Планетарная туманность

Планетарная туманность не очень яркая. Ни одна из них не достаточно яркая, чтобы видеть без телескопа. Первой обнаружили туманностьГантели. Астрономы не знали, что это за объекты, пока в 1800-х годах не были проведены первые спектроскопические эксперименты. Уильям Хаггинс использовал призму, чтобы посмотреть на галактики. Он заметил, что они очень похожи на звезды.

Когда он посмотрел на туманность "Кошачий глаз", она выглядела не так, как раньше. Он увидел эмиссионную линию в месте, которое раньше никто не видел. Это означало, что она выглядела как элемент, который никто никогда раньше не видел. Ученые думали, что это может быть новый элемент. Они решили назвать его небулием.

Позже физики показали, что газы с очень низкой плотностью могут выглядеть как что-то другое. Оказалось, что газ, на который они смотрели, был кислородом, а не туманом.

Звезды в планетарных туманностях очень горячие. Но они не очень яркие. Это значит, что они должны быть очень маленькими. Единственный раз, когда звезды становятся такими маленькими, это когда они умирают. Это значит, что они - одна из последних ступеней в смерти звезды. Астрономы видели, что все планетарные туманности расширяются. Это означало, что они были вызваны тем, что внешние слои звезды выбрасывались в космос в конце ее жизни.

Звезды весом более восьми масс Солнца станут сверхновыми. Звезды меньшей массы образуют планетарные туманности. После миллиардов лет звездной эволюции в звезде больше не будет водорода. Это сделает поверхность звезды холоднее, а ядро меньше. Ядро Солнца составляет около 15 миллионов градусов Кельвина. Когда водород закончится, ядро меньшего размера поднимется до 100 миллионов градусов по Кельвину.

Внешние слои звезды становятся намного больше из-за тепла ядра и намного холоднее. Звезда становится красным гигантом. Ядро становится еще меньше и жарче. Когда оно достигает 100 миллионов К, гелий начинает сливаться с углеродом и кислородом. Когда это происходит, ядро перестает сжиматься. Гелий, сгорающий вскоре, образует ядро из углерода и кислорода, вокруг которого находятся и гелий, и водородная оболочка.

Поскольку гелий в реакциях слияния не очень стабилен, ядро начинает расти и сжиматься очень быстро. Сильные звездные ветры сдувают газ и плазму во внешнем слое звезды наружу. Эти газы образуют облако вокруг ядра звезды. По мере того, как все больше и больше газа удаляется от звезды, все более и более глубокие слои при все более высоких и более высоких температурах рассылаются наружу. Когда газ нагревается примерно до 30 000 градусов по Кельвину, он начинает светиться. Затем облако становится планетарной туманностью.

Мы знаем о 3000 таких туманностей в нашей галактике, по сравнению с 200 миллиардами звезд. Их очень короткая жизнь по сравнению со звездами - вот почему их не так много по сравнению со звездами. Они находятся в основном в плоскости Млечного Пути, и чем ближе к центру Млечного Пути, тем больше и больше звезд.

Только около двадцати процентов планетарных туманностей - это сферы (как у Абеля 39). Остальные имеют различные формы. Причина этих форм не понятна. Это может быть из-за гравитационного притяжения вторичных звезд (например, если это бинарная звездная система). Вторая теория заключается в том, что планеты вблизи звезды могут изменять форму туманности. Третья теория заключается в том, что магнитные поля вызывают формы. [1].

Проблема в изучении планетарных туманностей заключается в том, что астрономы не всегда могут понять, как далеко они находятся. Когда они близко, астрономы используют нечто, называемое параллаксом расширения, чтобы оценить, как далеко они находятся, но это занимает много времени. Если они не близки, то пока нет хорошего способа узнать, насколько они далеки.

• межзвездная среда
• Туманность
• Звездная эволюция
• Белый карлик