Post-publicatieactiviteit

Curator: Sun Kwok

bijdragers:

0.33 –

Nick Orbeck

0.33 –

Søren Bertil F. Dorch

planetaire nevels nevels zijn astronomische objecten die voornamelijk bestaan uit gasvormige materialen. Ze zijn uitgebreid in grootte en wazig in uiterlijk, en vertonen over het algemeen een zekere mate van symmetrie. De nevel wordt verlicht door een centrale ster, die soms te zwak is om te zien. Hoewel sterrenstelsels en sterrenclusters aanvankelijk ingedeeld waren onder de klasse van “nevels”, weten we nu dat sterrenstelsels en sterrenclusters uit sterren bestaan, terwijl planetaire nevels gasvormig zijn. planetaire nevels werden al in de 18e eeuw ontdekt door astronomen, waarbij vier planetaire nevels werden opgenomen in de catalogus van nevels door Charles Messier in 1784. De meest bekende planetaire nevel is de Ringnevel in het sterrenbeeld Lyra( figuur 1), die in de zomer gemakkelijk kan worden waargenomen met een kleine telescoop vanaf het noordelijk halfrond. De term “planetaire nevels” werd bedacht door William Herschel voor hun schijnbare gelijkenis met de groene schijven van planeten zoals Uranus en Neptunus. Dit bleek een ongelukkige verkeerde benaming te zijn omdat planetaire nevels niets met planeten te maken hebben.

figuur 1: Hubble Space Telescope image of NGC 6720, the Ring Nebula (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).

• 1 Fysieke en spectrale eigenschappen van planetaire nevels
• 2 Planetaire nevels als een fase van stellaire evolutie
• 3 Morfologie van planetaire nevels
• 4 Ontdekking en verspreiding van planetaire nevels
• 5 Chemie van planetaire nevels
• 6 Referenties
• 7 Zie Ook

de Fysieke en de spectrale eigenschappen van planetaire nevels

Planetaire nevels zijn meestal een licht op en zijn uit te breiden met een snelheid van ongeveer 20-50 km per seconde. De dichtheid in de nevels is erg laag, variërend van enkele honderden tot een miljoen atomen per kubieke centimeter. Zulke omstandigheden zijn beter dan elk vacuüm dat men op aarde kan bereiken. De temperatuur van het gas in de nevel is ongeveer 10.000 graden Celsius, en de centrale sterren van planetaire nevels behoren tot de heetste sterren in het heelal, met een temperatuur tussen de 25.000 en meer dan 200.000 graden Celsius. De centrale sterren zijn ook zeer lichtgevend, meestal honderden tot duizenden keer meer lichtgevend dan de zon. Echter, vanwege hun hoge temperaturen, ze stralen voornamelijk in het ultraviolet en zijn vaak zwak in zichtbaar licht.de spectra van planetaire nevels verschillen fundamenteel van die van sterren. In plaats van een continue kleur van rood naar blauw zoals in het geval van de zon, worden de spectra van planetaire nevels gedomineerd door discrete emissielijnen uitgezonden door atomen en ionen. In tegenstelling tot sterren, waarvan de continue spectra hen een samengesteld wit uiterlijk geven, hebben planetaire nevels een rijke verscheidenheid aan kleuren. Enkele voorbeelden van sterke emissielijnen zijn de rode lijn van waterstof en de groene lijn van dubbel geïoniseerde zuurstof (O++). Deze heldere emissielijnen worden aangedreven door de centrale ster, die de energiebron is voor de hele nevel. Ultraviolet licht uitgezonden door de centrale ster wordt onderschept door atomen in de nevel en omgezet in zichtbare lijnstraling. Eerst verwijdert het ultraviolet licht elektronen uit het atoom (in een proces dat foto-ionisatie wordt genoemd). De bevrijde elektronen recombineren dan met het ion en zenden een nieuwe combinatielijn uit, of botsen met andere atomen en ionen om de emissie van een collisionally opgewekte lijn te veroorzaken. Vanwege de lage dichtheidsomstandigheden, atoomlijnen die over het algemeen onderdrukt worden onder hoge dichtheidsomstandigheden zoals in het laboratorium op aarde, maar die kunnen worden geproduceerd in de lage dichtheidsomstandigheden van planetaire nevels. Deze “verboden lijnen” (waarvan de zuurstof groene lijn een voorbeeld is) zijn zeer prominent in planetaire nevels, waardoor ze ideale laboratoria zijn om atoomfysica te bestuderen (Aller 1991).

