lanetariske tåger er astronomiske objekter, der primært består af gasformige materialer. De er udvidet i størrelse og uklar i udseende og viser generelt en vis grad af symmetri. Tågen er oplyst af en central stjerne, som undertiden er for svag til at blive set. Selvom vi oprindeligt grupperes med galakser og stjerneklynger under klassen “nebulae”, ved vi nu, at galakser og stjerneklynger består af stjerner, mens planetariske nebulae er gasformige.

planetariske tåger blev opdaget af astronomer allerede i det 18.århundrede, hvor fire planetariske tåger blev inkluderet i kataloget over tåger af Charles Messier i 1784. Den mest kendte planetariske tåge er Ringtågen i stjernebilledet Lyra (Figur 1), som let kan observeres med et lille teleskop om sommeren fra den nordlige halvkugle. Udtrykket “planetariske tåger” blev opfundet af Vilhelm Herschel for deres tilsyneladende lighed med de grønlige skiver af planeter som Uranus og Neptun. Dette viste sig at være en uheldig misvisende betegnelse, da planetariske tåger ikke har noget at gøre med planeter.

Figur 1: Hubble-Rumteleskopbillede af NGC 6720, Ringtågen (kredit: NASA og Space Telescope Science Institute).

indhold

• 1 Fysiske og spektrale egenskaber af planetariske nebulae
• 2 planetariske nebulae som en fase af stjernernes evolution
• 3 morfologi af planetariske nebulae
• 4 opdagelse og distribution af planetariske nebulae
• 5 kemi af planetariske nebulae
• 6 referencer
• 7 Se også

fysiske og spektrale egenskaber af planetariske tåger

planetariske tåger er typisk et lysår på tværs og ekspanderer med en hastighed på omkring 20-50 km pr. Tætheden i nebulae er meget lav, der spænder fra flere hundrede til en million atomer pr. Sådanne forhold er bedre end noget vakuum man kan opnå på jorden. Temperaturen af gassen i tågen er omkring 10.000 grader Celsius, og de centrale stjerner i planetariske tåger er blandt de hotteste stjerner i universet med temperatur i området fra 25.000 til over 200.000 grader Celsius. De centrale stjerner er også meget lysende, normalt hundreder til tusinder af gange mere lysende end Solen. På grund af deres høje temperaturer udstråler de dog primært i ultraviolet og er ofte svage i synligt lys.

spektre af planetariske nebulae er fundamentalt forskellige fra stjernernes. I stedet for en kontinuerlig farve fra rød til blå som i tilfældet med solen domineres spektre af planetariske tåger af diskrete emissionslinjer udsendt af atomer og ioner. I modsætning til stjerner, hvis kontinuerlige spektre giver dem et sammensat hvidt udseende, har planetariske tåger et rigt udvalg af farver. Nogle eksempler på stærke emissionslinjer er den røde linje af brint og den grønne linje af dobbelt ioniseret ilt (o++). Disse lyse emissionslinjer drives af den centrale stjerne, som er energikilden til hele tågen. Ultraviolet lys, der udsendes af den centrale stjerne, opfanges af atomer i tågen og omdannes til synlig linjestråling. Først fjerner ultraviolet lys elektroner fra atomet (i en proces kaldet fotoionisering). De frigjorte elektroner rekombinerer derefter enten med ionen og udsender en rekombinationslinie eller kolliderer med andre atomer og ioner for at forårsage emission af en kollisionsmæssigt ophidset linje. På grund af forholdene med lav densitet er atomlinier, der generelt undertrykkes under forhold med høj densitet som i laboratoriet på jorden, men som kan produceres under planetariske tåger med lav densitet. Disse” forbudte linjer ” (hvoraf den iltgrønne linje er et eksempel) er meget fremtrædende i planetariske tåger, hvilket gør dem til ideelle laboratorier til at studere atomfysik (Aller 1991).

planetariske tåger er blandt de meget få klasser af himmellegemer, der udstråler stærkt gennem det elektromagnetiske spektrum fra radio til røntgen. Radiokontinuumstråling udsendes af den ioniserede gaskomponent i nebulae. Molekylære og solid state-komponenter bidrager til stråling i de infrarøde og submillimeter-bølge regioner (se afsnit nedenfor). Den optiske region domineres af atomlinjeemissioner fra ioniseret gas. En million graders boble af ekstremt lavdensitetsgas skabt af den interagerende vindproces producerer emissioner i røntgenstrålen.

