30, NGC 6210, NGC 6891. Málo excitační třída mlhovin čáru HeII 468,6 nm nemá. Ionizované helium se ve ještě spektru projevuje řadou, velmi málo jasných, čar a nejsilnější čarou v ultrafialové oblasti spektra, která může být změřena pouze mimo atmosféru Země, HeII 164,0 nm. Intenzivní je zřejmě rovněž čára He II 303,0 nm, která je však pohlcována mezihvězdnou hmotou, tudíž ji nemůžeme detekovat ani z družic.

[NeIII] a [NeV]: Vysoce excitační planetární mlhoviny obsahují dvakrát a čtyřikrát ionizovaný neon se spektrálními čarami [NeIII] 386,9 nm a [NeV] 342,6 nm. Maximální velikost poměru 348,6 nm [NeV]/H_β nm je 1,5. Čára [NeV] 342,6 nm je pouze ve spektru extrémně vysoce excitačních planetárních mlhovin, např. NGC 6302, NGC 2440, NGC 4361 atd.

H – série: Ve spektrech všech planetárních mlhovin jsou čtyři silné čáry Balmerovy série H_α 656,3 nm, H_β 486,1 nm, H_γ 434,0 nm, H_δ 412,0 nm. Další čáry této série začínají až od H_ε 397,0 nm a tak již nejsou rozlišitelné běžnými metodami. Další série vodíku (Paschen, Bracket atd. ) jsou rozptýlené v infračervené oblast nad 1 000 nm.

Zmíněné emisní čáry jsou typické pro všechny planetární mlhoviny. Kromě těchto čar je ve spektrech mnoha planetárních mlhovin množství dalších slabých čar, které jsou způsobeny zakázanými přechody v iontech železa, chlóru, síry, křemíku argonu, vápníku, draslíku atd.

Můžeme říci, že k modré barvě nejvíce přispívají spektrální čáry (He II 468,6 nm), k zelené barvě (O III 500,7 nm) a k červené barvě (NII 658,3 nm).

Pro mnoho planetárních mlhovin byl sestaven detailní přehled emisních čar a jejich relativních intenzit obsahující 200–300 a více čar. Základní část je shrnuta v  katalogu Kaler (1976) a pro důležitější emisní čáry v katalogu Acker (1992).