planetaire nevels behoren tot de weinige klassen van hemellichamen die sterk door het hele elektromagnetische spectrum van radio tot röntgenstraling stralen. Radio continuümstraling wordt uitgezonden door de geïoniseerde gascomponent van de nevels. De moleculaire en solid-state componenten dragen bij aan straling in de infrarode en submillimeter-Golf gebieden (zie sectie hieronder). Het optische gebied wordt gedomineerd door atomaire lijnemissies van geïoniseerd gas. Een luchtbel van een miljoen graden extreem gas met een lage dichtheid, gecreëerd door het interagerende windproces, produceert emissies in de Röntgenstraal.

planetaire nevels als een fase van sterevolutie

hoewel het bestaan van planetaire nevels al meer dan 200 jaar bekend is, werd hun oorsprong tot voor kort niet begrepen. In 1956 suggereerde de Russische astronoom Josif Shklovsky dat planetaire nevels objecten in de late stadia van de sterrenevolutie vertegenwoordigen en afstammelingen zijn van rode reuzen en voorlopers van witte dwergen (Shklovsky 1978). Deze hypothese werd ondersteund door de VS. astronomen George Abell en Peter Goldreich die in 1966 suggereerden dat de nevels de uitgeworpen atmosferen van rode reuzen vertegenwoordigen en dat de centrale sterren restanten zijn van rode reuzenkernen. De fysieke reden voor het uitwerpen was echter niet bekend. In 1970 stelde de Poolse astronoom Bohdan Paczynski vast dat de centrale sterren van planetaire nevels kernen zijn van asymptotische reuzentaksterren (een type van zeer oude rode reuzen) en dat ze energie opwekken door kernverbranding van waterstof in een omhulsel boven de kern (Paczynski 1970). De evolutionaire tracks berekend door Paczynski, uitgebreid met verdere berekeningen door de Duitse astronoom Detlef Schönberner (schönberner 1981), bepalen het precieze pad van de evolutie van planetaire nevels in het schema van de late stadia van sterevolutie.het probleem van het uitwerpen van nevels werd opgelost in 1978 toen de Canadese astronomen Sun Kwok, Chris Purton en Pim FitzGerald de oorsprong van de nevels traceerden naar de sterrenwinden van asymptotische reuzentaksterren en aantoonden dat de schelpachtige structuur van de nevels het resultaat is van een “sneeuwploeg”-effect van de botsing van twee sterrenwinden. Dit “interacting winds model”is veel gebruikt om de morfologische structuur van planetaire nevels te modelleren (Balick & Frank 2002). Ons huidige begrip is dat sterren geboren met massa ‘ s in het bereik van 1 tot 8 keer de massa van de zon zullen evolueren door de planetaire nevels Stadium. Aangezien deze sterren ongeveer 95% van de totale Galactische stellaire populatie uitmaken, zijn planetaire nevels, niet supernova ‘ s, het uiteindelijke lot van de meeste sterren. Een uitgebreidere beschrijving van ons moderne begrip van de oorsprong en evolutie van planetaire nevels is te vinden in dit boek.

Figuur 2: De Proto-planetaire nevel Suikerspinnevel (iras 17150-3224) in het sterrenbeeld Scorpius zoals waargenomen door de Hubble Space Telescope (credit: Sun Kwok, Bruce Hrivnak, en Kate Su).

