A bolygó köd olyan égitest, amely kis felbontásban nézve ködös megjelenésű korongra hasonlít. Ebből a szempontból, hasonlóan a bolygókhoz , a "globális" szót ragasztották hozzá, amelyet azóta fenntartanak a történelmi következetesség megőrzése érdekében. Részletesebb megfigyelésekből (főleg spektroszkópikusakból ) ma már tudjuk, hogy a bolygó ködjeinek valójában semmi köze a bolygókhoz.
Ez egy emissziós köd , amely egy életének végén egy csillagból kilökődő táguló gázhéjból áll, amely az óriás aszimptotikus ága alatt egy vörös óriás állapotából egy fehér törpe állapotba kerül . Amikor egy kis csillag (kevesebb, mint nyolc naptömeg ) befejezi hidrogénfogyasztását , akkor héliuma , magja összeomlik és fehér törpét képez , míg a külső rétegeket a sugárzási nyomás elűzi .
Ezek a gázok alkotják egy felhő az anyag, amely kiterjed a csillag körül egy bővülő sebessége 20-30 km per másodperc (70.000 100.000 km / h ). Ezt a felhőt a nagyon forróvá vált csillag (50 000–100 000 K ) által kibocsátott ultraibolya fotonok ionizálják . Az energia által ilyen módon beszerzett gáz újra kibocsátott formájában fény alacsonyabb energia , különösen a látható tartományban.
Ezek olyan tárgyak, amelyek elég gyorsan fejlődnek; körülbelül 1500-at ismerünk a Galaxisunkban . Döntő szerepet játszanak univerzumunk gazdagításában, az őshidrogén nehezebb elemekké történő átalakításában és ezen új elemek csillagközi közegbe történő kiűzésében.
A bolygó ködei gyakran nagyon színesek, és képeik a leglátványosabbak közé tartoznak. Az egyik leghíresebb példa az ilyen típusú objektum van a köd a Ring található konstelláció a Lyra , innen a másik neve: Nebula Lyra .
A bolygóködök általában halvány, szabad szemmel láthatatlan tárgyak. Az első felfedezett planetáris köd a Súlyzó köd csillagképben Vuk , megfigyelt Charles Messier a 1764 és rögzített szám alatt M27 ő katalógusban diffúz tárgyakat. A "bolygó" kifejezést először William Herschel javasolta 1785-ben, amikor felfedezte az NGC 7009-et , mivel vizuális hasonlóságot mutatott az általa osztályozott tárgyak és az imént felfedezett bolygó, nevezetesen az Uránusz között .
A bolygóködök természete a XIX . Század közepén, az első spektroszkópos megfigyelésekig ismeretlen . William Huggins volt az első olyan csillagászok közül, akik tanulmányozták a csillagászati tárgyak spektrumát fényük prizma segítségével történő szórásával . A csillagok megfigyelései folyamatos spektrumot mutatnak, amelyen sötét vonalak jelennek meg ( abszorpciós vonalak ).
Másrészt, amikor 1864-ben a Macskaszem ködjét tanulmányozta , teljesen más spektrummal találkozott: három emissziós vonal jelenik meg egy szinte nulla kontinuumon, ami azt mutatja, hogy ez kis sűrűségű gáz. Az egyik vonal tulajdonítják hidrogénatom , de a másik két, a legintenzívebb amelyek egy hullámhosszon az 500,7 nm , nem felelt meg semmilyen ismert elemet kibocsátás a Földön. Ezért ezt az emissziót egy új elemnek, a nebuliumnak tulajdonítja , a hélium példáját követve , amelyet először fedeztek fel a napspektrumban.
Míg azonban a hélium néhány évvel a csillagászok általi felfedezése után elszigetelt a Földön, a nebulium rejtély még mindig sokáig ellenáll a fizikusoknak, akik nem tudják elkülöníteni a Földön. 1927-ben, holland csillagász Herman Zanstra használt kvantummechanika megmagyarázni hidrogén vonalai diffúz ködök , beleértve a bolygószerű ködök. A hidrogénatomokat a központi csillag által kibocsátott ultraibolya fény ionizálja , és ezeknek az ionoknak a szabad elektronokkal történő rekombinációja átalakítja a hidrogénatomokat és a hidrogénvezetékek kibocsátását.
1928-ban Ira Bowen kimutatta, hogy a "nebulium" vonalai az oxigén- és nitrogénatomok ionizálásával keletkeznek, amelyek tiltott átmeneti vonalakat bocsátanak ki , ami kétszeresen ionizált oxigént eredményez .
