Módosítások

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.

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>

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>

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.

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.

[[Kép:M2-9.jpg|right|thumb|312px|Az erősen kétpólusú '''M2-9''' jelű köd.]]

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.

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.