planetaire nevels zijn snel evoluerende objecten. Vanaf het moment dat de ster de asymptotische reuzentak verlaat tot het moment dat hij de beschikbare waterstofbrandstof opbrandt en geleidelijk vervaagt tot een witte dwerg, is de totale tijd enkele tienduizenden jaren. Aangezien de typische levensduur van sterren wordt gemeten in miljarden jaren, vertegenwoordigen planetaire nevels daarom een korte fase van glorie aan het einde van het leven van een ster. De overgang van de asymptotische reuzentak naar het begin van de foto-ionisatie, dat wil zeggen wanneer de temperatuur van de centrale ster 25.000 graden bereikt, is ongeveer enkele duizenden jaren. Tijdens deze fase schijnt de nevel niet door lijnemissie, maar alleen door gereflecteerd licht van de centrale ster. Objecten in deze overgangsperiode, bekend als “proto-planetaire nevels” (Figuur 2), vormden een ontbrekende schakel in ons begrip van de evolutie van planetaire nevels. Proto-planetaire nevels werden pas ontdekt in de jaren 1980 en de waarnemingen van deze objecten bieden broodnodige informatie over de morfologische, dynamische en chemische evolutie van planetaire nevels.

morfologie van planetaire nevels

Figuur 3: De bipolaire nevel NGC 2346 in het sterrenbeeld Monoceros (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).

planetaire nevels hebben een verscheidenheid aan morfologische structuren, waardoor ze niet alleen mooi zijn om naar te kijken, maar ook moeilijk te begrijpen. De hoge gevoeligheid en het oplossend vermogen van de Hubble Ruimtetelescoop hebben ons zicht op planetaire nevels enorm uitgebreid (zie foto ‘ s in Kwok 2001). Hoewel veel planetaire nevels schelpachtige structuren hebben die vergelijkbaar zijn met die van de Ringnevel, vertonen sommige vlinderachtige structuren met een paar bipolaire kwabben (Figuur 3). Andere bekende bipolaire planetaire nevels zijn NGC 6302 in Scorpius, Hubble 5 in Boogschutter, NGC 6537 in Boogschutter, enz. Het huidige denken is dat de bipolaire kwabben worden gecreëerd door een hoge snelheid, gecollimeerde sterwind, hoewel de fysieke oorsprong van de richtinggevende aard van deze wind niet wordt begrepen. Astronomen geloven nu dat de transformatie van een sferische naar bipolaire vorm zeer snel plaatsvindt, waarschijnlijk binnen een periode van enkele honderden jaren.observaties door de Hubble Space Telescope hebben aangetoond dat veel planetaire nevels meerdere lagen hebben, en deze zijn gelabeld als “shells”, “crowns” en “haloes”. Computer modellering (Steffen & Schoenberner 2006) heeft aangetoond dat deze meerdere schelpstructuren het dynamische gevolg zijn van interagerende winden (zie vorige paragraaf), evenals de veranderende foto-ionisatie-effecten van de zich ontwikkelende centrale ster. Andere minor morfologische structuren zijn bogen, ringen, jets, ansaes en meerdere kwabben en ze weerspiegelen waarschijnlijk de episodische en/of richtingsveranderende aard van de sterrenwinden (Figuur 4).

Figuur 4: Rond de planetaire nevel NGC 6543 zijn cirkelvormige concentrische bogen te zien (credit: NASA and Space Telescope Science Institute).

de rijke morfologische structuren van planetaire nevels suggereren dat er complexe dynamische processen aan het werk zijn, waarbij bijvoorbeeld ejectie, collimatie en precessie betrokken zijn. Een beter begrip van de fysische mechanismen achter deze morfologische structuren zal astronomen helpen om verder verwijderde fenomenen zoals actieve Galactische kernen te begrijpen.

ontdekking en verspreiding van planetaire nevels

planetaire nevels worden gewoonlijk geïdentificeerd aan de hand van hun emissielijnspectrum. De meest recente ontdekkingen van nieuwe planetaire nevels zijn het resultaat van beeldvormingsonderzoeken van het Melkwegstelsel met behulp van een smalbandfilter rond de Ha-lijn van waterstof (Parker et al. 2006). Hierdoor kunnen emissienevels gemakkelijk van sterren worden gescheiden. Er zijn ongeveer 2.500 planetaire nevels gecatalogiseerd in de Melkweg, maar vanwege de verduistering van galactisch stof en onvolledigheid van enquêtes, wordt de totale populatie naar verwachting ongeveer tien keer zo groot. Door spectrale overeenkomsten kunnen planetaire nevels worden verward met andere emissie-lijn objecten zoals HII gebieden (nevels geassocieerd met jonge sterren), symbiotische sterren of novae (beide zijn het resultaat van de evolutie van de binaire ster). De meeste planetaire nevels in het melkwegstelsel zijn verspreid rond het Galactische vlak, omdat hun voorouders afstammen van een stellaire populatie met een gemiddelde massa.

