Planetaire nevel

Planetaire nevel zijn niet erg helder. Geen van hen zijn helder genoeg om zonder telescoop te zien. De eerste die ontdekt werd was de Dumbbellnevel. Astronomen wisten niet wat deze objecten waren tot de eerste spectroscopische experimenten in de jaren 1800. William Huggins gebruikte een prisma om naar sterrenstelsels te kijken. Hij merkte dat ze veel op sterren leken.

Toen hij naar de Kattenoognevel keek, zag die er niet hetzelfde uit. Hij zag een emissielijn op een plek die niemand eerder had gezien. Dit betekende dat het eruit zag als een element dat niemand ooit eerder had gezien. Wetenschappers dachten dat het misschien een nieuw element was. Ze besloten het nebulium te noemen.

Later toonden natuurkundigen aan dat het mogelijk is dat gassen met een zeer lage dichtheid op iets anders lijken. Het bleek dat het gas waar ze naar keken zuurstof was, en niet nebulium.

De sterren in de planetaire nevels zijn erg heet. Ze zijn echter niet erg helder. Dat betekent dat ze erg klein moeten zijn. De enige keer dat sterren zo klein worden is als ze sterven. Dat betekent dat ze een van de laatste stappen zijn in de dood van een ster. Astronomen zagen dat alle planetaire nevel zich uitbreidt. Dat betekent dat ze veroorzaakt werden doordat de buitenste lagen van een ster aan het eind van zijn leven in de ruimte werden gegooid.

Sterren met een gewicht van meer dan acht zonnemassa's worden supernova's. Sterren van mindere massa zullen planetaire nevels vormen. Na miljarden jaren van stellaire evolutie zal een ster geen waterstof meer hebben. Dit maakt het oppervlak van de ster kouder, en maakt de kern kleiner. De kern van de zon is ongeveer 15 miljoen graden Kelvin. Als de waterstof opraakt, zal de kleinere kern tot ongeveer 100 miljoen graden Kelvin stijgen.

De buitenste lagen van de ster worden veel groter door de hitte van de kern, en worden veel koeler. De ster wordt een rode reus. De kern wordt nog kleiner en heter. Als het 100 miljoen K bereikt, begint helium te versmelten met koolstof en zuurstof. Als dit gebeurt, stopt de kern met krimpen. Helium dat brandt vormt al snel een kern van koolstof en zuurstof, met zowel een helium als een waterstofmantel eromheen.

Omdat helium in fusiereacties niet erg stabiel is, begint de kern zeer snel te groeien en te krimpen. Sterke stellaire winden blazen het gas en plasma in de buitenste laag van de ster naar buiten. Deze gassen vormen een wolk rond de kern van de ster. Naarmate het gas zich meer en meer van de ster verwijdert, worden steeds diepere lagen bij steeds hogere temperaturen naar buiten gestuurd. Wanneer het gas opwarmt tot ongeveer 30.000 graden kelvin, begint het gas te gloeien. De wolk is dan een planetaire nevel geworden.

We kennen ongeveer 3.000 van deze nevels in ons melkwegstelsel, vergeleken met 200 miljard sterren. Hun zeer korte levensduur in vergelijking met een ster is de reden waarom er niet zo veel zijn in vergelijking met sterren. Ze zijn vooral te vinden in het vlak van de Melkweg, en hoe dichter je bij het centrum van de Melkweg komt, hoe meer er zijn.

Slechts ongeveer twintig procent van de planetaire nevels zijn bollen (zoals Abell 39). De rest heeft verschillende vormen. De reden voor deze vormen wordt niet begrepen. Het kan zijn vanwege de zwaartekracht van secundaire sterren (bijvoorbeeld als het een dubbelstersysteem is). Een tweede theorie is dat planeten in de buurt van de ster de vorm van de nevel kunnen veranderen. Een derde theorie is dat magnetische velden de vormen veroorzaken. [1].

Een probleem bij het bestuderen van planetaire nevels is dat astronomen niet altijd kunnen bepalen hoe ver weg ze zijn. Als ze dichtbij zijn, gebruiken astronomen iets wat uitdijingsparallax wordt genoemd om in te schatten hoe ver weg ze zijn, maar dat duurt lang. Als ze niet dichtbij zijn, dan is er nog geen goede manier om uit te vinden hoe ver ze zijn.

• Interstellair medium
• Nebula
• Sterren evolutie
• Witte dwerg