planetariske tåker er astronomiske objekter som hovedsakelig består av gassformige materialer. De er utvidet i størrelse og uklar i utseende, og viser generelt en viss grad av symmetri. Tåken er opplyst av en sentral stjerne, som noen ganger er for svak til å bli sett. Selv om vi i utgangspunktet er gruppert med galakser og stjernehoper under klassen «tåker», vet vi nå at galakser og stjernehoper består av stjerner, mens planetariske tåker er gassformige. Planetariske tåker ble oppdaget av astronomer så tidlig som i det 18.århundre, med fire planetariske tåker som Ble inkludert I katalogen Over tåker Av Charles Messier i 1784. Den mest kjente planetariske tåken er Ringtåken i stjernebildet Lyra (Figur 1), som lett kan observeres med et lite teleskop om sommeren fra Den Nordlige halvkule. Begrepet» planetariske tåker » ble laget Av William Herschel for deres tilsynelatende likhet med de grønne skivene til planeter Som Uranus og Neptun. Dette viste seg å være en uheldig misvisende benevnelse som planetariske tåker har ingenting å gjøre med planeter.

Figur 1: Hubble-Teleskopbilde av NGC 6720, Ringtåken (kreditt: NASA og Space Telescope Science Institute).

• 1 Fysiske og spektrale egenskaper av planetariske tåker
• 2 Planetariske tåker som en fase av stjerneutviklingen
• 3 Morfologi av planetariske tåker
• 4 Oppdagelse og distribusjon av planetariske tåker
• 5 Kjemi av planetariske tåker
• 6 referanser
• 7 se også

fysiske og spektrale egenskaper hos Planetariske tåker

planetariske tåker er typisk ett Lysår på tvers og utvider seg med en hastighet på rundt 20-50 km Per Sekund. Tettheten i nebulae er svært lav, alt fra flere hundre til en million atomer per kubikkcentimeter. Slike forhold er bedre enn noe vakuum man kan oppnå på Jorden. Temperaturen på gassen i tåken er ca. 10 000 Grader Celsius, og de sentrale stjernene i planetariske tåker er Blant De varmeste stjernene I Universet, med temperatur i området 25 000 til over 200 000 grader Celsius. De sentrale stjernene er også veldig lysende, vanligvis hundrevis til tusen ganger mer lysende enn Solen. Men på grunn av deres høye temperaturer utstråler de hovedsakelig i ultrafiolett og er ofte svake i synlig lys.

spektrene til planetariske tåker er fundamentalt forskjellige fra stjernene. I stedet for en kontinuerlig farge fra rød til blå som I Tilfelle Av Solen, domineres spektrene til planetariske tåker av diskrete utslippslinjer som sendes ut av atomer og ioner. I motsetning til stjerner, hvis kontinuerlige spektra gir dem et sammensatt hvitt utseende, har planetariske nebulae et rikt utvalg av farger. Noen eksempler på sterke utslippslinjer er den røde linjen av hydrogen og den grønne linjen av dobbelt ionisert oksygen (O++). Disse lyse utslippslinjene drives av den sentrale stjernen, som er energikilden for hele nebelen. Ultrafiolett lys fra den sentrale stjernen fanges opp av atomer i tåken og omdannes til synlig linjestråling. Først fjerner ultrafiolett lys elektroner fra atomet (i en prosess som kalles photoionization). De frigjorte elektronene enten rekombinerer med ion og avgir en rekombinasjonslinje, eller kolliderer med andre atomer og ioner for å forårsake utslipp av en kollisjonelt spent linje. På grunn av lav tetthet forhold, atomlinjer som er generelt undertrykt under høy tetthet forhold som i laboratoriet på jorden, men som kan produseres i lav tetthet forhold av planetariske tåker. Disse «forbudte linjene» (som den oksygengrønne linjen er et eksempel på) er svært fremtredende i planetariske tåker, noe som gjør dem ideelle laboratorier for å studere atomfysikk (Aller 1991).Planetariske tåker er blant de svært få klassene av himmellegemer som utstråler sterkt gjennom det elektromagnetiske spektret fra radio til Røntgen. Radiokontinuumstråling sendes ut av den ioniserte gasskomponenten i nebulae. Molekylære og faststoffkomponenter bidrar til stråling i infrarøde og submillimeterbølgeområder(se avsnittet nedenfor). Den optiske regionen domineres av atomlinjeutslipp fra ionisert gass. En million-graders boble av ekstremt lav tetthet gass skapt av vekselvirkende vind prosessen produserer utslipp I X-ray.