omdat het licht van planetaire nevels geconcentreerd is in emissielijnen, kunnen ze gemakkelijk worden onderscheiden van sterren, zelfs in sterrenstelsels ver weg. Duizenden planetaire nevels zijn nu gecatalogiseerd in externe sterrenstelsels tot 100 miljoen lichtjaar ver weg. Planetaire nevels zijn uitgebreid gebruikt als standaardkaarsen om de leeftijd en grootte van het heelal te bepalen (Jacoby 1989). Door de snelheid van planetaire nevels in sterrenstelsels te volgen, kunnen astronomen ook de verdeling van donkere materie in sterrenstelsels in kaart brengen.

chemie van planetaire nevels

De optische spectra van planetaire nevels vertonen emissielijnen van vele zware elementen, waarvan vele onlangs gesynthetiseerd zijn door nucleaire processen tijdens de voorafgaande asymptotische reuzentakfase. Planetaire nevels worden daarom beschouwd als belangrijke factoren bij de verspreiding van zware elementen in het Melkwegstelsel. Recente waarnemingen met infrarode en millimetergolftelescopen hebben aangetoond dat planetaire nevels naast atomen, moleculen en vaste deeltjes bevatten. Sommige planetaire nevels zenden het grootste deel van hun energie uit vanuit hun vaste stof in de vorm van ver-infrarode straling. Gas-fase moleculen kunnen worden geïdentificeerd door hun rotatie of trillingsovergangen en vaste stof deeltjes door hun rooster trillingsmodi. Het meest interessant is dat planetaire nevels complexe organische verbindingen van aromatische en alifatische structuren bevatten (Figuur 5). Vergelijking van de spectra van planetaire nevels in verschillende stadia van evolutie laat zien dat deze verbindingen snel gesynthetiseerd worden over tijdschalen van de Orde van honderden jaren (Kwok 2004). Hoe dergelijke organische materie wordt gemaakt en welk effect het heeft (b.v. op het zonnestelsel) van het verspreid worden door de Melkweg zijn onderwerpen van hoog actueel belang.

Figuur 5: De planetaire nevel NGC 7027 in Cygnus is een van de vele koolstofrijke planetaire nevels die rijk zijn aan moleculaire inhoud, waaronder complexe organische verbindingen (credit: R. Ciardullo).Aller, L. H. (1991) Atoms, Stars, and Nebulae (3rd edition), Cambridge University Press (ISBN 0-521-31040-7)

• Balick, B, Frank, A (2002) Shapes and Shaping of Planetary Nebulae, Ann. Rev.Astr. Astrophys. 40, 439

• Jacoby, G (1989) planetaire nevels als Standaardkaarsen. Evolutionaire Modellen, Astrophys. J., 339, 39

• Kwok, S (2000) The Origin and Evolution of Planetary Nebulae, Cambridge University Press (ISBN 0-521-62313-8)

• Kwok, s (2001) Cosmic Butterflies, Cambridge University Press (ISBN 0-521-79135-9)

• Kwok, S (2004) The Synthesis of Organic and Inorganic Compounds in Evolved Stars, Nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) Evolution of single Stars. I. sterevolutie van hoofdreeks tot witte dwerg of Koolstofontsteking, Acta Astr. 20, 47

• Parker, Q et al. (2006) the Macquarie/AAO/Strasbourg Ha Planetary Nebula Catalogue: MASH, Mon. Niet. Roy. Astr. Soc., 373, 79

• Schönberner, D (1981) Late stage of stellar evolution – Central stars of planetary nebulae, Astr. Astrophys. 103, 119

• Shklovsky, i (1978) Stars: Their Birth, Life, Death, Freeman, (ISBN 0-7167-0024-7)

• Steffen, m Schönberner, D (2006) Hydrodynamical Interpretation of Basic Nebular Structures, in IAU Symposium 234: Planetary Nebulae in Our Galaxy and Beyond, eds. M. J. Barlow & R. H. Méndez, blz. 285

zie ook

De Hubble Heritage website bevat Hubble Space Telescope beelden van een aantal planetaire nevels.