A bolygó ködei a közepes tömegű csillagok evolúciójának eredménye ( a Nap tömegének 0,8 és 8-szorosa között vannak ). Miután több tízmilliótól tízmilliárd évig töltötték a hidrogén hidrolivá történő átalakítását szívükben, ezek a csillagok elérik hidrogénkészletük végét, és ezért már nincs elegendő mennyiségük ahhoz, hogy ellensúlyozzák a gravitációs erőt, amely hajlamos arra, hogy összeomlanak magukon. A csillag magja lassan összeomlik, növeli a hőmérsékletét (néhány tízről százmillió Kelvinre ), ezután új fúziók történnek, a hélium szénné válik . A csillag külső rétegeire ezután nagy nyomás nehezedik, és meglehetősen lassú és sűrű szél formájában kiűzik őket.
A csillag vörös óriássá válik , felületi hőmérséklete csökken. A csillag ezután két részből áll: a középen lévő csillagból, amely fokozatosan fehér törpévé fejlődik , amelyet egy táguló köd vesz körül. A szél második, ezúttal gyors és nem túl sűrű fázisát feltételezzük, amely összenyomja az első kidobott burkot, és megadja annak alakját és meglehetősen finom héjszerkezetét.
A középpontban lévő csillag fokozatosan folytatja csökkenését, amikor az anyag kidobódik, és a felületi hőmérséklet 30 000 K fölé emelkedik . Ebből a hőmérsékletből érezhető mennyiségű fotont bocsát ki, amely képes fotoionizálni a körülvevő ködöt. A fotonok energiájának nagyobbnak kell lennie, mint 13,6 eV , vagy 1 Ry, vagy a hullámhossznak kisebbnek kell lennie, mint 91,2 nm . A bolygó ködjének "látásához" valójában fényt kell bocsátania, amit azonnal megtesz, amint a központi csillag fotoionizálja.
Ettől a pillanattól kezdve beszélhetünk egy bolygóködről. A kezdeti csillag tömege a Nap tömegének 0,8 és 8-szorosa, az evolúció eredményeként létrejövő fehér törpe tömege 0,5 és 1,4 közötti naptömeg: a kezdeti csillag nagy részét ezért visszavezettük a csillagközi közegbe.
Az evolúció ekkor meglehetősen gyors, néhány évszázadtól néhány évezredig a központi csillag az ionizáló fotonok kibocsátásának megfelelő hőmérséklet alá hűl, ugyanakkor a köd feloldódik a csillagközi közegben , nem a a csillagmag külső zónájában e vége előtt végbemenő fúziók.
A bolygóköd-jelenség meglehetősen mulandó, csak mintegy 10 000 évig tart. A bolygó köd vége egyrészt a központi tárgy lehűléséből származik, amely végül már nem bocsátja ki a köd ionizálására képes szélsőséges UV- fotonokat, másrészt a ködöt képező gáz hígításából. másodpercenként jellemzően 10 kilométeres sebességgel tágul.
Galaxisunk 200–400 milliárd csillagai közül csak körülbelül 1500 bolygóködet sikerült kimutatni. Ennek oka a jelenség nagyon rövid élettartama, összehasonlítva maguknak a csillagoknak az élettartamával.
Más galaxisokban is detektálhatók, a bolygó ködére jellemző hullámhosszon (például 500,7 nm vagy 5007 Å ) nyert képek felhasználásával, és összehasonlítva a közeli hullám hosszában kapott képekkel: bolygó ködök (valamint a HII régiók) ) az első, de a második képen nem jelennek meg.
Az extra-galaktikus bolygóködök vizsgálata információt nyújt például a bőséggradiensekről. Ugyanabban a galaxisban (a miénken kívül) található összes bolygó köd szinte azonos távolságra van a megfigyelőtől.
