Főmenü megnyitása

Módosítások

Nincs méretváltozás ,  9 hónappal ezelőtt
pontosit, korr, átfogalmaz
[[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, ami addig még a Földön nem találtak). De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a [[Föld]]ön is, a fiktív nebuliumot viszont nem. [[Henry Russell (csillagász)|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.
 
== Kialakulásuk ==
A planetáris köd a Naphoz hasonló csillagok fejlődésének végső állomása. A 8nyolc 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 a 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 a Naphoz hasonló csillagokban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. A csillag egyensúlyban van és a hőmérséklet belülről kifelé csökken, de ezami az egyensúly része. Amikor leáll a fúzió, nincs energia termelésenergiatermelés. Ha a csillag 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 elkezd összehúzódni, és emiatt a mag hőmérséklete növekszik. A hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió [[kelvin]]re is nőhet.
 
A külső rétegek is összehúzódnak, és a héjban beindul a hidrogén fúzió, ennek a fénynyomása, illetve energia továbbításaenergiatovábbítása miatt fog a csillag 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.
 
Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva (kb 7-8 nap tömeg felett), a hélium fúzióhéliumfúzió előtt a mag degenerált. A degeneráció folyamán a szabad elektronok (melyek nem kötöttek az atom magokhozatommagokhoz) 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 fúzióhéliumfúzió előtt. Naphoz hasonló csillagok esetében azonban nem, így a hélium fúzióhéliumfúzió beindulhat, ami egy robbanás során fog megtörténni. Ez a ''He flash''; a 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 fúzióhéliumfúzió, azonban itt is robbanás szerűrobbanásszerű lesz a beindulás. Ezek a robbanások (termális pulzusok) fogják aztán ledobni a csillag külső részeit, létre hozvalétrehozva a planetáris ködöt (termális pulzusok).
 
A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnakválnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A megmaradt magból fehér törpe lesz, amiben nincs energia termelésenergiatermelés, de mivel nagyon sűrű (kb. 1 &nbsp;000 &nbsp;000-szor sűrűbb a víznél) ezért nagyon jól tartja a hőt. A hőmérséklete nagyon nagy (hiszen a csillag magjáról van szó, ami eddig is forró volt), meghaladja a 30&nbsp;000 kelvint, ami így 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 ==
 
== Galaktikus újrahasznosítás ==
A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció számárasorán. 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, a [[nitrogén]] és az oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven fémeknek„fémek”-nek 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 ==
[[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 sűrűségüksűrűsége 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 lecsökkencsökken.
 
A központi csillagból érkező sugárzás 10&nbsp;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.
 
=== 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 aezek legutóbbi felmérések soránalkalmazásával 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.
135 991

szerkesztés