Mgławica planetarna

Obserwacje

Mgławice planetarne nie są zbyt jasne. Żadna z nich nie jest wystarczająco jasna, aby widzieć bez teleskopu. Pierwszym, który odkryto, była mgławica Dumbbell. Astronomowie nie wiedzieli, czym są te obiekty, dopóki w latach 1800. nie przeprowadzono pierwszych eksperymentów spektroskopowych. William Huggins używał pryzmatu do patrzenia na galaktyki. Zauważył, że wyglądały one bardzo podobnie do gwiazd.

Kiedy spojrzał na mgławicę Cat's Eye, nie wyglądała tak samo. Widział linię emisji w miejscu, którego nikt wcześniej nie widział. Oznaczało to, że wyglądała jak element, którego nikt nigdy przedtem nie widział. Naukowcy uważali, że może to być nowy element. Postanowili nazwać go mgławicą.

Później fizycy pokazali, że możliwe jest, aby gazy o bardzo niskiej gęstości wyglądały jak coś innego. Okazało się, że gaz, na który patrzyli, to tlen, a nie mgławica.

Gwiazdy w mgławicach planetarnych są bardzo gorące. Nie są jednak bardzo jasne. To znaczy, że muszą być bardzo małe. Jedyny czas, kiedy gwiazdy są tak małe, to kiedy umierają. Oznacza to, że są one jednym z ostatnich kroków w śmierci gwiazdy. Astronomowie widzieli, że cała mgławica planetarna się rozszerza. Oznacza to, że zostały one spowodowane przez wyrzucenie zewnętrznych warstw gwiazdy w przestrzeń kosmiczną pod koniec jej życia.

NGC 7293, Mgławica Helixa


NGC 2392, Mgławica Eskimoska

Pochodzenie

Gwiazdy ważące więcej niż osiem mas słonecznych staną się supernowymi. Gwiazdy o mniejszej masie będą tworzyć mgławice planetarne. Po miliardach lat gwiezdnej ewolucji gwiazda nie będzie miała więcej wodoru. To sprawia, że powierzchnia gwiazdy staje się zimniejsza, a jej jądro mniejsze. Jądro Słońca ma około 15 milionów stopni Kelvina. Kiedy skończy się wodór, mniejsze jądro spowoduje wzrost do około 100 milionów stopni Kelwina.

Zewnętrzne warstwy gwiazdy stają się znacznie większe z powodu ciepła rdzenia i stają się znacznie chłodniejsze. Gwiazda staje się czerwonym olbrzymem. Rdzeń staje się jeszcze mniejszy i cieplejszy. Kiedy osiągnie 100 milionów K, hel zaczyna łączyć się w węgiel i tlen. Kiedy to się stanie, rdzeń przestaje się kurczyć. Spalony hel wkrótce tworzy rdzeń z węgla i tlenu, a wokół niego znajduje się zarówno hel, jak i powłoka wodorowa.

Ponieważ hel w reakcjach fuzji nie jest bardzo stabilny, rdzeń zaczyna rosnąć i kurczyć się bardzo szybko. Silne wiatry gwiezdne wieją gaz i plazmę w zewnętrznej warstwie gwiazdy na zewnątrz. Gazy te tworzą chmurę wokół rdzenia gwiazdy. W miarę jak coraz więcej gazu oddala się od gwiazdy, wysyłane są coraz głębsze warstwy o coraz wyższej temperaturze. Kiedy gaz nagrzeje się do około 30.000 stopni Kelvina, zaczyna się świecić. Wtedy chmura staje się mgławicą planetarną.

Numery i pozycja

Wiemy o około 3000 tych mgławic w naszej galaktyce, w porównaniu z 200 miliardami gwiazd. Ich bardzo krótki czas życia w porównaniu do gwiazdy jest powodem, dla którego nie ma ich tak wielu w porównaniu do gwiazd. Znajdują się one głównie w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, a im bliżej centrum Drogi Mlecznej, tym więcej ich jest.

Kształt

Tylko około dwudziestu procent mgławic planetarnych to sfery (jak Abell 39). Reszta z nich ma różne kształty. Przyczyna tych kształtów nie jest zrozumiała. Może to być spowodowane przyciąganiem grawitacyjnym gwiazd drugorzędnych (na przykład, jeśli jest to układ gwiazd podwójnych). Drugą teorią jest to, że planety znajdujące się w pobliżu gwiazdy mogą zmienić sposób formowania mgławicy. Trzecią teorią jest to, że pola magnetyczne powodują powstawanie tych kształtów. [1].

Problemy

Problemem w badaniu mgławic planetarnych jest to, że astronomowie nie zawsze potrafią ustalić, jak daleko są od nich. Kiedy są blisko, astronomowie używają czegoś, co nazywa się paralaksa ekspansji, aby oszacować, jak daleko są, ale to zajmuje dużo czasu. Jeśli nie są blisko, nie ma jeszcze dobrego sposobu, aby dowiedzieć się, jak daleko są.

Powiązane strony

• Medium międzygwiezdne
• Mgławica
• Gwiezdna ewolucja
• Biały karzeł