Πλανητική αστρονομία νεφελώματος

Πλανητικό νεφέλωμα, οποιαδήποτε από τις τάξεις των φωτεινών νεφελωμάτων που επεκτείνουν τα κελύφη φωτεινού αερίου που εκδιώκονται από τα αστέρια που πεθαίνουν. Παρατηρήθηκαν τηλεσκοπικά, έχουν μια σχετικά στρογγυλή συμπαγή εμφάνιση παρά τα χαοτικά μπαλώδη σχήματα άλλων νεφελών - εξ ου και το όνομά τους, το οποίο δόθηκε λόγω της ομοιότητάς τους με τους πλανητικούς δίσκους όταν τους είδαμε με τα όργανα των τέλη του 1700, όταν ήταν τα πρώτα πλανητικά νεφελώματα. ανακαλύφθηκε.

Πιστεύεται ότι υπάρχουν περίπου 20.000 αντικείμενα που ονομάζονται πλανητικά νεφελώματα στον Γαλαξία μας, καθένα από τα οποία αντιπροσωπεύει αέριο που εκδιώχθηκε σχετικά πρόσφατα από ένα κεντρικό αστέρι πολύ αργά στην εξέλιξή του. Λόγω της απόκρυψης σκόνης στον Γαλαξία, έχουν καταγραφεί μόνο περίπου 1.800 πλανητικά νεφελώματα. Τα πλανητικά νεφελώματα είναι σημαντικές πηγές αερίου στο διαστρικό μέσο.

Μορφές και δομή

Σε σύγκριση με τα διάχυτα νεφελώματα (βλέπε περιοχή Η II), τα πλανητικά νεφελώματα είναι μικρά αντικείμενα, που έχουν ακτίνα τυπικά 1 έτος φωτός και περιέχουν μάζα αερίου περίπου 0,3 ηλιακής μάζας. Ένα από τα μεγαλύτερα γνωστά πλανητικά νεφελώματα, το Νεφέλωμα της Έλικας (NGC 7293) στον αστερισμό Υδροχόου, έχει μια γωνία περίπου 20 λεπτών τόξου - τα δύο τρίτα του γωνιακού μεγέθους της Σελήνης. Τα πλανητικά νεφελώματα είναι σημαντικά πυκνότερα από τις περισσότερες περιοχές Η II, που συνήθως περιέχουν 1.000-10.000 άτομα ανά κυβικό εκατοστό εντός των πυκνών περιοχών τους και έχουν φωτεινότητα επιφάνειας 1.000 φορές μεγαλύτερη. Πολλοί είναι τόσο μακριά που φαίνονται αστρικοί όταν φωτογραφίζονται απευθείας, αλλά τα εμφανή παραδείγματα έχουν γωνιακό μέγεθος έως και 20 λεπτά τόξου, με 10-30 δευτερόλεπτα τόξου να είναι συνηθισμένα. Εκείνοι που εμφανίζουν έναν φωτεινό δίσκο έχουν πολύ πιο κανονικές μορφές από τις χαοτικές περιοχές Η II, αλλά συνήθως υπάρχουν μερικές διακυμάνσεις φωτεινότητας στον δίσκο. Τα πλανητάρια έχουν συνήθως κανονικά, αιχμηρά εξωτερικά όρια Συχνά έχουν επίσης ένα σχετικά κανονικό εσωτερικό όριο, δίνοντάς τους την εμφάνιση ενός δακτυλίου. Πολλοί έχουν δύο λοβούς φωτεινού υλικού, που μοιάζουν με τόξα ενός κύκλου, που συνδέονται με μια γέφυρα, μοιάζουν κάπως με το γράμμα Ζ.

Τα περισσότερα πλανητάρια παρουσιάζουν ένα κεντρικό αστέρι, που ονομάζεται πυρήνας, το οποίο παρέχει την υπεριώδη ακτινοβολία που απαιτείται για τον ιονισμό του αερίου στον δακτύλιο ή το περίβλημα που το περιβάλλει. Αυτά τα αστέρια είναι από τα πιο καυτά γνωστά και βρίσκονται σε μια κατάσταση σχετικά γρήγορης εξέλιξης.

