planetární mlhovina je krásný objekt vytvořen během poslední fáze života hvězdy whosebirth hmotnost byla mezi 1 a 8 hmotností slunce. Jemný,barevné halo plynu tvořící mlhovinu a v okolí umírající hvězdy je vlastně materiál, který byl původně součástí hvězda sama o sobě, ale má být obsazení pryč a rozšiřuje směrem ven do mezihvězdného prostoru. Záříjako výsledek zahřívání ultrafialovým zářením produkovaným umírající hvězdou. Slovo planetární je opravdu zavádějící, protože tyto objekty nemají nic společného s planetami v naší sluneční soustavě. Poněkud, oni získal jméno, protože, když byly poprvé pozorovány v 19. století jejich rozšířené vzhled (oproti bodu-jako obraz normální hvězda) připomněl astronomové z cesty planety jako Uran a Neptun se objeví v dalekohledu. V galaxii, jako je naše vlastní Mléčná dráha, se odhaduje několik tisíc planetárních mlhovin najednou. Většina z nich je soustředěna směrem k rovině disku Mléčné dráhy, ale několik je také známo, že existuje v halo a řada byla identifikována také v bouli galaxie.

Co je tak zajímavého na planetárních mlhovinách? Astronomové jsou přitahováni ke studiu těchto objektů, protože poskytují příležitosti k analýze materiálu, který byl kdysi součástí zářící hvězdy. Například studiem chemického složení mlhoviny můžeme získat pochopení o materiálu, ze kterého hvězda původně vznikla. Kromě toho, abundances některých prvků, např. uhlíku a dusíku v mlhovině odhalit podrobnosti o fyzikální procesy, ke kterým došlo v hvězdičkový během jaderné fúze život. Studium planetárních mlhovin nám pomáhá pochopit, jak se hvězda během svého života mění nebo vyvíjí.

ale proč a jak vzniká planetární mlhovina? Zajímavé je, že to souvisí s celoživotním bojem hvězdy proti neúprosné gravitační síle. Aby se zabránilo kolapsu na sebe, udržuje hvězda vysoký vnitřní tlak plynu vytvářením vlastní energie jadernou fúzí. Po většinu života hvězdy je hlavním palivem pro fúzi vodík, ale jak hvězda vyčerpává tento prvek, bude se stále více spoléhat na těžší a složitější prvky. Nakonec však dojde dostupná paliva, hvězda se stává nestabilní a vysune své vnější plynné vrstvy, které expandují ven a tvoří mlhovinu. Zde jsou k dispozici dva primární zdroje dat pro více než 160 planetárních mlhovin: spektrum a digitální obraz. Čáry v každém spektru lze analyzovat za účelem stanovení mlhovinových vlastností, jako je chemické složení, teplota a hustota. Obrazy zase poskytují příležitost studovat morfologii každé mlhoviny a v ideálním případě ji v budoucnu korelovat se složením.

napsali jsme tři letáky cvičení s využitím této databáze. První je krátký úvod do emisních čar v planetárních mlhovin; cvičení využívá maximální ionizace úrovní ve třech mlhoviny jako „teploměr“ k označení relativní centrální hvězda teploty. Druhé cvičení vysvětluje Balmer decrement a jeho pozorované variace způsobené mezihvězdné zčervenání, aby závěry o rozložení prachu v Galaxii Mléčná dráha. Třetí cvičení zkoumá použití řádků S + k určení hustoty mlhovin.

zahrnout (‚zápatí.php‘); ?>