mgławica planetarna to piękny obiekt powstały w końcowych etapach życia gwiazdy, której masa wynosiła od 1 do 8 mas Słońca. Delikatne, kolorowe halo gazu tworzące mgławicę i otaczające umierającą gwiazdę jest w rzeczywistości materiałem, który pierwotnie był częścią samej gwiazdy, ale został wyrzucony i rozszerza się na zewnątrz w przestrzeń międzygwiezdną. Świeci w wyniku podgrzania przez promieniowanie ultrafioletowe wytwarzane przez umierającą gwiazdę. Słowo planetarne jest bardzo mylące, ponieważ obiekty te nie mają nic wspólnego z planetami w naszym Układzie Słonecznym. Nazwa ta została nadana, ponieważ kiedy po raz pierwszy zostały zaobserwowane w XIX wieku, ich wydłużony wygląd (w porównaniu z punktowym obrazem normalnej Gwiazdy) przypominał astronomom sposób, w jaki planety takie jak uran i Neptun pojawiają się w teleskopie. W galaktyce takiej jak nasza Droga Mleczna szacuje się, że w tym samym czasie jest kilka tysięcy mgławic planetarnych. Większość z nich koncentruje się w kierunku płaszczyzny dysku Drogi Mlecznej, ale kilka z nich istnieje również w halo, a pewna liczba została zidentyfikowana również w wybrzuszeniu galaktyki.

Co jest takiego ciekawego w mgławicach planetarnych? Astronomowie są przyciągani do badania tych obiektów, ponieważ dają one możliwość analizy materiału, który był kiedyś częścią lśniącej Gwiazdy. Na przykład, badając skład chemiczny mgławicy, możemy uzyskać zrozumienie materiału, z którego pierwotnie uformowała się gwiazda. Dodatkowo, obfitość pewnych pierwiastków, takich jak węgiel i azot w mgławicy ujawnia szczegóły na temat procesów fizycznych, które miały miejsce w gwieździe podczas jej fuzji jądrowej. Badanie mgławic planetarnych pomaga nam zrozumieć, jak gwiazda zmienia się lub ewoluuje podczas swojego życia.

ale dlaczego i jak powstaje mgławica planetarna? Co ciekawe, jest to związane z trwającą przez całe życie walką gwiazdy z nieustającą siłą grawitacji. Aby nie zapaść się na siebie, gwiazda utrzymuje wysokie wewnętrzne ciśnienie gazu, tworząc własną energię poprzez fuzję jądrową. Przez większość życia gwiazdy głównym paliwem do syntezy jądrowej jest wodór, ale gdy gwiazda wyczerpie zapasy tego pierwiastka, będzie coraz bardziej polegać na cięższych, bardziej złożonych pierwiastkach. Ostatecznie jednak wyczerpują się dostępne paliwa, gwiazda staje się niestabilna i wyrzuca swoje zewnętrzne warstwy gazowe, które rozszerzają się na zewnątrz i tworzą mgławicę. Istnieją dwa podstawowe źródła danych dla ponad 160 mgławic planetarnych: widmo i obraz cyfrowy. Linie w każdym widmie mogą być analizowane w celu określenia właściwości mgławicy, takich jak skład chemiczny, temperatura i gęstość. Obrazy z kolei dają możliwość zbadania morfologii każdej mgławicy i, najlepiej, aby móc w przyszłości skorelować ją ze składem.

z tej bazy danych napisaliśmy trzy ćwiczenia informacyjne. Pierwszy z nich to krótkie wprowadzenie do linii emisyjnych w mgławicach planetarnych; ćwiczenie wykorzystuje maksymalne poziomy jonizacji w trzech mgławicach jako” termometr ” do wskazania względnej temperatury gwiazdy centralnej. Drugie ćwiczenie wyjaśnia dekrement Balmera i jego obserwowaną zmienność spowodowaną międzygwiezdnym zaczerwienieniem, aby umożliwić wnioskowanie o rozmieszczeniu pyłu w galaktyce Drogi Mlecznej. Trzecie ćwiczenie bada wykorzystanie linii S+ do określenia gęstości mgławic.

include (’footer.php’);?>