„Planetáris köd” változatai közötti eltérés
| [nem ellenőrzött változat] | [ellenőrzött változat] |
Tartalom törölve Tartalom hozzáadva
a Visszaállítottam a lap korábbi változatát: 46.107.34.185 (vita) szerkesztéséről Legobot szerkesztésére |
|||
4. sor:
==Megfigyelésük története==
A planetáris ködök jellemzően halvány objektumok, egyikük sem látható szabad szemmel. Az elsőt, a [[Súlyzó-köd]]öt [[1764]]-ben fedezte fel [[Charles Messier]] és [[M27]] jelzéssel felvette a [[Messier-katalógus|katalógusába]], de a leghíresebb az [[1779]]-ben felfedezett [[Gyűrűs-köd]]. A korai megfigyelők viszonylag kis nagyítású [[Távcső|távcsöveikkel]] nem tudták megállapítani ezeknek az objektumoknak a pontos mibenlétét; a gázokból álló óriásbolygókhoz hasonló megjelenésük miatt [[William Herschel]], az [[Uránusz (bolygó)|Uránusz bolygó]] felfedezője nevezte el őket planetáris ködöknek, habár már ő is tisztában volt vele, hogy megjelenésük ellenére sem lehetnek bolygók.
<!--[[kép:Diverse planetary nebulae.jpg|right|thumb|550px|Különféle típusú planetáris ködök.]]-->{{DEFAULTSORT:Planetarisko~d}}▼
Ez a bizonytalanság fennmaradt egészen a [[Csillagászati színképelemzés|spektroszkópiai]] vizsgálatok megjelenéséig, a [[19. század]] közepéig. [[William Huggins]] egyike volt az első [[csillagász]]oknak, akik [[égitest]]ek színképét tanulmányozták; [[Prizma|prizmával]] bontva azok fényét. Csillagok színképének vizsgálata során azt tapasztalta, hogy a folytonos spektrumot helyenként sötét vonalak szakítják meg, és hasonló vonalakat talált a később [[galaxis]]nak nevezett objektumok színképeiben is.
[[Kép:NGC6543.jpg|balra|bélyegkép|250px|A [[Macskaszem-köd]] a [[Sárkány csillagkép]]ben az egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd. Röntgensugárzási és látható spektrumú fénykép. Piros: hidrogén-alfa, kék: semleges oxigén (630 nm), zöld: ionizált nitrogén (658,4 nm)]]
Azonban a [[Macskaszem-köd]] esetében egészen másmilyen spektrumra bukkant; olyanra, ami csak kis számú emissziós vonalat tartalmazott, akárcsak a többi hasonló köd. A legfényesebb vonalat az 500,7 [[nanométer]]es hullámhosszon találta, és ez nem származhatott egyik ismert anyagtól sem. Kezdetben úgy hitték, hogy egy új [[kémiai elem|elemről]] van szó, amit ''nebulium''nak neveztek el (hasonlóan a [[Nap (égitest)|Nap]] színképelemezése során [[1868]]-ban felfedezett [[hélium]]hoz). De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a [[Föld]]ön is, nebuliumot viszont nem. [[Henry Russell]] a [[20. század]] elején felvette, hogy az 500,7 nanométeres hullámhosszon látható sötét vonalat nem egy új elem okozza, hanem egy már ismert elem, ami szokatlan állapotban van.
Az [[1920-as évek]]ben [[fizikus]]ok bebizonyították, hogy a rendkívül alacsony [[sűrűség]]ű [[gáz]]okban a [[elektron]]ok ellepik és ezzel gerjesztik az [[atom]]ok és [[ion]]ok metastabil energiaszintjeit, de ez a gerjesztettség sűrűbb közegben megszűnik. Ezen energiaszintek közötti elektronátmenetek okozzák, hogy az [[oxigén]] emissziós vonala az 500,7 nanométeres hullámhosszon jelenik meg. Ezeket a kizárólag nagyon alacsony sűrűségű gázokban előforduló színképvonalakat nevezik ''tiltott vonalak''nak, a planetáris ködök pedig kivétel nélkül az ezek megjelenéséhez szükséges, igen ritkás gázokból állnak.
