YaChudo

Планетарна туманність

Переглядів: 0. Оновлено 10.10.2026.

Туманність Котяче Око — внутрішня ділянка, зображення в псевдокольорах (червоний — Hα; синій — нейтральний кисень, 630 нм; зелений — іонізований азот, 658,4 нм).

Планета́рна тума́нність — астрономічний об'єкт, що складається з іонізованої газової оболонки й центральної зорі — гарячого білого карлика, який збуджує світіння туманності. Назва «планетарна туманність» пов'язана з тим, що відкривачі цих об'єктів у XVIII столітті зауважили подібність їхнього вигляду до дисків планет, спостережуваних через тогочасні оптичні телескопи, хоча насправді планетарні туманності ніяк з планетами не пов'язані.

Планетарні туманності утворюються внаслідок скидання зовнішніх оболонок червоних гігантів із початковою масою приблизно від 0,8 до 8 M☉ на завершальній стадії їхньої еволюції внаслідок пульсацій та інтенсивних зоряних вітрів. Після цього від зорі залишається невелике ядро з дуже високою температурою, яке яскраво випромінює в ультрафіолетовому діапазоні й іонізує раніше викинуті оболонки. Планетарні туманності існують відносно недовго за астрономічними мірками — лише десятки тисяч років, тоді як тривалість життя типової зорі становить мільярди років.

Планетарні туманності складаються переважно з водню й гелію, однак збагачені важкими елементами — продуктами зоряного нуклеосинтезу, тому процес їхнього утворення відіграє важливу роль у хімічній еволюції галактик. У Чумацькому Шляху виявлено близько 3000 планетарних туманностей. Приблизно 20 % з них має кулясту форму, однак більшість — асиметричні, що може бути зумовлено подвійністю зір, магнітними полями зір та іншими факторами.

Історія досліджень

Туманність Гантель в умовних кольорах

Зазвичай планетарні туманності — це тьмяні об'єкти, які неможливо спостерігати неозброєним оком. Першим відкритим об'єктом такого типу стала туманність Гантель у сузір'ї Лисички, яку Шарль Мессьє спостерігав 12 липня 1764 року й включив до свого каталогу туманностей як M27[1]. Назву їй пізніше дав Джон Гершель через подібність до гантелі[2].

Для перших спостерігачів, які користувалися телескопами з низькою роздільною здатністю, туманності виглядали подібно до планет-гігантів Сонячної системи. Першим це зауважив 1779 року Антуан Дарк'є де Пелепуа, відкривач туманності Кільце[3]. Вільям Гершель, який за кілька років перед тим відкрив Уран, у 1784 році запровадив для позначення цих об'єктів термін «планетарна туманність»[1], бо в його телескопи такі об'єкти виглядали подібно до дисків планет[1][4].

Природа планетарних туманностей залишалася невідомою аж до появи перших спектроскопічних спостережень. 29 серпня 1864 року Вільям Гаггінс за допомогою призми отримав перший спектр такого об'єкту — туманності Котяче Око[1][3]. Аналізуючи його, Гаггінс очікував побачити неперервний емісійний спектр, подібний до того, який спостерігав раніше в інших туманностях, зокрема в галактиці Андромеди. Однак він виявив лише невелику кількість ліній випромінювання. За словами самого Гаггінса:

…Я подивився у спектроскоп. Спектр був не таким, як я очікував! Лише одна-єдина яскрава лінія! Спочатку я запідозрив, що це зсув призми… потім мені спала на думку правильна інтерпретація. Світло туманності було монохроматичним… загадку туманностей розв’язано. Відповідь, що надійшла до нас у самому світлі, була такою: це не скупчення зір, а світний газ[5].
Туманність Кільце

Це пояснюється тим, що в спектрах планетарних туманностей переважають лінії випромінювання, характерні для газів, на відміну від скупчень зір, які мають неперервний спектр. Гаггінс ідентифікував одну з бальмерівських ліній водню (H β {\displaystyle \beta } , що відповідає блакитно-зеленому кольору), однак спостерігалися й інші, значно яскравіші лінії, зокрема на довжині хвилі 500,7 нм[6], які астрономи тоді не могли пов'язати з жодним хімічним елементом[1][5].

