Planetarisk nebulosa

Observationer

Planetariska nebulosor är inte särskilt ljusstarka. Ingen av dem är tillräckligt ljus för att kunna ses utan teleskop. Den första som upptäcktes var Dumbbellnebulosan. Astronomerna visste inte vad dessa objekt var förrän de första spektroskopiska experimenten gjordes på 1800-talet. William Huggins använde ett prisma för att titta på galaxer. Han märkte att de såg ut som stjärnor.

När han tittade på Kattögonnebulosan såg den inte likadan ut. Han såg en emissionslinje på en plats som ingen hade sett tidigare. Detta innebar att den såg ut som ett grundämne som ingen hade sett förut. Forskarna trodde att det kunde vara ett nytt grundämne. De bestämde sig för att kalla det nebulium.

Senare visade fysiker att det är möjligt för gaser med mycket låg densitet att se ut som något annat. Det visade sig att gasen de tittade på var syre och inte nebulium.

Stjärnorna i planetariska nebulosor är mycket varma. De är dock inte särskilt ljusstarka. Det betyder att de måste vara mycket små. Den enda gången stjärnor blir så små är när de dör. Det betyder att de är ett av de sista stegen i en stjärnas död. Astronomer såg att alla planetariska nebulosor expanderar. Det innebar att de orsakades av att en stjärnas yttre skikt kastades ut i rymden i slutet av sitt liv.

NGC 7293, Helixnebulosan


NGC 2392, Eskimonebulosan

Ursprung

Stjärnor som väger mer än åtta solmassor kommer att bli supernovor. Stjärnor med mindre massa kommer att bilda planetariska nebulosor. Efter miljarder år av stjärnutveckling har en stjärna inte längre något väte. Detta gör att stjärnans yta blir kallare och att kärnan blir mindre. Solens kärna är ungefär 15 miljoner grader Kelvin. När vätgasen tar slut kommer den mindre kärnan att få den att stiga till cirka 100 miljoner grader Kelvin.

Stjärnans yttre lager blir mycket större på grund av värmen från kärnan och blir mycket kallare. Stjärnan blir en röd jätte. Kärnan blir ännu mindre och varmare. När den når 100 miljoner K börjar helium smälta till kol och syre. När detta sker slutar kärnan att krympa. Heliumförbränning bildar snart en kärna av kol och syre, med både ett helium- och ett vätehölje runt omkring.

Eftersom helium i fusionsreaktioner inte är särskilt stabilt börjar kärnan växa och krympa mycket snabbt. Starka stjärnvindar blåser gasen och plasman i stjärnans yttre skikt utåt. Dessa gaser bildar ett moln runt stjärnans kärna. När mer och mer av gasen rör sig bort från stjärnan skickas djupare och djupare lager med högre och högre temperaturer ut. När gasen värms upp till cirka 30 000 grader kelvin börjar gasen glöda. Molnet har då blivit en planetarisk nebulosa.

Siffror och position

Vi känner till cirka 3 000 sådana nebulosor i vår galax, jämfört med 200 miljarder stjärnor. Deras mycket korta livstid jämfört med en stjärna är anledningen till att det inte finns så många av dem jämfört med stjärnor. De finns främst i Vintergatans plan, och det finns fler och fler ju närmare Vintergatans centrum man kommer.

Form

Endast omkring tjugo procent av de planetariska nebulosorna är sfärer (som Abell 39). Resten av dem har olika former. Orsaken till dessa former är inte klarlagd. Det kan bero på gravitationskraften från sekundära stjärnor (till exempel om det är ett binärt stjärnsystem). En annan teori är att planeter i närheten av stjärnan kan förändra hur nebulosan bildas. En tredje teori är att magnetfält orsakar formerna. [1].

Problem

Ett problem när man studerar planetariska nebulosor är att astronomerna inte alltid kan räkna ut hur långt bort de är. När de är nära använder astronomerna något som kallas expansionsparallax för att uppskatta hur långt bort de är, men det tar lång tid. Om de inte är nära finns det ännu inget bra sätt att ta reda på hur avlägsna de är.

Relaterade sidor

• Interstellärt medium
• Nebula
• Stjärnornas utveckling
• Vit dvärg