A planetáris ködök központi csillagai jellemzően nagyon forrók, de mivel a [[luminozitás]]uk alacsony, a méretüknek is kicsinek kell lennie. Ilyen kicsi csillagok akkor jönnek létre, amikor az átlagos csillagok életük végén – elhasználva a nukleáris fűtőanyagukat – összeroskadnak. Ez alapján jöttek rá, hogy a planetáris ködök a [[csillagfejlődés]] végső állomását jelentik. A színképelemzések továbbá azt is megmutatták, hogy ezek az objektumok tágulnak, így kézenfekvőnek tűnt az elképzelés, hogy a csillagok külső rétegeinek leszakadásából jönnek létre.
A megfigyelőberendezések folyamatos fejlődésének köszönhetően egyre jobban megismerhetővé válnak a planetáris ködök. Az űrtávcsövek segítségével a földi megfigyelők számára láthatatlan [[infravörös]] és [[ultraibolya]] színképtartományokban végzett vizsgálatokkal jobban megismerhető a [[hőmérséklet]]ük, [[sűrűség]]ük. A [[Hubble-űrtávcső]] felvételein jól látszik, hogy a Földről – a [[légkör]] zavaró hatása miatt – egyszerűnek tűnő objektumok valójában rendkívül összetett szerkezettel rendelkeznek.
==Kialakulásuk==
A planetáris köd a legtöbb csillag fejlődésének végső állomása. A [[Chandrasekhar-határ]] feletti, tehát 1,43 naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos [[szupernóva]]-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő [[hidrogén]] [[magfúzió]]val átalakul [[hélium]]má; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon. Ha a köd központi csillaga kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik csillag [[nóva]]robbanást produkáljon.<ref>
{{cite web|url=http://hirek.csillagaszat.hu/csillagok_vegallapotai/20081206-novarobbanas-egy-planetaris-kodben.html|title=Nóvarobbanás egy planetáris ködben|last=Kovács |first=József|date=2008-12-06|publisher=[http://hirek.csillagaszat.hu/ Hírek.csillagászat.hu]|accessdate=2008-12-07}}</ref>
[[Kép:M57 The Ring Nebula.JPG|bélyegkép|jobbra|300px|A [[Gyűrűs-köd]] a [[Lant csillagkép]]ben az egyik legismertebb planetáris köd]]
Néhány milliárd év után azonban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. Korábban a felső rétegekből beáramló friss hidrogéntömegek lehűtötték a magot, de ezen hűtő hatású tömegek elfogyása miatt a csillag magja forrósodni kezd; hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió [[kelvin]]re is nőhet.
A mag felhevülése miatt a csillag külső rétegei is forrósodni, majd emiatt tágulni kezdenek; a felfúvódással egy [[vörös óriás]] jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során [[szén]] és [[oxigén]] [[atom]]ok jönnek létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét; ennek során szintén (hő)energia szabadul fel, ami tovább gerjeszti a reakciót. A mélyben végbemenő gyors és igen erőteljes felhevülés miatt a legkülső, hideg (alig 3000 kelvines) rétegek leszakadnak a csillagról.
A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A hideg anyagtömegek távozásával a csillag felszíne is fel tud melegedni, és amikor meghaladja a 30 000 kelvint, akkor már elegendő [[ultraibolya sugárzás]]t tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.
==Élettartamuk==
A planetáris ködben található gázok néhány km/s sebességgel távolodnak a központi csillagtól. A gázburok tágulásával párhuzamosan a csillag fokozatosan lehűl, mivel az energiáját elsugározta; a [[magfúzió]] pedig megszűnik, mert már nincs meg az ahhoz szükséges hőmérséklet. Előbb-utóbb annyira lehűl a csillag felszíne, hogy már nem tud elég [[ultraibolya sugárzás]]t kibocsátani a gázburok ionizálásához. A csillag [[fehér törpe|fehér törpévé]] alakul, a köd pedig szertefoszlik és láthatatlanná válik. Egy tipikus planetáris köd kialakulása és megszűnése között általában 10 000 év telik el.
==Galaktikus újrahasznosítás==
A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció számára. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, [[nitrogén]] és oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven fémeknek nevezett – anyagokat. A fiatal, ún. [[Csillagpopulációk|I. populációs csillagok]] sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.
==Tulajdonságaik==
===Fizikai tulajdonságaik===
[[Kép:NGC 7293.jpg|bélyegkép|balra|270px|A [[Csiga-köd]] a legközelebbi planetáris köd; 450 [[fényév]]nyire, a [[Vízöntő csillagkép]]ben található]]
A legtöbb planetáris köd közel egy [[fényév]] átmérőjű, emiatt a sűrűségük nagyon alacsony; alig 1000 [[elemi részecske|részecske]] köbcentiméterenként. A fiatal planetáris köd sűrűsége még elérheti a 10{{e|6}} részecskét cm³-enként, de ahogy a köd öregebb lesz, a tágulás miatt ez az érték gyorsan lecsökken.