Для пояснення випромінювання цих ліній висунули гіпотезу про існування нового елемента — «небулію». Справжню природу цих ліній вдалося з'ясувати лише через понад шістдесят років після спостережень Гаггінса з розвитком квантової механіки. 1928 року Айра Спрейг Бовен[7][8] встановив, що ці лінії спричиняють іони кисню та азоту, спростувавши таким чином гіпотезу про небулій[6][9].

Бовен показав, що в газах із надзвичайно низькою густиною електрони можуть займати збуджені метастабільні рівні енергії, тоді як у щільніших газах вони швидко повертаються в нижчі стани через зіткнення між атомами[10]. Переходи електронів із цих рівнів на нижчі в іонах кисню та азоту (зокрема O2+, O+ і N+) спричиняють випромінювання ліній, які Гаггінс не зміг ідентифікувати, зокрема з довжиною хвилі 500,7 нм[8]. Ці спектральні лінії називають забороненими лініями. Вони виникають лише в газах із дуже низькою густиною, що свідчить про вкрай розріджений стан речовини в планетарних туманностях[11].

Спектри планетарних туманностей у видимому діапазоні настільки відрізняються від спектрів інших небесних об'єктів, що їх використовують для виявлення таких туманностей навіть тоді, коли їхній кутовий розмір занадто малий для ідентифікації за допомогою фотометрії. Зокрема, лінії двічі іонізованого кисню O2+ на 500,7 нм і 495,9 нм та лінія Бальмера H β {\displaystyle \beta } , хоча й трапляються у спектрах інших об'єктів, таких як нові та наднові, але ніколи не мають такої інтенсивності, як у спектрах планетарних туманностей[12].

У середині 1950-х років Йосип Шкловський звернув увагу, що параметри планетарних туманностей збігаються з властивостями атмосфер червоних гігантів, а параметри їхніх ядер — з властивостями гарячих білих карликів, і таким чином пояснив їхнє походження завершальними етапами еволюції зір[13][14].

Наприкінці XX століття технологічний прогрес значно сприяв дослідженню та розумінню планетарних туманностей[15]. Космічні телескопи дали змогу астрономам вивчати випромінювання поза межами видимого діапазону, яке не можна спостерігати з наземних обсерваторій, оскільки крізь атмосферу вільно проходять лише радіохвилі та видиме світло. Спостереження в інфрачервоному й ультрафіолетовому діапазонах дають значно більше інформації про планетарні туманності, їхню температуру, густину та вміст різних хімічних елементів[16][17]. Технологія ПЗЗ дала змогу точніше вимірювати слабкі спектральні лінії. Космічний телескоп «Габбл» показав, що хоча багато туманностей здаються простими під час спостережень із Землі, телескопи за межами земної атмосфери завдяки високій роздільній здатності виявляють надзвичайно складні морфологічні структури[18][19].

Формування й еволюція

Походження

Діаграма Герцшпрунга — Рассела. Зорі перебувають на головній послідовності протягом більшої частини свого життя. Пізніше, коли водень починає вичерпуватися, вони перетворюються на червоних гігантів (угорі праворуч). Нарешті, якщо маса зорі становить приблизно від 1 до 8 мас Сонця, вона стає білим карликом (внизу), має дуже малий радіус й утворює планетарну туманність.

Планетарні туманності утворюються, коли зоря з масою приблизно від 0,8 до 8 M⊙ вичерпує своє ядерне паливо. Якщо маса перевищує межу в 8 M⊙, зоря вибухає як наднова[20].

