een planetaire nevel is een prachtig object dat is ontstaan tijdens de laatste levensstadia van een ster met een oorspronkelijke massa tussen 1 en 8 zonsmassa ‘ s. De kleine,kleurrijke halo van gas dat de nevel vormt en de stervende ster omringt, is eigenlijk materiaal dat oorspronkelijk deel uitmaakte van de ster zelf, maar dat is afgeworpen en zich uitbreidt naar de interstellaire ruimte. Het gloeit als gevolg van verhitting door de ultraviolette straling geproduceerd door de stervende ster. Het woord planetair is echt misleidend, omdat deze objecten niets te maken hebben met de planeten in ons zonnestelsel. In plaats daarvan kregen ze de naam omdat toen ze voor het eerst werden waargenomen in de 19e eeuw hun uitgebreide verschijning (versus het puntachtige beeld van een normale ster) astronomen herinnerde aan de manier waarop planeten als Uranus en Neptunus in een telescoop verschijnen. In een melkwegstelsel zoals onze eigen Melkweg zijn er naar schatting meerdere duizenden planetaire nevels tegelijk. De meeste van hen zijn geconcentreerd in de richting van het vlak van de schijf van de Melkweg, maar een paar zijn ook bekend te bestaan in de halo en een aantal zijn geïdentificeerd in de bobbel van de Melkweg ook.Wat is er zo interessant aan planetaire nevels? Astronomen worden aangetrokken om deze objecten te bestuderen omdat ze mogelijkheden bieden om materiaal te analyseren dat ooit deel uitmaakte van een stralende ster. Door bijvoorbeeld de chemische samenstelling van de nevel te bestuderen kunnen we inzicht krijgen in het materiaal waaruit de ster oorspronkelijk is gevormd. Bovendien onthult de aanwezigheid van bepaalde elementen zoals koolstof en stikstof in de nevel details over de fysische processen die binnen de ster plaatsvonden tijdens zijn kernfusie. Het bestuderen van planetaire nevels helpt ons te begrijpen hoe een ster verandert, of evolueert, tijdens zijn leven.

maar waarom en hoe vormt zich in de eerste plaats een planetaire nevel? Interessant genoeg heeft het te maken met de levenslange strijd van de ster tegen de meedogenloze zwaartekracht. Om te voorkomen dat een ster instort, handhaaft hij een hoge interne gasdruk door zijn eigen energie te creëren door middel van kernfusie. Gedurende het grootste deel van het leven van de ster is waterstof de belangrijkste brandstof voor fusie, maar als de ster zijn voorraad van dit element opraakt, zal het steeds meer afhankelijk zijn van zwaardere, complexere elementen. Uiteindelijk raken de beschikbare brandstoffen echter op, wordt de ster onstabiel en stoot hij zijn buitenste gasvormige lagen uit die naar buiten uitzetten en de nevel vormen. Voor meer dan 160 planetaire nevels worden hier twee primaire gegevensbronnen verstrekt: een spectrum en een digitaal beeld. De lijnen in elk spectrum kunnen worden geanalyseerd om neveleigenschappen zoals chemische samenstelling, temperatuur, en dichtheid te bepalen. De beelden op hun beurt bieden de mogelijkheid om de morfologie van elke nevel te bestuderen en, idealiter, in de toekomst in staat te zijn om het te correleren met de samenstelling.

we hebben drie handout oefeningen gemaakt met behulp van deze database. De eerste is een korte inleiding op emissielijnen in planetaire nevels; de oefening gebruikt de maximale ionisatieniveaus in drie nevels als een “thermometer” om de relatieve centrale stertemperaturen aan te geven. De tweede oefening verklaart de balmerafbraak en de waargenomen variatie veroorzaakt door interstellaire roodheid, om gevolgtrekkingen te kunnen maken over de verdeling van het stof in de Melkweg. De derde oefening onderzoekt het gebruik van de S + lijnen om de dichtheid van de nevels te bepalen.

include (‘footer.php’);?>