en planetarisk tåge er et smukt objekt skabt i de sidste faser af livet af en stjerne, hvisfødselsmasse var mellem 1 og 8 solmasser. Den piskede, farverige glorie af gas, der udgør tågen og omgiver den døende stjerne, er faktisk materiale, der oprindeligt var en del af selve stjernen, men er blevet kastet af og ekspanderer udad i det interstellære rum. Det glødersom et resultat af at blive opvarmet af ultraviolet stråling produceret af den døende stjerne. Ordet planetarisk er virkelig vildledende, da disse objekter ikke har noget at gøre med planeterne i vores solsystem. Snarere erhvervede de navnet, fordi da de først blev observeret i det 19.århundrede, mindede deres udvidede udseende (versus det punktlignende billede af en normal stjerne) astronomer om, hvordan planeter som Uranus og Neptun vises i et teleskop. I en galakse som vores egen Mælkevej anslås det at være flere tusinde planetariske tåger ad gangen. De fleste af dem er koncentreret mod planet af Mælkevejens disk, men nogle få er også kendt for at eksistere i haloen, og et tal er også blevet identificeret i galaksens udbulning.

Hvad er så interessant om planetariske nebulae? Astronomer drages til at studere disse objekter, fordi de giver mulighed for at analysere materiale, der engang var en del af en skinnende stjerne. For eksempel ved at studere den kemiske sammensætning af tågen kan vi få en forståelse for det materiale, hvorfra stjernen oprindeligt dannede sig. Derudover afslører overfloden af visse elementer såsom kulstof og nitrogen i tågen detaljer om de fysiske processer, der fandt sted i stjernen i løbet af dens nukleare fusionslevetid. At studere planetariske tåger hjælper os med at forstå, hvordan en stjerne ændrer sig eller udvikler sig i løbet af sin levetid.

men hvorfor og hvordan dannes en planetarisk tåge i første omgang? Interessant nok er det relateret til stjernens livslange kamp mod den ubarmhjertige tyngdekraft. For at undgå at kollapse på sig selv opretholder en stjerne højt internt gastryk ved at skabe sin egen energi gennem nuklear fusion. I det meste af stjernens liv er det vigtigste brændstof til fusion brint, men når stjernen udtømmer den forsyning af dette element, vil den i stigende grad stole på tungere, mere komplekse elementer. I sidste ende løber de tilgængelige brændstoffer imidlertid ud, stjernen bliver ustabil, og den skubber sine ydre gasformige lag ud, som ekspanderer udad og danner tågen. To primære datakilder findes her for over 160 planetariske tåger: et spektrum og et digitalt billede. Linjerne i hvert spektrum kan analyseres for at bestemme nebulære egenskaber såsom kemisk sammensætning, temperatur og densitet. Billederne giver igen mulighed for at studere morfologien i hver nebula og ideelt set at kunne korrelere den med sammensætningen i fremtiden.

Vi har skrevet tre handout øvelser gør brug af denne database. Den første er en kort introduktion til emissionslinjer i planetariske tåger; øvelsen bruger de maksimale ioniseringsniveauer i tre tåger som et “termometer” for at indikere de relative centrale stjernetemperaturer. Den anden øvelse forklarer Balmer-faldet og dets observerede variation forårsaget af interstellær rødme for at tillade konklusioner om fordelingen af støv i Mælkevejsgalaksen. Den tredje øvelse undersøger brugen af S+ – linjerne til bestemmelse af nebulae-densitet.

Inkluder (‘sidefod.php’); ?>