Упродовж більшої частини життя зорі світять завдяки реакціям ядерного синтезу, що відбуваються в їхньому ядрі. Це забезпечує гідростатичну рівновагу: сила гравітації, яка стискає зорю, урівноважується сумою гідростатичного тиску та тиску випромінювання, що прагнуть розширити її[21].

Зорі малої та середньої маси, з яких утворюються планетарні туманності, залишаються на головній послідовності мільярди років, спалюючи водень і утворюючи гелій, що накопичується в ядрі. Температура в ядрі спочатку недостатня для ядерного горіння гелію, тому він залишається інертним. З часом у ядрі накопичується все більше гелію, і тиск уже не може врівноважити гравітацію, через що ядро стискається. Це стискання підвищує температуру й прискорює синтез водню у сферичному шарі навколо ядра[22]. Зовнішні шари зорі розширюються, площа поверхні зорі збільшується, енергія розподіляється на більшу площу, тому поверхнева температура знижується, і зоря набуває червоного кольору. На цій стадії вона переходить на гілку червоних гігантів[23].

Моделювання формування планетарної туманності.

Ядро, що складається переважно з гелію, продовжує стискатися й нагріватися за відсутності ядерних реакцій, доки температура не досягне значень, достатніх для перетворення гелію на вуглець і кисень (приблизно 80–90 млн К)[24]. Невдовзі формується інертне ядро з вуглецю й кисню, оточене оболонками гелію та водню, у яких триває синтез. Такий стан називають асимптотичною гілкою гігантів[25].

Реакції ядерного горіння гелію дуже чутливі до температури: їхня інтенсивність приблизно пропорційна T40[26]. Через це зоря стає нестійкою, і навіть незначні коливання температури мають великий вплив. Підвищення температури лише на 2 % подвоює швидкість реакцій, виділяючи значну кількість енергії, що ще більше нагріває зорю. У відповідь шар гелію, де відбувається синтез, розширюється й швидко охолоджується. Це спричиняє потужні пульсації, які зрештою стають настільки сильними, що повністю викидають зоряну атмосферу в космос[27].

Викинуті гази утворюють хмару матеріалу навколо оголеного ядра зорі. У міру того як оболонка покидає зорю, відкриваються дедалі глибші й гарячіші шари ядра зорі. Коли температура поверхні досягає приблизно 35 000 К, ядро випромінює достатню кількість ультрафіолетових фотонів, щоб іонізувати викинуту оболонку, змушуючи її світитися. У цей момент хмара перетворюється на планетарну туманність[28].

Стадія планетарної туманності

Туманність Равлик

Після початку стадії планетарної туманності викинуті гази рухаються від центральної зорі зі швидкостями порядку кількох десятків кілометрів на секунду[9][29][30]. Ядро зорі перетворюється на зоряний залишок — білий карлик, який складається переважно з вуглецю та кисню з виродженим електронним газом. Він містить лише незначну кількість водню, оскільки більшу його частину зоря втратила на стадії асимптотичної гілки гігантів[31].

У міру розширення газу центральна зоря проходить дві стадії еволюції. Спочатку вона стискається й одночасно нагрівається, при цьому відбувається горіння водню в оболонці навколо ядра. На цьому етапі зоря зберігає майже сталу світність і зрештою досягає температур близько 100 000 К. Далі зоря починає охолоджуватися, коли зовнішній шар водню вичерпується. Водночас зоря втрачає частину маси. Зоряний залишок продовжує випромінювати свою енергію, але реакції ядерного синтезу припиняються. Унаслідок цього він охолоджується настільки, що його ультрафіолетове випромінювання вже не може іонізувати газ туманності[32].

Стадія планетарної туманності завершується, коли газова оболонка рекомбінує й стає невидимою. Для типової планетарної туманності ця фаза триває кілька десятків тисяч років[33][29][30]. Залишок зорі — білий карлик — надалі майже не змінюється й лише дуже повільно охолоджується[15].

Характеристики

Морфологія

Симуляція формування біполярної планетарної туманності в подвійній системі.