Όπως με τις περιοχές Η II, η συνολική δομική κανονικότητα αποκρύπτει μεγάλες διακυμάνσεις στην πυκνότητα, τη θερμοκρασία και τη χημική σύνθεση. Οι εικόνες υψηλής ανάλυσης ενός πλανητικού νεφελώματος συνήθως αποκαλύπτουν μικροσκοπικούς κόμβους και νήματα μέχρι το όριο ανάλυσης. Το φάσμα του πλανητικού νεφελώματος είναι βασικά το ίδιο με αυτό της περιοχής Η II. Περιέχει φωτεινές γραμμές από ανασυνδυασμούς υδρογόνου και ηλίου και τις φωτεινές, συγκρουόμενες με διέγερση απαγορευμένες γραμμές και εξασθενημένες γραμμές ανασυνδυασμού άλλων ιόντων. (Ο ανασυνδυασμός είναι η διαδικασία κατά την οποία ένα άτομο σε υψηλό στάδιο διέγερσης συλλαμβάνει ένα ηλεκτρόνιο χαμηλότερης ενέργειας και στη συνέχεια πέφτει σε ένα χαμηλότερο στάδιο διέγερσης.) Τα κεντρικά αστέρια δείχνουν πολύ μεγαλύτερο εύρος θερμοκρασιών από εκείνο στις περιοχές Η II, που κυμαίνονται από σχετικά δροσερό (25.000 K) σε μερικά από τα πιο καυτά γνωστά (200.000 K). Στα νεφελώματα με καυτά αστέρια, το μεγαλύτερο μέρος του ηλίου είναι διπλά ιονισμένο και υπάρχουν αξιόλογες ποσότητες πέντε φορές ιονισμένο οξυγόνο και αργόν και τέσσερις φορές ιονισμένο νέον. Στις περιοχές Η II το ήλιο είναι κυρίως ιονισμένο και νέον και αργόν μόνο μία ή δύο φορές. Αυτή η διαφορά στις καταστάσεις των ατόμων προκύπτει από τη θερμοκρασία του πλανητικού πυρήνα (έως περίπου 150.000 Κ), η οποία είναι πολύ υψηλότερη από εκείνη του συναρπαστικού αστεριού των περιοχών Η II (λιγότερο από 60.000 Κ για ένα αστέρι Ο, το πιο καυτά). Υψηλά στάδια ιονισμού βρίσκονται κοντά στο κεντρικό άστρο. Τα σπάνια βαριά ιόντα, αντί του υδρογόνου, απορροφούν τα φωτόνια αρκετών εκατοντάδων ενεργειών ηλεκτρονίων. Πέρα από μια ορισμένη απόσταση από το κεντρικό αστέρι, έχουν απορροφηθεί όλα τα φωτόνια της ενέργειας που επαρκούν για τον ιονισμό ενός δεδομένου είδους ιόντος, και αυτό το είδος δεν μπορεί επομένως να υπάρχει πιο μακριά. Λεπτομερείς θεωρητικοί υπολογισμοί έχουν προβλέψει με επιτυχία τα φάσματα των νεφελώματα που παρατηρούνται καλύτερα.

Τα φάσματα των πλανητικών νεφελωμάτων αποκαλύπτουν ένα άλλο ενδιαφέρον γεγονός: επεκτείνονται από το κεντρικό αστέρι στα 24–56 km (15–35 μίλια) ανά δευτερόλεπτο. Η βαρυτική έλξη του αστεριού είναι αρκετά μικρή στην απόσταση του κελύφους από το αστέρι, οπότε το κέλυφος θα συνεχίσει την επέκτασή του έως ότου τελικά συγχωνευθεί με το διαστρικό αέριο γύρω από αυτό. Η επέκταση είναι ανάλογη με την απόσταση από το κεντρικό αστέρι, σύμφωνα με ολόκληρη τη μάζα αερίου που έχει εκτοξευθεί σε μια σύντομη περίοδο από το αστέρι σε κάποιο είδος αστάθειας.

Οι αποστάσεις των πλανητικών νεφελωμάτων

Η εκτίμηση της απόστασης από οποιοδήποτε συγκεκριμένο πλανητικό νεφέλωμα είναι δύσκολη λόγω της ποικιλίας των σχημάτων και των μαζών του ιονισμένου αερίου. Υπάρχει αβεβαιότητα σχετικά με την ποσότητα της ιονίζουσας ακτινοβολίας από το κεντρικό αστέρι που διαφεύγει από το νεφέλωμα και την ποσότητα θερμού υλικού χαμηλής πυκνότητας που γεμίζει μέρος του όγκου αλλά δεν εκπέμπει σημαντική ακτινοβολία. Έτσι, τα πλανητικά νεφελώματα δεν είναι μια ομοιογενής κατηγορία αντικειμένων.

Οι αποστάσεις υπολογίζονται λαμβάνοντας μετρήσεις για περίπου 40 αντικείμενα που τυχαίνει να έχουν ιδιαίτερα ευνοϊκές ιδιότητες. Οι ευνοϊκές ιδιότητες περιλαμβάνουν συσχέτιση με άλλα αντικείμενα των οποίων η απόσταση μπορεί να εκτιμηθεί ανεξάρτητα, όπως η συμμετοχή σε ένα αστρικό σύμπλεγμα ή η συσχέτιση με ένα αστέρι γνωστών ιδιοτήτων. Οι στατιστικές μέθοδοι, βαθμονομημένες από αυτά τα αντικείμενα, παρέχουν γενικές εκτιμήσεις (περίπου 30 τοις εκατό σφάλματα) αποστάσεων για όλους τους άλλους. Η στατιστική μέθοδος προϋποθέτει την υπόθεση ότι όλα τα κελύφη έχουν παρόμοιες μάζες όταν όλο το κέλυφος ιονίζεται και διορθώνει το κλάσμα που είναι ουδέτερο για τα υπόλοιπα.

Από τον καλύτερο διαθέσιμο προσδιορισμό απόστασης, το πραγματικό μέγεθος κάθε νεφελώματος μπορεί να βρεθεί από το γωνιακό του μέγεθος. Συνήθως, τα πλανητικά νεφελώματα είναι μερικά δέκατα ενός έτους φωτός σε ακτίνα. Εάν αυτή η απόσταση διαιρείται με την ταχύτητα επέκτασης, επιτυγχάνεται η ηλικία του νεφελώματος από την εκτόξευση. Οι τιμές κυμαίνονται έως και περίπου 30.000 χρόνια, μετά τα οποία το νεφέλωμα είναι τόσο αδύναμο που δεν μπορεί να διακριθεί από το περιβάλλον διαστρικό αέριο. Αυτή η διάρκεια ζωής είναι πολύ μικρότερη από τη διάρκεια ζωής των γονικών αστεριών, επομένως η νεφελώδης φάση είναι σχετικά σύντομη.