A központi csillagból érkező sugárzás 10 000 kelvin körülire növeli a gázburok hőmérsékletét. Meglepőnek tűnhet, hogy a planetáris ködöknek a csillagtól távolabb eső részei a legforróbbak. Ezt a jelenséget a fotonok [[abszorpció (fizika)|abszorpciója]] okozza: mivel az alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagy energiájúakkal csak a köd külső részein történik meg. Mivel pedig több energiát tartalmaznak, jobban felmelegítik az őket elnyelő gázokat.
A planetáris ködök szerkezete lehet ''anyag-kötött'' vagy ''sugárzás-kötött''. Ezek a kifejezések – némileg megtévesztő módon – arra utalnak, hogy az első esetben a központi csillagból olyan sok [[Ultraibolya sugárzás|UV]]-[[foton]] érkezik, hogy a köd teljes anyagát ionizálni tudják, a második esetben viszont kevés UV-sugárzás érkezik, ezért csak ionizációs hullámok haladnak át a semleges gázburkon. Mivel az átlagos planetáris ködök anyagának legnagyobb része ionizált (gyakorlatilag [[plazma]] állagú), ezért a [[mágneses mező]]k hatásai igen erősen jelentkeznek; például világító vonalak és plazma-instabilizációk formájában.
===Számuk és eloszlásuk===
[[Kép:M2-9.jpg|right|thumb|312px|Az erősen kétpólusú '''M2-9''' jelű köd.]]
A [[Tejútrendszer]]ben található mintegy 200 milliárd csillag közül jelenleg csak 1500-ról tudjuk, hogy planetáris köddel rendelkezik. Az igen rövid élettartamuknak köszönhető, hogy ritka jelenségnek számítanak. A legtöbb a Tejútrendszer síkjában látható, azon belül pedig a galaxis magja körül helyezkednek el a legnagyobb koncentrációban. Csak nagyon ritkán fordulnak elő [[csillaghalmaz]]okban, mindössze egy-két ilyen eset ismert.
Mivel a korszerű [[CCD]]-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért a legutóbbi felmérések során tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.
===Morfológiájuk===
Az általános értelemben vett planetáris köd [[szimmetria|szimmetrikus]] és közel [[gömb]] alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Mindössze néhány négyszögletes alakú létezik. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg [[kettőscsillag]]ok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős [[gravitáció]]s kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a [[mágneses mező]]knek és a [[csillagszél]]nek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában.
2005 januárjában csillagászok elsőként érzékeltek mágneses mezőt egy kettős planetáris köd központi csillaga körül, ami részben vagy egészében felelős lehet az objektum emlékezetes megjelenésért.
== Látványosabb planetáris ködök ==
▲<!--[[kép:Diverse planetary nebulae.jpg|right|thumb|550px|Különféle típusú planetáris ködök.]]-->
* [[Csiga-köd]] ([[NGC 7293]])
* [[Macskaszem-köd]] ([[NGC 6543]])
* [[Gyűrűs-köd]] ([[Messier 57|M57]], [[NGC 6720]])
* [[Súlyzó-köd]] ([[Messier 27|M27]], [[NGC 6853]])
* [[Bagoly-köd]] ([[Messier 97|M97]], [[NGC 3587]])
==Jegyzetek==
{{jegyzetek}}
==További információk==
{{commonskat|Planetary nebulae}}
* [http://www.supernova.hu/hst/prc97-38/hatos/tudom.html Tudományos háttér: a planetáris ködök szerkezetének kialakulása]
* [http://www.sulinet.hu/cgi-bin/db2www/ma/et_tart/lst?kat=Agbo&url=/eletestudomany/archiv/2001/0141/10.html Élet és tudomány: Változatok gyűrűsködre]
==Kapcsolódó szócikkek==
{{Portál|Csillagászat}}
{{DEFAULTSORT:Planetarisko~d}}
[[Kategória:Planetáris ködök|*]]
{{Link FA|en}}
{{Link FA|es}}
{{Link FA|sk}}
{{Link FA|sl}}
{{Link FA|zh}}
{{Link FA|ca}}
{{Link GA|cs}}
{{Link GA|de}}
| |||