Планетарні туманності мають різноманітні форми — від нерегулярних і складних до майже ідеально сферичних. Однак останні становлять лише близько 20 % від загальної кількості[34].

Більшість планетарних туманностей за формою поділяють на сферичні, еліптичні та біполярні на основі їхніх видимих форм при спостереженні з Землі, адже вигляд залежить від кута спостереження. Водночас трапляються й інші типи: кільцеподібні, спіральні, нерегулярні тощо[35]. Наприклад, планетарна туманність Abell 39 має майже сферичну форму, а туманність Сітківка (IC 4406) є біполярною. Часто форма визначає назву об'єкта, як у випадку туманності Кільце, туманності Равлик або туманності Мураха.

Біполярні планетарні туманності розташовані в межах 3° від галактичної площини, тому їх утворили відносно молоді масивні зорі (спектральний клас A на головній послідовності). Натомість сферичні туманності частіше трапляються далі від площини Галактики (5°–12°) і походять від старіших та менш масивних зір, подібних до Сонця (спектральний клас G). Еліптичні туманності займають проміжне положення (3°–5°). Це свідчить, що маса зорі-попередниці значною мірою визначає морфологію планетарної туманності[36]. Загалом, що масивніша зоря, то більш нерегулярною стає туманність[37].

Причини різноманітності форм туманностей остаточно не з'ясовані[38]. Ймовірно, важливу роль відіграють гравітаційні взаємодії із зорею-компаньоном у подвійних системах. Інша причина може полягати в тому, що планети можуть збурювати потоки речовини, які зоря викидає в космос. Магнітні поля навколо центральних зір планетарних туманностей також можуть сильно впливати на їхню форму[39][40].

Фізичні характеристики

NGC 2392, також відома як туманність Ескімос

Типова планетарна туманність має діаметр приблизно один світловий рік і складається з дуже розрідженого газу з густиною від 100 до 10 000 частинок/см³. Для порівняння, атмосфера Землі містить близько 2,5 × 1019 частинок/см³. Молодші туманності мають вищу густину, інколи порядку 106 частинок/см³. У міру розширення туманності її густина зменшується; газ розлітається зі швидкістю близько 25 км/с. Її маса зазвичай становить від 0,1 до 1 M☉[41].

Випромінювання центральної зорі нагріває газ до температур близько 10 000 К[42]. У ділянках, ближчих до зорі, температура може досягати 16 000–25 000 К[43]. Простір поблизу центральної зорі часто заповнює дуже гарячий газ із температурою близько 1 000 000 К, який полишає зорю у вигляді швидкого зоряного вітру[36].

Планетарні туманності класифікують за чинником, що обмежує світність, — матерією або випромінюванням. У першому випадку речовини недостатньо, щоб поглинути всі фотони ультрафіолетового випромінювання зорі, тому вся видима туманність повністю іонізована. У другому випадку зоря випромінює замало ультрафіолетових фотонів, щоб іонізувати весь навколишній газ, фронт іонізації поширюється від зорі назовні, залишаючи зовнішні ділянки туманності нейтральними. Через це частина газу не спостерігається, адже вона занадто холодна й випромінює переважно в інфрачервоному діапазоні[44].

Вплив на еволюцію галактики

NGC 2818 — планетарна туманність у розсіяному скупченні.

Планетарні туманності відіграють важливу роль у галактичній еволюції. Первісний Всесвіт складався майже виключно з водню та гелію, але з часом зорі утворили у своїх ядрах важчі елементи внаслідок ядерного синтезу. Через це гази планетарних туманностей містять значну частку елементів, важчих за гелій (так званих «металів»), зокрема вуглець, азот і кисень. Поступово змішуючись із міжзоряним середовищем, ці туманності збагачують його важкими елементами[45].

