Πλανητικό νεφέλωμα: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε

Ενδογραμμικά

Έκδοση από την 14:32, 14 Μαρτίου 2012

Ένας πλανητικό νεφέλωμα είναι ένα νεφέλωμα εκπομπής που αποτελείται από ένα επεκτεινόμενο κέλυφος ιονισμένου αερίου που αποβάλλεται κατά τη διάρκεια της φάσης του ασύμπτωτου κλάδου των γιγάντων κάποιων συγκεκριμένων άστρων στο τέλος της ζωής τους.^[1] Αυτό το όνομα προέρχεται από την πρώτη ανακάλυψή τους στον 18ο αιώνα^[2] εξαιτίας της ομοιότητάς τους με τους γίγαντες αερίων όταν φαίνονται από μικρά οπτικά τηλεσκόπια, αλλά στην πραγματικότητα δεν έχουν κάποια σχέση με τους πλανήτες του ηλιακού συστήματος.^[3] Είναι ένα σχετικά βραχύβιο φαινόμενο, που διαρκεί λίγες δεκάδες χιλιάδες χρόνια, σε σύγκριση με την τυπική διάρκεια ζωής ενός αστέρα, που φτάνει τα δισεκατομμύρια έτη.

Στο τέλος της ζωής του άστρου, κατά τη διάρκεια της φάσης του ερυθρού γίγαντα, τα εξώτερα στρώματά του απομακρύνονται μέσω παλμικών ταλαντώσεων και ισχυρού αστρικού ανέμου. Χωρίς αυτά τα αδιαφανή στρώματα, ο καυτός, φωτεινός πυρήνας εκπέμπει υπεριώδη ακτινοβολία που ιονίζει ^[1] τα αποβεβλημένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα. Αυτό το ιονισμένο κέλυφος αερίων ακτινοβολεί σαν πλανητικό νεφέλωμα.

Τα πλανητικά νεφελώματα μπορεί να παίζουν ένα κρίσιμο ρόλο στην χημική εξέλιξη ενός γαλαξία, επιστρέφοντας υλικό στο διαστρικό ενδιάμεσο που έχει εμπλουτιστεί με βαρύτερα στοιχεία και άλλα προϊόντα πυρηνοσύνθεσης (όπως άνθρακας, άζωτο, οξυγόνο και ασβέστιο). Σε μακρινότερους γαλαξίες, τα πλανητικά νεφελώματα μπορεί να είναι τα μόνα αντικείμενα που μπορούν να αναλυθούν για να αποφέρουν χρήσιμες πληροφορίες σχετικά με τις χημικές πυκνότητες.

Τα πρόσφατα χρόνια, το διαστημικό τηλεσκόπιο Χαμπλ έχει τραβήξει εικόνες που έχουν αποκαλύψει ότι πολλά πλανητικά νεφελώματσ έχουν ιδιαιτέρως σύνθετες και ποικίλες μορφολογίες. Περίπου το ένα πέμπτο είναι σφαιρικό, αλλά η πλειονότητα δεν είναι σφαιρικά συμμετρικά. Οι μηχανισμοί που παράγουν τέτοια μεγάλη ποικιλία σχημάτων και χαρακτηριστικών δεν έχει κατανοηθεί πλήρως, ίσως οι διπλοί κεντρικοί αστέρες, οι αστρικοί άνεμοι και τα μαγνητικά πεδία να παίζουν όλα μαζί κάποιο ρόλο.

Παραπομπές

↑ ^1,0 ^1,1 Frankowski & Soker 2009, σελίδες 654–8
↑ Kwok 2005, σελίδες 271–8
↑ Hubblesite.org 1997

Δειτε επίσης

εικονίδιο Αστρονομία

Πύλη Αστρονομία

Πηγές

Frankowski, Adam; Soker, Noam (November 2009), «Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae», New Astronomy 14 (8): 654–8, doi:10.1016/j.newast.2009.03.006, http://adsabs.harvard.edu/abs/2009NewA...14..654F
Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars, Hubblesite.org, December 17, 1997, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/38/background/, ανακτήθηκε στις 2008-08-09
Kwok, Sun (June 2005), «Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century», Journal of the Korean Astronomical Society 38 (2): 271–8, http://adsabs.harvard.edu/abs/2005JKAS...38..271K

Αυτό το λήμμα σχετικά με την αστρονομία χρειάζεται επέκταση. Μπορείτε να βοηθήσετε την Βικιπαίδεια επεκτείνοντάς το.

Πρότυπο:Link GA Πρότυπο:Link GA

Πρότυπο:Link FA Πρότυπο:Link FA Πρότυπο:Link FA Πρότυπο:Link FA Πρότυπο:Link FA Πρότυπο:Link FA

[Frankowskietal2009-1] 1,0 ^1,1 Frankowski & Soker 2009, σελίδες 654–8

[KwokJun2005-2] Kwok 2005, σελίδες 271–8

[hubbleSite1997-3] Hubblesite.org 1997

[1]

[2]

[3]