A morfológia alapján általában kijelöljük a távcső fókuszában látható látszólagos megjelenést „teljes” fényben, vagyis abban a tartományban, amelyet a Föld légköre hajlandó átengedni. Ez a tartomány magában foglalja az ibolya (kb. 4000 Å ) és a piros (a 6000 Å hullámhossz körüli) színt. A monokromatikus képalkotó kutatások kimutatták, hogy a kémiai ionoktól függően a bolygó ködének morfológiája nem mindig azonos. Például vannak olyanok, amelyekről azt mondják, hogy "hidrogénhiányosak", míg másokban nincs nyomuk az [NII] vonalnak, amikor az ionizált 6583 Å nitrogénatomot tartalmaz. Ezen a bőségrétegződési probléma mellett a központi csillag evolúciós szakaszának nagy szerepe van a környező ködburok ionizációs struktúrájában. Annak érdekében, hogy a hidrogén tényleges hozzájárulását (a H alfa-vonalon keresztül 6563 Å-nél) és a nitrogén-kibocsátást (a 6583 Å-vonalon keresztül, csak 20 Å-nél) egyértelműen el lehessen különíteni, a CNRS Űrcsillagászati Laboratóriumi csoportja a többi csapathoz hasonlóan csak nagyon szelektív interferencia szűrőket használt (delta lambda 8-10 Å nagyságrendű).
A bolygóködöket először diffúz gyűrűkként figyelték meg (amelyek a William Herschel miatt a bolygókra emlékeztetnek, ezért a nevüket is ), majd az ég síkjára vetített héjaknak tekintették őket, amikor természetüket megmagyarázták. De gyorsan szembe kellett néznünk a tényekkel: ezek nem mind kerekek, messze vannak tőle. Látható alakjuk szerint gömb alakúak , ellipszoidosak vagy bipolárisak . Ehhez a három fő kategóriához hozzáadódnak a központi szimmetriájú ( ( pontban ) szimmetrikus ) bolygóködök . Azt is meg kell jegyezni, hogy vannak olyan sugárok, amelyek néha nem egyenes vonalúak lehetnek. A helyzet még bonyolultabb, ha figyelembe vesszük, hogy ugyanaz a tárgy különböző morfológiákkal jelenhet meg a skálától (lásd az NGC 6543 vagy a Líra gyűrűjének képét) vagy a megfigyelés hullámhossz-tartományától függően. Az expozíciós idő részt vesz az úgynevezett morfológiai besorolásban is: egy ilyen köd, pl. Sh 1-89 vagy SaWe3, teljesen más morfológiát mutathat egy rövid „expozíciónál”, és hosszabb expozíciónál. A fő tengely 90 fokkal változhat. Ebből a szempontból a "töltésátviteli" típusú technológiák megjelenése - az angolszász CCD-kben - a gyors és különösen lineáris detektorok tekintetében lehetővé teszi a megfigyelések minőségi javítását, és ezért jobb modellezést . Különösen új, úgynevezett másodlagos struktúrákat emelnek ki a periférikus régiókban, messze a központi csillagtól, és amelyek a csillagokból származó ejecta relikviái lehetnek akkor az „AGB” szakaszban ( (en) Asymptotic Giant Branch ). Ez is segítene a rendszer tömeghiányának pótlásában. Shklovsky az 1956-os távolságkeresés során azt feltételezte, hogy az összes bolygó köd egyforma, 0,2 naptömeggel megegyező tömegű volt, amelyet a tapasztalatok nem erősítettek meg később. Az aszferikus morfológiák eredetéről folytatott vitát lásd alább.
A bolygóködök vizsgálata főként spektroszkópián alapul . Az ionizált gáz által kibocsátott fényt főleg emissziós vezetékek formájában bocsátják ki . Ezek a vonalak jellemzőek egy adott ion két atomi szintje közötti átmenetre. A megfigyelt spektrumok több száz vonalat mutatnak, minden hullámhossz- tartományban ( rádió , infravörös , optikai, ultraibolya , röntgensugár ). Minden vonal hozzájárul egy elemhez a köd megértésében. Vannak olyan vonalak, amelyek jelentése a köd különféle tulajdonságairól nyújt információt: a gáz sűrűségéről, hőmérsékletéről, kémiai összetételéről (bőség).
Másrészt a kibocsátott vonalak nagy spektrális felbontású vizsgálata lehetővé teszi információk beszerzését a gáz dinamikájáról , a kibocsátott fotonok hullámhosszának eltolódásáért a Doppler-Fizeau-effektus felelős. Ez a hatás közvetlenül kapcsolódik a sugárzó relatív sebességéhez a megfigyelőhöz képest: a megfigyelő felé érkező és a tőle távolodó gáz nem azonos hullámhosszon érzékelhető. Ezért spektrális megfigyelések alapján „rekonstruálhatjuk” a gáz burkolatának morfológiáját, ha összefüggést adunk magunknak a csillaghoz való távolság és a gáz távolságának sebessége között.
