Planetarisk tåge

Observationer

Planetariske tåger er ikke særlig lyse. Ingen af dem er lyse nok til at kunne ses uden et teleskop. Den første, der blev opdaget, var Dumbbell-næbelen. Astronomerne vidste ikke, hvad disse objekter var, før de første spektroskopiske eksperimenter blev udført i 1800-tallet. William Huggins brugte et prisme til at se på galakser. Han bemærkede, at de lignede stjerner meget.

Da han kiggede på Katteøjenæbelen, så den ikke ud som den plejede. Han så en emissionslinje på et sted, som ingen havde set før. Det betød, at det lignede et grundstof, som ingen havde set før. Forskerne troede, at det måske var et nyt grundstof. De besluttede at kalde det nebulium.

Senere viste fysikere, at det er muligt for gasser med en meget lav massefylde at ligne noget andet. Det viste sig, at den gas, som de kiggede på, var ilt og ikke nebulium.

Stjernerne i planetariske tåger er meget varme. De er dog ikke særlig lyse. Det betyder, at de må være meget små. Det eneste tidspunkt, hvor stjerner bliver så små, er, når de dør. Det betyder, at de er et af de sidste trin i en stjernes død. Astronomer så, at alle planetariske tåger udvider sig. Det betød, at de blev forårsaget af, at en stjernes yderste lag blev kastet ud i rummet ved slutningen af dens liv.

NGC 7293, Helix-næbelen


NGC 2392, Eskimo-nebelen

Oprindelser

Stjerner, der vejer mere end otte solmasser, vil blive til supernovaer. Stjerner med mindre masse vil danne planetariske tåger. Efter milliarder af års stjerneudvikling vil en stjerne ikke have mere brint. Dette gør stjernens overflade koldere og gør kernen mindre. Solens kerne er ca. 15 millioner grader Kelvin. Når den løber tør for brint, vil den mindre kerne få den til at stige til omkring 100 millioner grader Kelvin.

Stjernens ydre lag bliver meget større på grund af kernevarmen og bliver meget koldere. Stjernen bliver en rød kæmpe. Kernen bliver endnu mindre og varmere. Når den når op på 100 millioner K, begynder helium at smelte til kulstof og ilt. Når dette sker, holder kernen op med at skrumpe. Heliumforbrænding danner snart en kerne af kulstof og ilt med både en helium- og en brintskal omkring den.

Da helium i fusionsreaktioner ikke er særlig stabilt, begynder kernen at vokse og krympe meget hurtigt. Kraftige stjernestorme blæser gassen og plasmaet i stjernens yderste lag udad. Disse gasser danner en sky omkring stjernens kerne. Efterhånden som mere og mere af gassen bevæger sig væk fra stjernen, sendes dybere og dybere lag med højere og højere temperaturer ud. Når gassen opvarmes til omkring 30.000 grader kelvin, begynder gassen at gløde. Skyen er da blevet til en planetarisk tåge.

Tal og position

Vi kender omkring 3.000 af disse tåger i vores galakse, sammenlignet med 200 milliarder stjerner. Deres meget korte levetid sammenlignet med en stjerne er grunden til, at der ikke er så mange af dem i forhold til stjerner. De findes mest i Mælkevejens plan, og der er flere og flere, jo tættere man kommer på Mælkevejens centrum.

Shape

Kun omkring tyve procent af de planetariske tåger er kugler (som Abell 39). Resten af dem har forskellige former. Man forstår ikke årsagen til disse former. Det kan skyldes gravitationskraften fra sekundære stjerner (f.eks. hvis der er tale om et binært stjernesystem). En anden teori er, at planeter i nærheden af stjernen kan ændre den måde, hvorpå tågen dannes. En tredje teori er, at magnetfelter forårsager formerne. [1].

Problemer

Et problem ved studiet af planetariske tåger er, at astronomerne ikke altid kan regne ud, hvor langt væk de er. Når de er tæt på, bruger astronomerne noget, der kaldes ekspansionsparallakse, til at vurdere, hvor langt væk de er, men det tager lang tid. Hvis de ikke er tæt på, er der endnu ikke en god måde at finde ud af, hvor langt væk de er.

Relaterede sider

• Interstellært medium
• Nebula
• Stjernernes udvikling
• Hvid dværg