en planetarisk tåke er et vakkert objekt skapt i løpet av de siste stadiene av livet til en stjerne hvis fødselsmasse var mellom 1 og 8 solmasser. Den pistrete, fargerike haloen av gass som utgjør tåken og omgir den døende stjernen, er faktisk materiale som opprinnelig var en del av stjernen selv, men har blitt kastet av og ekspanderer utover i det interstellare rom. Det glødersom et resultat av å bli oppvarmet av ultrafiolett stråling produsert av den døende stjernen. Ordet planetarisk er virkelig misvisende, da disse objektene ikke har noe å gjøre med planeter i vårt solsystem. Snarere kjøpte de navnet fordi da de først ble observert i det 19.århundre, minnet deres utvidede utseende (mot det punktlignende bildet av en normal stjerne) astronomer om hvordan planeter Som Uranus og Neptun vises i et teleskop. I en galakse som Vår Egen Melkevei er det anslått å være flere tusen planetariske tåker til enhver tid. De fleste av Dem er konsentrert mot Planet Av Melkeveien disk, men noen er også kjent for å eksistere i halo og et tall har blitt identifisert i utbuling av galaksen også.

Hva er så interessant om planetariske nebulae? Astronomer trekkes for å studere disse objektene fordi de gir muligheter til å analysere materiale som en gang var en del av en skinnende stjerne. For eksempel, ved å studere den kjemiske sammensetningen av tåken kan vi få en forståelse om materialet som stjernen opprinnelig dannet. I tillegg avslører overflodene av visse elementer som karbon og nitrogen i tåken detaljer om de fysiske prosessene som skjedde i stjernen under sin kjernefysiske fusjonstid. Å studere planetariske tåker hjelper oss å forstå hvordan en stjerne forandrer seg, eller utvikler seg, i løpet av sin levetid.

Men hvorfor og hvordan dannes en planetarisk tåke i utgangspunktet? Interessant nok er det relatert til stjernens livslange kamp mot den ubarmhjertige tyngdekraften. For å holde seg fra å kollapse på seg selv, opprettholder en stjerne høyt internt gasstrykk ved å skape sin egen energi gjennom atomfusjon. Under det meste av stjernens liv er det viktigste drivstoffet for fusjon hydrogen, men etter hvert som stjernen utmatter sin tilførsel av dette grunnstoffet, vil den i økende grad stole på tyngre, mer komplekse grunnstoffer. Til syvende og sist går imidlertid tilgjengelige drivstoff tom, stjernen blir ustabil, og den kaster ut sine ytre gassformige lag som ekspanderer utover og danner nebelen. To primære datakilder er gitt her for over 160 planetariske tåker: et spektrum og et digitalt bilde. Linjene i hvert spektrum kan analyseres for å bestemme nebulære egenskaper som kjemisk sammensetning, temperatur og tetthet. Bildene gir igjen en mulighet til å studere morfologien til hver nebula og ideelt sett å kunne korrelere den med sammensetningen i fremtiden.

vi har skrevet tre utdelingsøvelser som gjør bruk av denne databasen. Den første er en kort introduksjon til utslippslinjer i planetariske tåker; øvelsen bruker de maksimale ioniseringsnivåene i tre tåker som et «termometer» for å indikere de relative sentrale stjernetemperaturene. Den andre øvelsen forklarer Balmer-reduksjonen og dens observerte variasjon forårsaket av interstellar rødhet, slik at det kan gjøres slutninger om fordelingen av støv i Melkeveiens Galakse. Den tredje øvelsen utforsker bruken Av s + linjene for å bestemme nebulae tetthet.

inkluder (‘bunntekst.php’); ?>