Una nebulosa planetaria è un bellissimo oggetto creato durante le fasi finali della vita di una stella la cui massa di nascita era compresa tra 1 e 8 masse solari. L “alone esile,colorato di gas che compongono la nebulosa e che circonda la stella morente è in realtà materiale che era originariamente parte della stella stessa, ma è stato gettato fuori e si sta espandendo verso l” esterno nello spazio interstellare. Si illumina come risultato di essere riscaldato dalla radiazione ultravioletta prodotta dalla stella morente. La parola planetaria è davvero fuorviante, poiché questi oggetti non hanno nulla a che fare con i pianeti del nostro sistema solare. Piuttosto, hanno acquisito il nome perché quando furono osservati per la prima volta nel 19 ° secolo il loro aspetto esteso (rispetto all’immagine puntiforme di una stella normale) ricordava agli astronomi il modo in cui pianeti come Urano e Nettuno appaiono in un telescopio. In una galassia come la nostra Via Lattea si stima che ci siano diverse migliaia di nebulose planetarie in qualsiasi momento. La maggior parte di essi sono concentrati verso il piano del disco della Via Lattea, ma alcuni sono anche noti per esistere nell’alone e un numero è stato identificato anche nel rigonfiamento della galassia.

Cosa c’è di così interessante nelle nebulose planetarie? Gli astronomi sono attratti dallo studio di questi oggetti perché offrono l’opportunità di analizzare il materiale che una volta faceva parte di una stella splendente. Ad esempio, studiando la composizione chimica della nebulosa possiamo ottenere una comprensione del materiale di cui la stella si è originariamente formata. Inoltre, le abbondanze di alcuni elementi come carbonio e azoto nella nebulosa rivelano dettagli sui processi fisici che si sono verificati all’interno della stella durante la sua vita di fusione nucleare. Studiare le nebulose planetarie ci aiuta a capire come una stella cambia, o si evolve, durante la sua vita.

Ma perché e come si forma una nebulosa planetaria in primo luogo? È interessante notare che è legato alla battaglia permanente della stella contro l’implacabile forza di gravità. Per evitare di collassare su se stessa, una stella mantiene un’alta pressione interna del gas creando la propria energia attraverso la fusione nucleare. Durante la maggior parte della vita della stella il combustibile principale per la fusione è l’idrogeno, ma man mano che la stella esaurisce la fornitura di questo elemento, si baserà sempre più su elementi più pesanti e complessi. Alla fine, tuttavia, i combustibili disponibili si esauriscono, la stella diventa instabile ed espelle i suoi strati gassosi esterni che si espandono verso l’esterno e formano la nebulosa. Due fonti primarie di dati sono fornite qui per oltre 160 nebulose planetarie: uno spettro e un’immagine digitale. Le linee in ogni spettro possono essere analizzate per determinare le proprietà nebulari quali la composizione chimica, la temperatura e la densità. Le immagini a loro volta offrono l’opportunità di studiare la morfologia di ogni nebulosa e, idealmente, di essere in grado in futuro di correlarla con la composizione.

Abbiamo scritto tre esercizi di dispense facendo uso di questo database. Il primo è una breve introduzione alle linee di emissione nelle nebulose planetarie; l’esercizio utilizza i livelli massimi di ionizzazione in tre nebulose come” termometro ” per indicare le temperature relative della stella centrale. Il secondo esercizio spiega il decremento di Balmer e la sua variazione osservata causata dall’arrossamento interstellare, per consentire inferenze sulla distribuzione della polvere nella Via Lattea. Il terzo esercizio esplora l’uso delle linee S+ per determinare la densità delle nebulose.

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