planetariske tåger som en fase af stjernernes udvikling

selvom eksistensen af planetariske tåger har været kendt i over 200 år, blev deres oprindelse først forstået relativt for nylig. I 1956 foreslog den russiske astronom Josif Shklovsky, at planetariske tåger repræsenterer objekter i de sene stadier af stjernernes udvikling og er efterkommere af røde giganter og forløbere for hvide dværge (Shklovsky 1978). Denne hypotese blev støttet af USA. astronomerne George Abell og Peter Goldreich, der i 1966 foreslog, at nebulae repræsenterer de udstødte atmosfærer af røde giganter, og at de centrale stjerner er rester af røde kæmpekerner. Den fysiske årsag til udstødningen var imidlertid ikke kendt. I 1970 fastslog den polske astronom Bohdan Pacsynski, at de centrale stjerner i planetariske tåger er kerner af asymptotiske gigantiske grenstjerner (en type meget gamle røde giganter), og at de genererer energi ved nuklear forbrænding af brint i en skal over kernen (Pacsynski 1970). De evolutionære spor beregnet af Pacsynski, udvidet med yderligere beregninger af den tyske astronom Detlef Sch Kursnberner (Sch Kursnberner 1981), definerer den præcise vej for planetarisk nebulae evolution i skemaet for de sene stadier af stjernernes evolution.problemet med udslyngning af tåger blev løst i 1978, da de Canadiske astronomer Sun kvok, Chris Purton og Pim Fitsgerald sporede nebulaernes oprindelse til stjernevindene fra asymptotiske kæmpestjerner og viste, at den skallignende struktur af nebulae er resultatet af en “sneplov”-effekt af kollisionen mellem to stjernevinde. Denne “interagerende vindmodel”er blevet brugt i vid udstrækning til at modellere den morfologiske struktur af planetariske tåger (Balick & Frank 2002). Vores nuværende forståelse er, at Stjerner født med masser i området 1 til 8 gange Solens masse vil udvikle sig gennem planetarisk nebulae-scenen. Da disse stjerner udgør omkring 95% af hele den galaktiske stjernepopulation, er planetariske tåger, ikke supernovaer, den endelige skæbne for de fleste stjerner. En mere omfattende beskrivelse af vores moderne forståelse af oprindelsen og udviklingen af planetariske tåger kan findes i denne bog.

figur 2: Den proto-planetariske tåge Cotton Candy Nebula (iras 17150-3224) i stjernebilledet Scorpius som observeret af Hubble Space Telescope (kredit: Sun kvok, Bruce Hrivnakog Kate Su).

planetariske nebulae er hurtigt udviklende objekter. Fra det tidspunkt, hvor stjernen forlader den asymptotiske kæmpe gren til det tidspunkt, hvor den brænder det tilgængelige brintbrændstof ud og gradvist falmer for at blive en hvid dværg, er den samlede tid flere titusinder af år. Da typiske levetider for stjerner måles i milliarder af år, repræsenterer planetariske tåger derfor en kort fase af herlighed nær slutningen af en stjernes liv. Overgangen fra den asymptotiske kæmpe gren til begyndelsen af fotoionisering, dvs.når temperaturen på den centrale stjerne når 25.000 grader, er omkring flere tusinde år. I denne fase skinner tågen ikke ved linieemission, men kun gennem reflekteret lys fra den centrale stjerne. Objekter i denne overgangsperiode, kendt som” proto-planetariske nebulae ” (figur 2), repræsenterede et manglende led i vores forståelse af planetarisk nebulae evolution. Proto-planetariske tåger blev først opdaget i 1980 ‘ erne, og observationerne af disse objekter giver meget tiltrængt information om den morfologiske, dynamiske og kemiske udvikling af planetariske tåger.

morfologi af planetariske tåger

figur 3: Den bipolære tåge NGC 2346 i stjernebilledet Monoceros (credit: NASA og Space Telescope Science Institute).

planetariske tåger har en række morfologiske strukturer, hvilket gør dem ikke kun smukke at se på, men også udfordrende at forstå. Den høje følsomhed og opløsningsevne, der leveres af Hubble – Rumteleskopet, har i høj grad udvidet vores syn på planetariske tåger (se billeder i kvok 2001). Selvom mange planetariske tåger har skallignende strukturer svarende til Ringtågen, viser nogle sommerfugllignende strukturer med et par bipolære lapper (figur 3). Andre velkendte bipolære planetariske tåger inkluderer NGC 6302 i Scorpius, Hubble 5 i Skytten, NGC 6537 i Skytten osv. Nuværende tænkning er, at de bipolære lobes er skabt af en højhastigheds, kollimeret stjernevind, selvom den fysiske Oprindelse af denne vinds retningsbestemte natur ikke forstås. Astronomer mener nu, at transformation fra en sfærisk til bipolar form finder sted meget hurtigt, sandsynligvis inden for en periode på flere hundrede år.observationer fra Hubble-Rumteleskopet har afsløret, at mange planetariske tåger har flere lag, og disse er mærket som “skaller”, “kroner” og “haloer”. Computermodellering (Steffen & Schoenberner 2006) har vist, at disse flere skalstrukturer er den dynamiske konsekvens af interagerende vinde (se forrige afsnit) samt de skiftende fotoioniseringseffekter af den udviklende centrale stjerne. Andre mindre morfologiske strukturer inkluderer buer, ringe, jetfly, ansaesog flere lapper, og de afspejler sandsynligvis den episodiske og/eller retningsændrende natur af stjernevindene (figur 4).

figur 4: Cirkulære koncentriske buer kan ses omkring den planetariske tåge NGC 6543 (kredit: NASA og Space Telescope Science Institute).

