Історія досліджень

Туманність Гантель в умовних кольорах

Планетарні туманності в більшості своїй є тьмяними об'єктами і, як правило, не видні неозброєним оком. Першою відкритою планетарною туманністю була туманність Гантель в сузір'ї Лисички: Шарль Месс'є, що займався пошуком комет, при складанні свого каталога туманностей (нерухомих об'єктів, схожих при спостереженні неба на комети) в 1764 році заніс її в каталог під номером M27. У 1784 р. Вїльям Гершель, першовідкривач Урану, при складанні свого каталога виділив їх в окремий клас туманностей (class IV nebulae) і запропонував для них термін «планетарна туманність» через їхню видиму схожість з диском Урану. Незвичність природи планетарних туманностей виявилася в середині XIX століття, з початком використання в спостереженнях методу спектроскопії. Уїльям Гаґґінс став першим астрономом, що отримав спектри планетарних туманностей, — об'єктів, що виділялися своєю незвичністю:

«Одними з найзагадковіших з цих чудових об'єктів є ті, які при телескопічному спостереженні мають вигляд круглих або злегка овальних дисків... Чудовий і їх зеленувато-блакитний колір, надзвичайно рідкісний для одиночних зірок. Крім того, в цих туманностях немає ознак центрального згущування. По цих ознаках планетарні туманності різко виділяються як об'єкти, яким мають властивості, котрі абсолютно відрізняються від властивостей Сонця і нерухомих зірок. З цих міркувань, а також завдяки їх яскравості, я вибрав ці туманності як найбільш відповідні для спектроскопічного дослідження».

При вивченні Гаґґінсом спектрів туманностей NGC 6543 (Котяче Око), M27 (Гантель), M57 (кільцева туманність в Лірі) і ряду інших, виявилось, що їх спектр надзвичайно відрізняється від спектрів зірок: всі отримані на той час спектри зірок були спектрами поглинання (безперервний спектр з великою кількістю темних ліній), тоді як спектри планетарних туманностей виявилися емісійними спектрами з невеликою кількістю емісійних ліній, що указувало на їх природу, що в корені відрізняється від природи зірок:

Поза сумнівом, що туманності 37 H IV (NGC 3242), Struve 6 (NGC 6572), 73 H IV (NGC 6826), 1 H IV (NGC 7009), 57 M, 18 H. IV (NGC 7662) і 27 M не можуть більш вважатися скупченнями зірок того ж типу, до яких відносяться нерухомі зірки і наше Сонце. <.> ці об'єкти володіють особливою і відмінною від них структурою <.> ми, ймовірно, повинні вважати ці об'єкти величезними масами газу або пари, що світиться.

Іншою проблемою був хімічний склад планетарних туманностей: Гаґґінс порівнянням з еталонними спектрами зумів ідентіфіциіровать лінії азоту і водню, проте найяскравіша з ліній з довжиною хвилі 500.7 нм не спостерігалася в спектрах відомих тоді хімічних елементів. Було висунуто припущення, що ця лінія, відповідає невідомому елементу. Йому заздалегідь дали назву небулій — по аналогії з ідеєю, що привела до відкриття гелію при спектральному аналізі Сонця в 1868 році.

Припущення про відкриття нового елементу небулія не підтвердилися. На початку XX століття Генрі Рассел висунув гіпотезу про те, що лінія на 500.7 нм відповідає не новому елементу, а старому елементу в невідомих умовах.

У 20-х роках XX століття було показано, що в дуже розріджених газах атоми і іони можуть переходити в збуджені метастабільні стани, які при вищій щільності із-за зіткнень частинок не можуть достатньо довго існувати. У 1927 р. Бовен ідентифікував лінію небулія 500.7 нм як таку, що виникає при переході з метастабільного стану в основне двічі іонізованого атома кисню (OIII). Спектральні лінії такого типу, спостережувані тільки при надзвичайно низькій щільності, називають забороненими лініями. Таким чином, спектроскопічні спостереження дали можливість оцінити верхню межу щільності газу туманностей. Разом з тим, спектри планетарних туманностей, отриманих на щілистих спектрометрах, показали «зламана» і розщеплювання ліній унаслідок доплерівських зрушень випромінюючих областей туманності, рухомих з різними швидкостями, що дозволило оцінити швидкості розширення планетарних туманностей в 20-40 км/с.

Не дивлячись на досить докладне розуміння будови, складу і механізму випромінювання планетарних туманностей, питання про їх походження залишалося відкритим до середини 50-х років XX століття, поки І.С.Шкловский не звернув увагу, що якщо проекстраполіровать параметри планетарних туманностей до моменту почала їх розширення, то набір параметрів, що вийшов, співпадає з властивостями атмосфер червоних гігантів, а властивості їх ядер — з властивостями гарячих білих карликів. В даний час ця теорія походження планетарних туманностей підтверджена численними спостереженнями і розрахунками.

До кінця XX століття вдосконалення технологій дозволило детальніше вивчити планетарні туманності. Космічні телескопи дозволили досліджувати їх спектри за межами видимого діапазону, що неможливо було зробити раніше, проводячи спостереження з поверхні Землі. Спостереження в інфрачервоному і ультрафіолетовому діапазонах хвиль дали нову, набагато точнішу оцінку температури, щільності і хімічного складу планетарних туманностей. Застосування технології ПЗС-матриць дозволило проводити аналіз істотно менш чітких спектральних ліній. Використання космічного телескопа Габбл розкрило надзвичайно складну структуру планетарних туманностей, що раніше вважалися простими і однорідними.

Прийнято вважати, що планетарні туманності мають спектральний клас P, хоча таке позначення рідко застосовується на практиці.