Főmenü megnyitása

Módosítások

1 617 bájt hozzáadva ,  9 hónappal ezelőtt
→‎Kialakulásuk: aktualizálva: Jäger Zoltán, asztrofizika PhD.
 
== Kialakulásuk ==
A planetáris köd a legtöbbNaphoz csillaghasonló csillagok fejlődésének végső állomása. A [[Chandrasekhar-határ]] feletti, tehát 1,438 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 (ami egy fehér törpe) kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik csillaga fehér törpe [[nóva]]robbanást produkáljon. Ha a tömege eléri a [[Chandrasekhar-határ]]<nowiki/>t (1.43 naptömeg) akkor Ia típusú szupernóva robbanás lesz.<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 azonbana Naphoz hasonló csillagokban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. Korábban A csillag egyensúlyban van és a felsőhőmérséklet rétegekbőlbelülről beáramlókifelé frisscsökken, de ez az egyensúly része. hidrogéntömegekAmikor lehűtöttékleáll a magotfúzió, denincs ezenenergia hűtőtermelés. hatásúHa tömegeka elfogyásacsillag nem sugározna ki energiát (tehát nem bocsátana ki fényt), akkor a csillag meg is állna abban a fázisban, mert a gravitációnak a hőmozgás ellent tud tartani. Azonban bocsát ki fényt, ami miatt a hőmérséklete csökken. A csillag magja forrósodnielkezd összehúzódni, és emiatt a mag hőmérséklete növekszik. kezd;A hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió [[kelvin]]re is nőhet.
 
A magkülső felhevüléserétegek miattis összehúzódnak, és a csillaghéjban külsőbeindul rétegeia ishidrogén forrósodnifúzió, majdennek emiatta tágulnifénynyomása kezdenek;illetve energia továbbítása miatt fog a felfúvódássalcsillag külső része felfúvódni; 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.
 
Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva (kb 7-8 nap tömeg felett), a hélium fúzió előtt a mag degenerált. A degeneráció folyamán a szabad elektronok (melyek nem kötöttek az atom magokhoz) nyomást állítanak elő, ami megakadályozza őket abban, hogy összenyomják őket egy helyre: ez a Fermi nyomás. Ez vörös törpék esetében elég ahhoz, hogy megállítsa a mag összehúzódását még a hélium fúzió előtt. Naphoz hasonló csillagok esetében azonban nem, így a hélium fúzió beindulhat, ami egy robbanás során fog megtörténni. Ez a He flash; Fermi nyomás ugyanis nem függ a hőmérséklettől, így a fúzió képes pillanatszerűen elterjedni. Ha elkezd fogyni a hélium, a mag ismét elkezd összehúzódni. A külső burokban is elindulhat a hélium fúzió, azonban itt is robbanás szerű lesz a beindulás. Ezek a robbanások fogják aztán ledobni a csillag külső részeit, létre hozva a planetáris ködöt (termális pulzusok).
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&nbsp;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.
 
A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A hidegmegmaradt anyagtömegekmagból távozásávalfehér törpe lesz, amiben nincs energia termelés, de mivel nagyon sűrű (kb. 1 000 000-szor sűrűbb a víznél) ezért nagyon jól tartja a hőt. A hőmérséklete nagyon nagy (hiszen a csillag felszínemagjáról isvan felszó tudami melegedni,eddig ésis amikorforró volt), meghaladja a 30&nbsp;000 kelvint, akkorami márígy elegendő [[ultraibolya sugárzás]]t tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.<ref>{{Cite web |title=asztrofizika |url=http://astro.u-szeged.hu/oktatas/asztrofizika/asztrofizika_pdf.html |work=astro.u-szeged.hu |accessdate=2019-03-10}}</ref>
 
== Élettartamuk ==
Névtelen felhasználó