Наступні покоління зір мають вищу металічність, тобто більшу частку важких елементів. Хоча їхня частка в загальній масі зорі невелика, вони істотно впливають на її еволюцію. Зорі, що сформувалися на ранніх етапах існування Всесвіту й мають низьку металічність, належать до населення II, тоді як молодші зорі з високою металічністю відносять до населення I[46]. Зазвичай зорі населення I зосереджені в галактичному диску, тоді як зорі населення II переважно зосереджені в балджі та гало[47].

Поширеність та кількість

Туманність Червоний Павук — біполярна туманність із дуже гарячою центральною зорею.

У нашій Галактиці відомо близько 3000 планетарних туманностей[48]. Це небагато порівняно із загальною кількістю зір: приблизно одна планетарна туманність припадає на кожні 60 мільйонів зір. Причина такої рідкісності — їхня відносно коротка тривалість життя. Оцінюють, що щороку утворюється близько трьох нових планетарних туманностей[9][49]. Зазвичай вони розташовані в площині диска Чумацького Шляху й трапляються частіше поблизу галактичного центру[50].

Планетарні туманності регулярно виявляють у кулястих скупченнях, таких як Мессьє 15, Мессьє 22, NGC 6441 і Паломар 6. Водночас у розсіяних скупченнях їх значно менше, оскільки такі скупчення містять менше зір і слабше зв’язані гравітаційно, через що їхні зорі розсіюються за 100–600 мільйонів років[51], що співмірно з часом, необхідним для утворення планетарної туманності[50]. Дослідження планетарних туманностей у розсіяних скупченнях допомагає точніше визначити межу мас між зорями-попередниками білих карликів і нейтронних зір[52].

Нерозв'язані питання

Комп'ютерне моделювання формування планетарної туманності в результаті взаємодії швидкого зоряного вітру з вигнутим диском раніше скинутої речовини (початкова форма вигнутого диска показана світлою смугою)

Однією з проблем у дослідженні планетарних туманностей є те, що в більшості випадків їхні відстані визначені з великими похибками. Лише для найближчих об’єктів можна виміряти відстань за допомогою паралаксу розширення, тобто спостерігаючи їхній видимий рух на небесній сфері. Цей метод дає змогу визначити швидкість розширення в напрямку, перпендикулярному до променя зору, тоді як за допомогою ефекту Доплера визначають швидкість уздовж променя зору. Порівнюючи ці швидкості, можна оцінити відстань до туманності[18].

Інша проблема — різноманітність форм. Зазвичай вважають, що більшість спостережуваних форм виникає внаслідок взаємодії речовини, яка розширюється з різними швидкостями[53]. Водночас деякі астрономи припускають, що причиною найскладніших планетарних туманностей можуть бути подвійні зоряні системи[54]. Інші складні форми можуть пояснюватися сильними магнітними полями[40].

Металічність планетарних туманностей визначають спектроскопічно двома основними способами — за рекомбінаційними лініями та лініями, збудженими зіткненнями, — однак між результатами цих методів інколи виникають значні розбіжності. Деякі астрономи пояснюють це наявністю невеликих флуктуацій температури в туманності. Інші вважають, що різниця надто велика для такого пояснення, і припускають існування холодних регіонів із дуже низьким вмістом водню; проте такі регіони поки що не виявлені[55].