@@ Γραμμή 1: / Γραμμή 1: @@
 [[Αρχείο:NGC 7293.jpg|thumb|250px|Το [[νεφέλωμα της Έλικας]] είναι το λαμπρότερο πλανητικό νεφέλωμα στον γήινο ουρανό]]
-Ένας '''πλανητικό νεφέλωμα''' είναι ένα [[νεφέλωμα εκπομπής]] που αποτελείται από ένα επεκτεινόμενο κέλυφος [[ιόν|ιονισμένου αερίου]] που αποβάλλεται κατά τη διάρκεια της φάσης του [[ασύμπτωτος κλάδος|ασύμπτωτου κλάδου των γιγάντων]] κάποιων συγκεκριμένων άστρων στο τέλος της ζωής τους.<ref name="Frankowskietal2009">{{harvnb|Frankowski|Soker|2009|pp=654&ndash;8}}</ref> Αυτό το όνομα πορέρχεται από την πρώτη ανκάλυψή τους στον 18ο αιώνα<ref name=KwokJun2005>{{harvnb|Kwok|2005|pp=271&ndash;8}}</ref> εξαιτίας της ομοιότητάς τους με τους γίγαντες αερίων όταν φαίνοντας από μικρά [[οπτικό τηλεσκόπιο|οπτικά τηλεσκόπια]], αλλά στην πραγματικότητα δεν έχουν καποία σχέση με τους πλανήτες του [[ηλιακό σύστημα|ηλιακού συστήματος]].<ref name="hubbleSite1997">{{harvnb|Hubblesite.org|1997}}</ref> Είναι ένα σχετικά βραχύβιο φαινόμενο, που διαρκεί λίγες δεκάδες χιλιάδες χρόνια, σε σύγκριση με την τυπική διάρκεια ζωής ενός αστέρα, που φτάνει τα δισεκταομμύρια έτη.
+Ένας '''πλανητικό νεφέλωμα''' είναι ένα [[νεφέλωμα εκπομπής]] που αποτελείται από ένα επεκτεινόμενο κέλυφος [[ιόν|ιονισμένου αερίου]] που αποβάλλεται κατά τη διάρκεια της φάσης του [[ασύμπτωτος κλάδος|ασύμπτωτου κλάδου των γιγάντων]] κάποιων συγκεκριμένων άστρων στο τέλος της ζωής τους.<ref name="Frankowskietal2009">{{harvnb|Frankowski|Soker|2009|pp=654&ndash;8}}</ref> Αυτό το όνομα προέρχεται από την πρώτη ανακάλυψή τους στον 18ο αιώνα<ref name=KwokJun2005>{{harvnb|Kwok|2005|pp=271&ndash;8}}</ref> εξαιτίας της ομοιότητάς τους με τους γίγαντες αερίων όταν φαίνονται από μικρά [[οπτικό τηλεσκόπιο|οπτικά τηλεσκόπια]], αλλά στην πραγματικότητα δεν έχουν κάποια σχέση με τους πλανήτες του [[ηλιακό σύστημα|ηλιακού συστήματος]].<ref name="hubbleSite1997">{{harvnb|Hubblesite.org|1997}}</ref> Είναι ένα σχετικά βραχύβιο φαινόμενο, που διαρκεί λίγες δεκάδες χιλιάδες χρόνια, σε σύγκριση με την τυπική διάρκεια ζωής ενός αστέρα, που φτάνει τα δισεκατομμύρια έτη.
-Στο τέλος της ζωής του άστρου, κατα τη διάρκεια της φάσης του [[ερυθρός γίγαντας|ερυθρού γίγαντα]], τα εξώτερα στρώματά του απομακρύνονται μέσω παλμικών ταλαντώσεων και ισχυρού [[αστρικός άνεμος|αστρικού ανέμου]]. Χωρίς αυτά τα αδιαφανή στρώματα, ο καυτός, φωτεινός πυρήνας εκπέμπει [[υπεριώδης ακτινοβολία|υπεριώδη ακτινοβολία]] που ιονίζει <ref name="Frankowskietal2009" /> τα αποβεβλημένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα. Αυτό το ιονισμένο κέλυφος αερίων ακτινοβολεί σαν πλανητικό [[νεφέλωμα]].
+Στο τέλος της ζωής του άστρου, κατά τη διάρκεια της φάσης του [[ερυθρός γίγαντας|ερυθρού γίγαντα]], τα εξώτερα στρώματά του απομακρύνονται μέσω παλμικών ταλαντώσεων και ισχυρού [[αστρικός άνεμος|αστρικού ανέμου]]. Χωρίς αυτά τα αδιαφανή στρώματα, ο καυτός, φωτεινός πυρήνας εκπέμπει [[υπεριώδης ακτινοβολία|υπεριώδη ακτινοβολία]] που ιονίζει <ref name="Frankowskietal2009" /> τα αποβεβλημένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα. Αυτό το ιονισμένο κέλυφος αερίων ακτινοβολεί σαν πλανητικό [[νεφέλωμα]].
 Τα πλανητικά νεφελώματα μπορεί να παίζουν ένα κρίσιμο ρόλο στην [[χημεία|χημική]] εξέλιξη ενός γαλαξία, επιστρέφοντας υλικό στο [[διαστρικό ενδιάμεσο]] που έχει εμπλουτιστεί με βαρύτερα στοιχεία και άλλα προϊόντα [[πυρηνοσύνθεση]]ς (όπως [[άνθρακας]], [[άζωτο]], [[οξυγόνο]] και [[ασβέστιο]]). Σε μακρινότερους γαλαξίες, τα πλανητικά νεφελώματα μπορεί να είναι τα μόνα αντικείμενα που μπορούν να αναλυθούν για να αποφέρουν χρήσιμες πληροφορίες σχετικά με τις χημικές πυκνότητες.