Planetárna hmlovina

Pozorovania

Planetárne hmloviny nie sú veľmi jasné. Žiadna z nich nie je dostatočne jasná na to, aby ste ju videli bez ďalekohľadu. Ako prvá bola objavená hmlovinaDumbbell. Astronómovia nevedeli, čo sú to za objekty, kým sa v roku 1800 neuskutočnili prvé spektroskopické experimenty. William Huggins použil na pozorovanie galaxií hranol. Všimol si, že sa veľmi podobajú na hviezdy.

Keď sa pozrel na hmlovinu Mačacie oko, nevyzerala rovnako. Videl emisnú čiaru na mieste, ktoré predtým nikto nevidel. To znamenalo, že vyzerala ako prvok, ktorý nikto nikdy predtým nevidel. Vedci si mysleli, že by mohlo ísť o nový prvok. Rozhodli sa ho nazvať nebulium.

Neskôr fyzici ukázali, že plyny s veľmi nízkou hustotou môžu vyzerať ako niečo iné. Ukázalo sa, že plyn, na ktorý sa pozerali, bol kyslík, a nie hmlovina.

Hviezdy v planetárnych hmlovinách sú veľmi horúce. Nie sú však veľmi jasné. To znamená, že musia byť veľmi malé. Jediný prípad, keď sú hviezdy také malé, je ich umieranie. To znamená, že sú jedným z posledných krokov v procese smrti hviezdy. Astronómovia si všimli, že všetky planetárne hmloviny sa rozpínajú. To znamená, že vznikli tým, že vonkajšie vrstvy hviezdy boli na konci jej života vymrštené do vesmíru.

NGC 7293, hmlovina Helix


NGC 2392, Eskimácka hmlovina

Pôvod

Hviezdy s hmotnosťou nad osem hmotností Slnka sa stanú supernovou. Hviezdy s menšou hmotnosťou vytvoria planetárne hmloviny. Po miliardách rokov hviezdneho vývoja už hviezda nebude mať žiadny vodík. Povrch hviezdy je preto chladnejší a jadro sa zmenšuje. Jadro Slnka má približne 15 miliónov stupňov Kelvina. Keď mu dôjde vodík, menšie jadro spôsobí, že stúpne na približne 100 miliónov stupňov Kelvina.

Vonkajšie vrstvy hviezdy sa vplyvom tepla z jadra zväčšujú a stávajú sa oveľa chladnejšími. Hviezda sa stáva červeným obrom. Jadro sa ešte viac zmenší a zohreje. Keď jeho teplota dosiahne 100 miliónov K, hélium sa začne taviť na uhlík a kyslík. Keď sa tak stane, jadro sa prestane zmenšovať. Horením hélia sa čoskoro vytvorí jadro z uhlíka a kyslíka, ktoré obklopuje héliový aj vodíkový obal.

Keďže hélium v reakciách jadrovej syntézy nie je veľmi stabilné, jadro sa začne veľmi rýchlo zväčšovať a zmenšovať. Silný hviezdny vietor vyfukuje plyn a plazmu vo vonkajšej vrstve hviezdy smerom von. Tieto plyny vytvárajú oblak okolo jadra hviezdy. Ako sa čoraz viac plynu vzďaľuje od hviezdy, posielajú sa čoraz hlbšie vrstvy pri čoraz vyšších teplotách. Keď sa plyn zohreje na približne 30 000 stupňov kelvinov, začne žiariť. Z oblaku sa potom stane planetárna hmlovina.

Čísla a pozícia

V našej galaxii poznáme asi 3 000 takýchto hmlovín v porovnaní s 200 miliardami hviezd. Ich veľmi krátka životnosť v porovnaní s hviezdou je dôvodom, prečo ich nie je toľko v porovnaní s hviezdami. Nachádzajú sa prevažne v rovine Mliečnej cesty a je ich tým viac, čím bližšie sa dostávame k jej stredu.

Tvar

Len asi dvadsať percent planetárnych hmlovín sú gule (ako Abell 39). Zvyšok má rôzne tvary. Dôvod týchto tvarov nie je známy. Môže to byť spôsobené gravitačným pôsobením sekundárnych hviezd (napríklad ak ide o dvojhviezdny systém). Druhou teóriou je, že planéty v blízkosti hviezdy môžu meniť spôsob, akým sa hmlovina formuje. Treťou teóriou je, že tieto tvary spôsobujú magnetické polia. [1].

Problémy

Problémom pri skúmaní planetárnych hmlovín je, že astronómovia nedokážu vždy určiť, ako ďaleko sa nachádzajú. Keď sú blízko, astronómovia používajú niečo, čo sa nazýva expanzná paralaxa, aby odhadli, ako ďaleko sú, ale to trvá dlho. Ak nie sú blízko, zatiaľ neexistuje dobrý spôsob, ako zistiť, ako sú vzdialené.

Súvisiace stránky

• Medzihviezdne prostredie
• Mlhovina
• Hviezdny vývoj
• Biely trpaslík