Főmenü megnyitása

Módosítások

a
nincs szerkesztési összefoglaló
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]]ja okozza: mivel aaz alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagyenergiájúakkalnagy 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 [[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.
150

szerkesztés