Planetariske tåker som en fase av stjerneutviklingen

selv om eksistensen av planetariske tåker har vært kjent i over 200 år, ble deres opprinnelse ikke forstått før relativt nylig. I 1956 foreslo Den russiske astronomen Josif Shklovsky at planetariske tåker representerer objekter i de siste stadiene av stjerneutviklingen og er etterkommere av røde giganter og forløperne til hvite dverger (Shklovsky 1978). Denne hypotesen ble støttet AV USA. astronomene George Abell og Peter Goldreich som i 1966 foreslo at tåkene representerer de utkastede atmosfærene til røde kjemper og at de sentrale stjernene er rester av røde kjempekjerner. Den fysiske årsaken til utkastet var imidlertid ikke kjent. I 1970 fastslo Den polske astronomen Bohdan Paczynski at de sentrale stjernene i planetariske tåker er kjerner av asymptotiske kjempegrenstjerner (en type svært gamle røde giganter) og at De genererer energi ved kjernefysisk forbrenning av hydrogen i et skall over kjernen (Paczynski 1970). De evolusjonære sporene beregnet Av Paczynski, utvidet med ytterligere beregninger av den tyske astronomen Detlef Sch@nberner (Schö 1981), definerer den nøyaktige banen for planetariske tåker evolusjon i ordningen med de siste stadiene av stjerneutviklingen.problemet med utstøting av tåken ble løst i 1978 da De Kanadiske astronomene Sun Kwok, Chris Purton og Pim FitzGerald sporet opprinnelsen til tåkene til stjernevindene fra asymptotiske kjempegrenstjerner og viste at den skalllignende strukturen til tåkene er et resultat av en «snøplog»-effekt av kollisjonen mellom to stjernevinder. Denne «vekselvirkende vindmodellen» har blitt mye brukt til å modellere den morfologiske strukturen til planetariske tåker (Balick & Frank 2002). Vår nåværende forståelse er at stjerner født med masser i området 1 til 8 ganger Solens masse vil utvikle seg gjennom planetariske tåker. Siden disse stjernene utgjør omtrent 95% av hele den galaktiske stjernepopulasjonen, er planetariske tåker, ikke supernovaer, den endelige skjebnen til de fleste stjerner. En mer omfattende beskrivelse av vår moderne forståelse av opprinnelsen og utviklingen av planetariske tåker finnes i denne boken.

Figur 2: Den protoplanetariske tåken Cotton Candy Nebula (IRAS 17150-3224) i stjernebildet Skorpionen observert av Hubble Space Telescope (foto: Sun Kwok, Bruce Hrivnak og Kate Su).

Planetariske tåker er raskt utviklende objekter. Fra den tiden stjernen forlater den asymptotiske gigantiske grenen til den tiden den brenner ut det tilgjengelige hydrogenbrenselet og gradvis fades for å bli en hvit dverg, er den totale tiden flere titusenvis av år. Siden stjernenes typiske levetid måles i milliarder av år, representerer planetariske tåker derfor en kort fase av herlighet nær slutten av en stjernes liv. Overgangen fra den asymptotiske gigantiske grenen til begynnelsen av fotoionisering, dvs.når temperaturen til den sentrale stjernen når 25.000 grader, er omtrent flere tusen år. I denne fasen skinner ikke tåken med linjeutslipp, men bare gjennom reflektert lys fra den sentrale stjernen. Objekter i denne overgangsperioden, kjent som «protoplanetariske tåker» (Figur 2), representerte et manglende ledd i vår forståelse av planetariske tåker evolusjon. Protoplanetariske tåker ble først oppdaget på 1980-tallet, og observasjonene av disse objektene gir mye nødvendig informasjon om den morfologiske, dynamiske og kjemiske utviklingen av planetariske tåker.

Morfologi av planetariske tåker

Figur 3: Den bipolare tåken NGC 2346 i stjernebildet Monoceros (kreditt: NASA og Space Telescope Science Institute).Planetariske tåker har en rekke morfologiske strukturer, noe som gjør Dem ikke bare vakre å se på, men også utfordrende å forstå. Den høye følsomheten Og oppløsningskraften Som Hubble-Romteleskopet gir, har i stor grad utvidet vårt syn på planetariske tåker (se Bilder I Kwok 2001). Selv om mange planetariske tåker har skalllignende strukturer som Ligner På Ringtåken, viser noen sommerfugllignende strukturer med et par bipolare lober (Figur 3). ANDRE kjente bipolare planetariske tåker inkluderer NGC 6302 I Scorpius, Hubble 5 I Skytten, NGC 6537 I Skytten, etc. Nåværende tenkning er at de bipolare lobene er skapt av en høyhastighets, kollimert stjernevind, selv om den fysiske opprinnelsen til denne vindens retningsmessige natur ikke forstås. Astronomer tror nå at transformasjon fra en sfærisk til bipolar form skjer veldig raskt, sannsynligvis innen en periode på flere hundre år.Observasjoner Gjort Med Romteleskopet Hubble har avdekket at mange planetariske tåker har flere lag, og disse er merket som «skall»,» kroner «og»haloer». Datamodellering (Steffen & Schoenberner 2006) har vist at disse flere skallstrukturer er den dynamiske konsekvensen av vekselvirkende vind (se forrige avsnitt), samt de skiftende fotoioniseringseffektene av den utviklende sentrale stjernen. Andre mindre morfologiske strukturer inkluderer buer, ringer, jets, ansaes og flere lober, og de reflekterer sannsynligvis den episodiske og/Eller retningsendrende naturen til stjernevindene (Figur 4).