de rige morfologiske strukturer af planetariske tåger antyder, at der er komplekse dynamiske processer på arbejdspladsen, der involverer f.eks. udstødning, kollimation og præcession. En forbedret forståelse af de fysiske mekanismer bag disse morfologiske strukturer vil hjælpe astronomer med at forstå fjernere fænomener som aktive galaktiske kerner.

opdagelse og distribution af planetariske tåger

planetariske tåger identificeres normalt ved deres emissionslinjespektrum. De seneste opdagelser af nye planetariske tåger er resultatet af billeddannelsesundersøgelser af galaksen ved hjælp af et smalbåndsfilter omkring ha-linjen af brint (Parker et al. 2006). Dette gør det muligt let at adskille emissionsnebler fra stjerner. Der er cirka 2.500 planetariske tåger katalogiseret i Mælkevejsgalaksen, men på grund af tilsløring af galaktisk støv og ufuldstændighed af undersøgelser forventes den samlede befolkning at være omkring ti gange dette antal. På grund af spektrale ligheder kan planetariske tåger forveksles med andre emissionslinjeobjekter såsom HII-regioner (tåger forbundet med unge stjerner), symbiotiske stjerner eller novaer (begge er resultater af binær stjerneudvikling). De fleste planetariske tåger i Mælkevejsgalaksen er fordelt omkring det galaktiske plan, da deres forfædre stammer fra en mellemmasse stjernepopulation.

da lyset fra planetariske tåger er koncentreret i emissionslinjer, kan de let skelnes fra stjerner, selv i galakser langt væk. Tusinder af planetariske tåger er nu blevet katalogiseret i eksterne galakser så langt væk som 100 millioner lysår væk. Planetariske tåger er i vid udstrækning blevet brugt som standardlys til at bestemme universets alder og størrelse (Jacoby 1989). Ved at spore hastighedsmønstrene for planetariske tåger i galakser kan astronomer også kortlægge fordelingen af mørkt stof i galakser.

kemi af planetariske tåger

de optiske spektre af planetariske tåger viser emissionslinjer for mange tunge grundstoffer, hvoraf mange for nylig blev syntetiseret ved nukleare processer i den foregående asymptotiske gigantiske grenfase. Planetariske tåger betragtes derfor som vigtige agenter i spredningen af tunge elementer i galaksen. Nylige observationer fra infrarøde og millimeterbølgeteleskoper har fundet ud af, at planetariske tåger indeholder ud over atomer, molekyler og faststofpartikler. Faktisk udsender nogle planetariske tåger det meste af deres energi fra deres solid state-komponent i form af langt infrarød stråling. Gasfasemolekyler kan identificeres gennem deres rotations-eller vibrationsovergange og faststofpartikler gennem deres gittervibrationstilstande. Mest interessant er planetariske nebulae fundet at indeholde komplekse organiske forbindelser af aromatiske og alifatiske strukturer ( figur 5). Sammenligning af spektre af planetariske nebulae på forskellige udviklingsstadier viser, at disse forbindelser syntetiseres hurtigt over tidsskalaer i størrelsesordenen hundreder af år (kvok 2004). Hvordan sådant organisk stof fremstilles, og hvilken virkning det har (f.eks. på solsystemet) fra at blive distribueret i hele galaksen er emner af høj nuværende interesse.

figur 5: Den planetariske tåge NGC 7027 i Cygnus er en af mange kulstofrige planetariske tåger, der er rige på molekylært indhold, herunder komplekse organiske forbindelser (kredit: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) atomer, stjerner og Nebulae (3.udgave), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, a (2002) former og formning af planetariske Nebulae, Ann. Pastor Astr. Astrofys. 40, 439

• Jacoby, G (1989) planetariske tåger som standardlys. I-Evolutionære Modeller, Astrofys. J., 339, 39

• kvok, S (2000) oprindelsen og udviklingen af planetariske tåger, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)
• kvok, s (2001) kosmiske sommerfugle, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)
• kvok, s (2004) syntesen af organiske og uorganiske forbindelser i Evolved Stars, Nature, 430, 985
• pacsynski, B (1970) evolution af enkeltstjerner. I. Stellar Evolution fra Hovedsekvens til hvid dværg eller Kulstofantændelse, Acta Astr. 20, 47
• Parker, et al. (2006) kataloget over planetariske tåger: MASH, man. Ikke. Roy. Astr. Soc., 373, 79
• Sch Larsnberner, D (1981) sene stadier af stjernernes udvikling – centrale stjerner af planetariske tåger, Astr. Astrofys. 103, 119
• Shklovsky, i (1978) Stjerner: deres fødsel, liv, død, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)
• Steffen, m Sch Larsnberner, D (2006) hydrodynamisk fortolkning af grundlæggende Nebulære strukturer, i IAU Symposium 234: planetariske Nebulae i vores galakse og videre, eds. M. J. Barlav & R. H. M, P. 285

Se også

Hubble Heritage hjemmeside indeholder Hubble Space Telescope billeder af en række planetariske tåger.