Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret
Planetáris köd
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
A planetáris köd gázból és plazmából álló világító burok, amely bizonyos típusú csillagok körül képződik, az életük vége felé ledobott gázfelhőből. Elnevezésük onnan ered, hogy a kisebb távcsövekben az óriásbolygókhoz (Jupiter, Szaturnusz) hasonlónak látszanak, de valójában semmi közük a bolygókhoz; csillagokból kilökődött anyagból alakulnak ki.
A Világegyetem többi objektumához képest nagyon rövid életűnek számítanak; alig néhány tízezer évig léteznek, a Tejútrendszerben jelenleg kb. 1500 darab ismert, közülük alig 50 gömbszimmetrikus alakú. A planetáris ködök nagy jelentőségűek a csillagászat számára, mivel a kialakulásuk, életük és haláluk során lejátszódó folyamatok vizsgálata segíti a Világegyetem fejlődésének megértését.
A planetáris köd a legtöbb csillag fejlődésének végső állomása. A Chandrasekhar-határ feletti, tehát 1,43 naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos szupernóva-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő hidrogén magfúzióval átalakul héliummá; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon. Ha a köd központi csillaga kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik csillag nóvarobbanást produkáljon.
A
Macskaszem-köd a Sárkány csillagképben az
egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd.
Röntgensugárzási és látható spektrumú fénykép.
Piros: hidrogén-alfa, kék: semleges oxigén (630 nm),
zöld: ionizált nitrogén (658,4 nm
A Gyűrűs-köd a Lant csillagképben az egyik legismertebb planetáris köd
Néhány milliárd év után azonban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. Korábban a felső rétegekből beáramló friss hidrogéntömegek lehűtötték a magot, de ezen hűtő hatású tömegek elfogyása miatt a csillag magja forrósodni kezd; hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió kelvinre is nőhet.
A
mag felhevülése miatt a csillag külső rétegei is forrósodni, majd emiatt
tágulni kezdenek; a felfúvódással egy vörös óriás
jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során
szén és oxigén atomok jönnek
létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál
a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára
növelheti a fúzió mértékét; ennek során szintén (hő)energia szabadul fel,
ami tovább gerjeszti a reakciót. A mélyben végbemenő gyors és igen erőteljes
felhevülés miatt a legkülső, hideg (alig 3000 kelvines) rétegek leszakadnak
a csillagról.
A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A hideg anyagtömegek távozásával a csillag felszíne is fel tud melegedni, és amikor meghaladja a 30 000 kelvint, akkor már elegendő ultraibolya sugárzást tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.
A planetáris ködben található gázok néhány km/s sebességgel távolodnak a központi csillagtól. A gázburok tágulásával párhuzamosan a csillag fokozatosan lehűl, mivel az energiáját elsugározta; a magfúzió pedig megszűnik, mert már nincs meg az ahhoz szükséges hőmérséklet. Előbb-utóbb annyira lehűl a csillag felszíne, hogy már nem tud elég ultraibolya sugárzást kibocsátani a gázburok ionizálásához. A csillag fehér törpévé alakul, a köd pedig szertefoszlik és láthatatlanná válik. Egy tipikus planetáris köd kialakulása és megszűnése között általában 10 000 év telik el.
A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció számára. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, nitrogén és oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven fémeknek nevezett – anyagokat. A fiatal, ún. I. populációs csillagok sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.
A
Csiga-köd a legközelebbi planetáris köd; 450 fényévnyire, a Vízöntő
csillagképben található
A legtöbb planetáris köd közel egy fényév átmérőjű, emiatt a sűrűségük nagyon alacsony; alig 1000 részecske köbcentiméterenként. A fiatal planetáris köd sűrűsége még elérheti a 10·106 részecskét cm³-enként, de ahogy a köd öregebb lesz, a tágulás miatt ez az érték gyorsan lecsökken.
A központi csillagból érkező sugárzás 10 000 kelvin körülire növeli a gázburok hőmérsékletét. Meglepőnek tűnhet, hogy a planetáris ködöknek a csillagtól távolabb eső részei a legforróbbak. Ezt a jelenséget a fotonok abszorpciója okozza: mivel az alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagy energiájúakkal csak a köd külső részein történik meg. Mivel pedig több energiát tartalmaznak, jobban felmelegítik az őket elnyelő gázokat.
A planetáris ködök szerkezete lehet anyag-kötött vagy sugárzás-kötött. Ezek a kifejezések – némileg megtévesztő módon – arra utalnak, hogy az első esetben a központi csillagból olyan sok UV-foton érkezik, hogy a köd teljes anyagát ionizálni tudják, a második esetben viszont kevés UV-sugárzás érkezik, ezért csak ionizációs hullámok haladnak át a semleges gázburkon. Mivel az átlagos planetáris ködök anyagának legnagyobb része ionizált (gyakorlatilag plazma állagú), ezért a mágneses mezők hatásai igen erősen jelentkeznek; például világító vonalak és plazma-instabilizációk formájában.
Az
erősen kétpólusú M2-9 jelű köd.
A Tejútrendszerben található mintegy 200 milliárd csillag közül jelenleg csak 1500-ról tudjuk, hogy planetáris köddel rendelkezik. Az igen rövid élettartamuknak köszönhető, hogy ritka jelenségnek számítanak. A legtöbb a Tejútrendszer síkjában látható, azon belül pedig a galaxis magja körül helyezkednek el a legnagyobb koncentrációban. Csak nagyon ritkán fordulnak elő csillaghalmazokban, mindössze egy-két ilyen eset ismert.
Mivel a korszerű CCD-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért a legutóbbi felmérések során tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.
Az általános értelemben vett planetáris köd szimmetrikus és közel gömb alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Mindössze néhány négyszögletes alakú létezik. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg kettőscsillagok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős gravitációs kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a mágneses mezőknek és a csillagszélnek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában.
2005 januárjában csillagászok elsőként érzékeltek mágneses mezőt egy kettős planetáris köd központi csillaga körül, ami részben vagy egészében felelős lehet az objektum emlékezetes megjelenésért.
Tartalomjegyzékhez < Világképem < Anyag-időszak
-------------
http://hu.wikipedia.org/wiki/Planet%C3%A1ris_k%C3%B6d