Див. також

Примітки

  1. ↑ а б в г д Kwok, 2000, с. 1.
  2. ↑ Lardner, D. The Stellar Universe. Chapter VI // Popular Astronomy. — Walton and Maberly, 1856. — С. 35., «Sir John Herschel describes it as a nebula shaped like a dumb-bell».
  3. ↑ а б Moore, S. L. Observing the Cat's Eye Nebula // Journal of the British Astronomical Association. — 2007. — Т. 117, № 5. — С. 279-280.
  4. ↑ Андрієвський та ін., 2019, с. 389.
  5. ↑ а б Huggins, W.; Miller, W. A. On the Spectra of Some of the Nebulae. — 1864. — Т. 154. — С. 437-444.
  6. ↑ а б Planetary Nebulae. The Messier Catalog (SEDS / MAA) (англ.). 27 жовтня 2005.
  7. ↑ Bowen, Ira S. The Origin of the Nebulium Spectrum // Nature. — 1927. — Т. 120. — С. 473.
  8. ↑ а б Bowen, Ira S. The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae. — 1928. — Т. 67, № 1. — С. 1-15. — DOI:10.1086/143091.
  9. ↑ а б в Kwok, 2000, с. 2.
  10. ↑ Bowen, Ira S. The Origin of the Chief Nebular Lines // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1927. — Т. 39, № 231. — С. 295.
  11. ↑ Gurzadjan, 1997, с. 32-37.
  12. ↑ Gurzadjan, 1997, с. 6-7.
  13. ↑ Шкловский И. С. О природе планетарных туманностей и их ядер // Астрономический журнал. — Том 33, № 3, 1956. — сс. 315—329.
  14. ↑ Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. — М.: Наука, 1984. Архів оригіналу за 10 грудня 2005. Процитовано 11 серпня 2007.
  15. ↑ а б Kwok, Sun. Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century. — 2005. — Т. 38, № 2. — С. 271-278.
  16. ↑ Hora, Joseph L., et al.. Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae // The Astrophysical Journal Supplement Series. — 2004. — Т. 154, № 1. — С. 296-301. — DOI:10.1086/422820.
  17. ↑ Kwok, S. et al.. Planetary nebulae in the GLIMPSE survey // Proceedings of the International Astronomical Union. — 2006. — Т. 2. — С. 445-446. — DOI:10.1017/S1743921306003668.
  18. ↑ а б Reed, Darren S. et al.. Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular // The Astronomical Journal. — 1999. — Т. 118. — С. 2430-2441. — DOI:10.1086/301091.
  19. ↑ Aller, L. H.; Hyung, S. Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review) / Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph (eds.) // Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union. — 2001. — Т. 209. — С. 15. — DOI:10.1086/301091. — Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe (Astronomical Society of the Pacific).
  20. ↑ Maciel, W. J.; Costa, R. D. D.; Idiart, T. E. P. Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. — 2009. — Т. 45. — С. 127-137.
  21. ↑ Harpaz, 1994, с. 22-24.
  22. ↑ Sackmann, I. J., Boothroyd, A. I., Kraemer, K. E. Our Sun. III. Present and Future. — 1993. — Т. 418. — С. 457-468. — Bibcode:1993ApJ...418..457S. — DOI:10.1086/173407.
  23. ↑ Zeilik, Gregory, 1998, pp. 321—322.
  24. ↑ Harpaz, 1994, p. 21.
  25. ↑ Harpaz, 1994, p. 111.
  26. ↑ Iliadis, 1997, pp. 439—442.
  27. ↑ Renzini, A. Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells // IAU Symposium. — 1989. — № 131. — С. 391-400.
  28. ↑ Harpaz, 1994, p. 113.
  29. ↑ а б Астрономічний енциклопедичний словник, 2003, с. 357.
  30. ↑ а б Андрієвський та ін., 2019, с. 390.
  31. ↑ Kwok, 2000, p. 103.
  32. ↑ Kwok, 2000, p. 3.
  33. ↑ Знайдена найстаріша планетарна туманність. The Universe. Space. Tech. 30 серпня 2022. Процитовано 19 квітня 2026.
  34. ↑ Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas // The Astrophysical Journal. — 2001. — Т. 560, № 1. — С. 272-286. — DOI:10.1086/322489.
  35. ↑ Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881. — 2005. — Т. 635, № 1. — С. L49-L52. — DOI:10.1051/0004-6361:20041993.
  36. ↑ а б Osterbrock, Ferland, 2005, pp. 261—262.