Figur 4: Sirkulære konsentriske buer kan ses rundt den planetariske tåken NGC 6543 (kreditt: NASA og Space Telescope Science Institute).

de rike morfologiske strukturene i planetariske tåker antyder at det er komplekse dynamiske prosesser i arbeid, som involverer, for eksempel utstøting, kollimasjon og presesjon. En bedre forståelse av de fysiske mekanismene bak disse morfologiske strukturene vil hjelpe astronomer å forstå fjernere fenomener som aktive galaktiske kjerner.

Oppdagelse og distribusjon av planetariske tåker

Planetariske tåker identifiseres vanligvis av deres emisjonslinjespekter. De siste oppdagelsene av nye planetariske tåker er resultatet av avbildningsundersøkelser av Galaksen ved hjelp av et smalbåndsfilter rundt Ha-linjen av hydrogen (Parker Et al. 2006). Dette gjør at emisjonståker lett kan skilles fra stjerner. Det er ca 2500 planetariske tåker katalogisert I Melkeveiens Galakse, men på grunn av uklarhet av galaktisk støv og ufullstendighet i undersøkelser, forventes den totale befolkningen å være omtrent ti ganger så mange. På grunn av spektrale likheter kan planetariske tåker forveksles med andre emisjonslinjeobjekter som HII-regioner (tåker assosiert med unge stjerner), symbiotiske stjerner eller novaer (begge er resultater av dobbeltstjerneutvikling). De fleste planetariske tåker i Melkeveien er fordelt rundt Det Galaktiske planet, ettersom deres forfedre stammer fra en mellomstor stjernepopulasjon.siden lyset fra planetariske tåker er konsentrert i emisjonslinjer, kan de lett skilles fra stjerner selv i galakser langt unna. Tusenvis av planetariske tåker har nå blitt katalogisert i eksterne galakser så langt unna som 100 millioner lysår unna. Planetariske tåker har blitt mye brukt som standardlys for å bestemme Alder og størrelse På Universet (Jacoby 1989). Ved å spore hastighetsmønstrene til planetariske tåker i galakser, kan astronomer også kartlegge fordelingen av mørk materie i galakser.

Kjemi i planetariske tåker

de optiske spektrene i planetariske tåker viser utslippslinjer av mange tunge grunnstoffer, hvorav mange nylig ble syntetisert av kjernefysiske prosesser i den foregående asymptotiske kjempegrenfasen. Planetariske tåker betraktes derfor som viktige agenter i spredningen av tunge elementer i Galaksen. Nyere observasjoner gjort med infrarøde teleskoper og millimeterbølger har funnet ut at planetariske tåker inneholder, i tillegg til atomer, molekyler og faststoffpartikler. Faktisk avgir noen planetariske tåker det meste av sin energi fra sin solid state-komponent i form av langt infrarød stråling. Gassfasemolekyler kan identifiseres gjennom deres rotasjons-eller vibrasjonsoverganger og solid-state partikler gjennom deres gittervibrasjonsmoduser. Mest interessant er planetariske tåker funnet å inneholde komplekse organiske forbindelser av aromatiske og alifatiske strukturer (Figur 5). Sammenligning av spektrene til planetariske nebulae på forskjellige utviklingsstadier viser at disse forbindelsene syntetiseres raskt over tidsskalaer i størrelsesorden hundrevis av år (Kwok 2004). Hvordan slik organisk materiale er laget og hvilken effekt det har (f. eks. på solsystemet) fra å bli distribuert gjennom Galaksen, er emner av høy nåværende interesse.

Figur 5: DEN planetariske tåken NGC 7027 i Cygnus er en av mange karbonrike planetariske tåker som er rike på molekylært innhold, inkludert komplekse organiske forbindelser (kreditt: R. Ciardullo).

• Aller, L. H. (1991) Atomer, Stjerner og Tåker (3. utgave), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Former Og Forming Av Planetariske Tåker, Ann. Rev. Astr. Astrofys. 40, 439

• Jacoby, G (1989) Planetariske Tåker Som Standardlys. I-Evolusjonære Modeller, Astrofys. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) Opprinnelsen og Utviklingen Av Planetariske Tåker, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, S (2001) Kosmiske Sommerfugler, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, s (2004) syntese av organiske og uorganiske forbindelser i utviklede stjerner, nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) evolusjon av enkeltstjerner. I. Stjerneutvikling Fra Hovedsekvens til Hvit Dverg Eller Karbonantennelse, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) The Macquarie / Aao / Strasbourg Ha Planetarisk Nebula Katalog: MASH, Man. Ikke. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schö, D (1981) Sene stadier av stjerneutviklingen – Sentrale stjerner av planetariske tåker, Astr. Astrofys. 103, 119

• Shklovsky, I (1978) Stjerner: Deres Fødsel, Liv, Død, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, M Schö, D (2006) Hydrodynamisk Tolkning Av Grunnleggende Nebulære Strukturer, i IAU Symposium 234: Planetariske Tåker i Vår Galakse Og Utover, eds. M. J. Barlow & R. H. Mé, s. 285

Se Også

Hubble Heritage-nettstedet inneholder Hubble Space Telescope-bilder av en rekke planetariske tåker.