A bolygóködök elmélete a fizika és az asztrofizika számos területét magában foglalja. Egyrészt meg kell érteni a középső csillag, a fehér törpe, a közepes tömegű csillag evolúciójából származó jellemzőit és evolúcióját . Vegyük bele a csillag jelenlétének szeleinek ( hidrodinamikai ) vizsgálatába, vegyük figyelembe a magfizikát, amely irányítja a csillagon belül zajló reakciókat, és segít megérteni a kémiai evolúciót a csillag nukleoszintézisén keresztül . Az egész atomfizikára szükség van, hogy reprodukálja a csillag által kibocsátott spektrumot, kiszámolva, hogy a fény hogyan hat az anyaggal. Ez csak a központi objektumot érinti, a kiutasított gáz tanulmányozása marad.
A számítógépek számítási és memóriakapacitásának növekedésével ma már lehetőség van a bolygóködök modelljeinek kiszámítására, figyelembe véve a fizikai jelenségek többségét, amelyek a csillagban, mint a gázban ionizáltak, működnek. A bolygóködök elméleti vizsgálatát valójában számítógépes programok segítségével nyert modellek segítségével hajtják végre, amelyek megkísérlik reprodukálni az őket alkotó gázban található fizikai állapotokat. A számítógépes programokat (kódokat) két fő kategóriába lehet sorolni:
Ezek a kódok kiszámítják a köd fotoionizáló központi csillag által kibocsátott sugárzás átadását. Ezek azon a feltételezésen alapulnak, hogy a gáz ionizációs egyensúlyban van (bármikor a fotoionizáció száma megegyezik a rekombinációk számával) és termikus egyensúlyban van (bármikor a csillag fotonjainak abszorpciója révén a gáz által nyert energia egyenlő a más fotonok kibocsátása által elveszített energiára, azokra, amelyeket megfigyelünk).
A fotoionizációs kódok gömb alakúak (egydimenziósak) vagy háromdimenziósak (3D) szimmetrikusak.
Az ezen számítógépes programok által kapott modellek nem veszik figyelembe az időt, képet adnak a köd egy adott pillanatában. Ezeknek a programoknak az előrejelzése főként a köd által előállított emissziós vonalak intenzitása, amely összehasonlítható a spektroszkópiai megfigyelésekkel. A 3D kódokból származó modellek a megfigyelésekhez hasonló monokromatikus képeket is adhatnak.
Az ebben a bekezdésben szereplő képeket 3D fotoionizációs kód felhasználásával készítettük.
Azok a programok, amelyeket a csillag által kibocsátott különböző gázrétegek evolúciójának modellezésére használnak, és amelyek bolygóködet eredményeznek, hidrodinamikai kódok . Kiszámítják a morfológia evolúcióját folyadékelméletek segítségével, és például kiszámítják a gáz és a környező környezet kölcsönhatását.
Bár közel egy évszázadon át tanulmányozták, a bolygó ködei még korántsem tárták fel minden titkukat. A szakembereket foglalkoztató fő viták között két fontosat idézhetünk mind a bolygói ködök egyedüli keretein túlmutató következményeik, mind az az energia szempontjából, amelyet egyesek néha az egyik vagy másik értelmezés / magyarázat mellett érvelnek:
A bolygóködök tanulmányozása során felmerülő másik probléma az, hogy nehéz meghatározni az objektumtól való távolságot. (Ritkán) alkalmaztunk parallaxis módszert úgy, hogy összehasonlítottuk az égen vetített „látott” tágulást két különböző időpontban készített két fénykép között (ebben az esetben évenként szögméret-egységekben bővültünk) és tágulási sebesség, amelyet a gázra vonatkozó Doppler-hatás mérése alapján határozunk meg (ezúttal km / s-ban tágulást kapunk). A tárgy és a megfigyelő közötti távolság lehetővé teszi e két egyenlőnek feltételezett mérés összekapcsolását. Ez a technika csak közeli és viszonylag gömb alakú tárgyakon működik (mivel a Doppler-tágulás merőleges az égsíkra vetített tágulásra, a két érték csak akkor egyenlő, ha az objektum minden irányban ugyanazon a táguláson megy keresztül.).
Ezen meglehetősen ritka eseteken kívül a távolság a probléma egyik alapvető ismeretlensége: négyszer világosabb, de kétszer akkora és kétszer olyan távoli köd ugyanúgy látható, anélkül, hogy különbséget tudna tenni. .
idézet a webhelyről: http://messier.obspm.fr/planetar.html