  37. ↑ Mennessier, M. O.; Omont, A. From Miras to planetary nebulae: which path for stellar evolution? : Montpellier, France, September 4-7, 1989. — Atlantica Séguier Frontières, 1990. — ISBN 978-2863320778.
  38. ↑ Kwok, 2000, p. 89.
  39. ↑ First Detection of Magnetic Fields in Central Stars of Four Planetary Nebulae. Space Daily. 6 червня 2005. Архів оригіналу за 18 червня 2009. Процитовано 19 квітня 2026.
  40. ↑ а б Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. J. Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae // Astronomy and Astrophysics. — 2005. — Т. 432, № 1. — С. 273-279. — DOI:10.1051/0004-6361:20041993.
  41. ↑ Osterbrock, Ferland, 2005, p. 10.
  42. ↑ Gurzadjan, 1997, p. 238.
  43. ↑ Gurzadjan, 1997, с. 130—137.
  44. ↑ Osterbrock, Ferland, 2005, p. 207.
  45. ↑ Kwok, 2000, с. 199—207.
  46. ↑ Marochnik, L. S.; Shukurov, A.; Yastrzhembsky, I. The Milky Way galaxy. — 2nd edition. — Taylor & Francis, 1996. — ISBN 978-2881249310.
  47. ↑ Martínez, V. J.; Miralles, J. A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. Astronomía fundamental. — 1st edition. — Universitat de Valencia, 2005. — С. 225. — ISBN 978-84-370-6104-7.
  48. ↑ Parker, Q. A. et al.. The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2006. — Т. 373, № 1. — С. 79-94. — DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x.
  49. ↑ Abell, G. O.; Goldreich, P. On the Origin of Planetary Nebulae // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 1966. — Т. 78, № 463. — С. 232. — DOI:10.1086/128336.
  50. ↑ а б Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Lane, David J. In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2007. — Т. 119, № 862. — С. 1349-1360. — DOI:10.1086/524414.
  51. ↑ Allison, Mark. Star clusters and how to observe them. — Birkhäuser, 2006. — С. 56-58. — ISBN 978-1846281907.
  52. ↑ Allakhverdiyev, A. O.; Alpar, M. A.; Guseinov, O. H.; Tuncer, E. Planetary nebulae in open clusters and the mass boundary between the progenitors of white dwarfs and neutron stars // Astronomical and Astrophysical Transactions. — 1998. — Т. 16, № 1. — DOI:10.1080/10556799808208142.
  53. ↑ Kwok, 2000, с. 89—96.
  54. ↑ Soker, Noam. Why every bipolar planetary nebula is 'unique' // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2002. — Т. 330, № 2. — С. 481-486. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x.
  55. ↑ Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. NGC 6153: a super-metal-rich planetary nebula? // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2000. — Т. 312, № 3. — С. 585-628. — DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x.

Література

  • Планетарні туманності // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 356-357. — ISBN 966-613-263-X.
  • Андрієвський С. М., Кузьменков С. Г., Захожай В. А., Климишин І. А. Загальна астрономія. — Харків : ПромАрт, 2019. — С. 388-392, 454-456. — ISBN 978-617-7634-37-8.
  • Gurzadjan G. A. The physics and dynamics of planetary nebulae. — Berlin : Springer, 1997. — ISBN 978-3540609650.
  • Harpaz A. Stellar evolution. — Wellesley : Peters, 1994. — ISBN 978-1568810126.
  • Iliadis C. Nuclear physics of stars. — Weinheim : Wiley-VCH, 1997. — ISBN 978-3527406029.
  • Kwok S. The origin and evolution of planetary nebulae. — Cambridge : Cambridge University Press, 2000. — ISBN 978-0521623131.
  • Osterbrock D. E., Ferland G. J. Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei. — 2nd edition. — California : University Science Books, 2005. — ISBN 978-1-891-38934-4.
  • Zeilik M., Gregory S. A. Introductory astronomy & astrophysics. — Cengage Learning, 1998. — ISBN 9780030062285.

Посилання

Ця сторінка належить до добрих статей української Вікіпедії.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).