Planetární mlhovina

21. září 2007 v 14:49 | Pavel Smrčiak |  vesmír
Planetární mlhovina je astronomický objekt skládající se z přibližně kulové zářící obálky plynů tvořený jistými typy hvězd na konci jejich života. Tento pojem nemá žádnou souvislost s planetami: název pochází z domnělé podobnosti se vzhledem obřích planet. Jev netrvá dlouho, trvá jen několik tisíc let z typického života hvězdy dosahujícího několik miliard let. V naší Galaxii známe asi 1 500 těchto objektů.
Planetární mlhoviny jsou důležitými astronomickými objekty, poněvadž hrají klíčovou roli v chemickém vývoji galaxie, vracejí materiál do mezihvězdného prostoru a obohacují jej tak o těžké prvky, produkty jaderné syntézy. V jiných galaxiích jsou planetární mlhoviny jedinými pozorovatelnými objekty poskytujícími informace o chemickém složení.
V posledních letech přinesl Hubbleův vesmírný dalekohled snímky, které odhalily, že mnoho planetárních mlhovin má velmi složitou a různorodou morfologii. Mechanismu vzniku tak široké palety tvarů a rysů dosud nebylo zcela porozuměno.
Původ
Planetární mlhoviny jsou konečným stádiem vývoje většiny hvězd. Naše Slunce je velmi průměrnou hvězdou a pouze malé množství hvězd má mnohem větší hmotnost než ono. Hvězdy mající více než několik slunečních hmotností končí svůj život při dramatické explozi supernovy, ale průměrné a méně hmotné hvězdy na konci vytvářejí planetární mlhovinu.
Typická hvězda vážící méně než dvojnásobek hmotnosti Slunce stráví většinu svého života zářením produkovaným nukleární fúzí, která přeměňuje vodík na hélium v jejím jádře. Energie uvolňovaná fúzními reakcemi zabraňuje gravitačnímu kolapsu hvězdy a hvězda je proto stabilní.
po několika miliardách let hvězda vyčerpá své zásoby vodíku a v jádře už není dost energie, která by mohla bránit tlaku vnějších vrstev. Jádro se proto smršťuje a zahřívá. Dnešní sluneční jádro má teplotu 15 miliónů K, jakmile však vyčerpá svůj vodík, smršťování jádra zvýší teplotu asi na 100 miliónů K.
Vnější vrstvy hvězdy se naopak díky velmi vysoké teplotě předávané z jádra enormně rozepnou a poté stanou mnohem chladnější. Hvězda se změní v rudého obra. Jádro hvězdy pokračuje ve smršťování a zahřívání, jakmile však teplota dosáhne 100 miliónů K, jádra hélia se začnou spojovat a vzniká tak uhlík a kyslík. Obnovení fúzních reakcí zastaví kontrakci jádra hvězdy. Hoření hélia brzy vytvoří inertní jádro hvězdy z uhlíku a kyslíku obklopené slupkou hélia.
Fúze hélia je extrémně citlivá na teplotu s reakční rychlostí úměrnou T40. To znamená, že pouhý 2 % nárůst teploty více než zdvojnásobí rychlost reakcí. To činí hvězdu velmi nestabilní - malé zvýšení teploty vede k prudkému nárůstu rychlosti reakcí, což uvolní velké množství energie dále zvyšující teplotu. Héliová hořící slupka rychle expanduje a ochladí se, což opět sníží rychlost reakcí. To vytváří mohutné pulsace, které se časem stanou dostatečně mohutnými na to, aby odhodily celou hvězdnou atmosféru do prostoru [3].
Vyvržené plyny se zformují v mrak materiálu kolem nyní již obnaženého jádra hvězdy. Jak se stále větší a větší část atmosféry vzdaluje od hvězdy, jsou obnažovány stále hlubší a hlubší vrstvy o vyšší a vyšší teplotě. Jakmile obnažený povrch dosáhne teploty 30 000 K, začne se uvolňovat dost ultrafialových fotonů, aby došlo k ionizaci vyvržené atmosféry, což způsobí její svit. Mrak se stane planetární mlhovinou.
Životnost mlhovin
Plyny planetárních mlhovin se pohybují od centrální hvězdy rychlostí několika kilometrů za sekundu. Ve stejné chvíli, kdy plyny expandují, se centrální hvězda ochlazuje, jak vyzařuje svou energii - fúzní reakce se zastavují, protože hvězda není dostatečně hmotná, aby dosáhla teploty jádra nutné pro fúzi uhlíku a kyslíku. Nakonec se ochladí natolik, že není schopna vydávat dost ultrafialového záření, aby udržela vzdalující se plyny ionizované. Hvězda se stane bílým trpaslíkem a atomy a molekuly plynného mraku se rekombinují, čímž se pro nás stanou neviditelnými.
Galaktická recyklace
Planetární mlhoviny hrají velmi důležitou roli v galaktické evoluci. Raný vesmír se skládal téměř kompletně pouze z vodíku a hélia, těžší prvky je možno vytvořit pomocí nukleární fúze pouze ve hvězdách. Plyny z planetárních mlhovin obsahují velký podíl prvků jako uhlík, dusík a kyslík, a jakmile se dostatečně rozepnou a dostanou do mězihvězdného prostoru, obohacují jej těžšími prvky, astronomy souhrnně nazývanými kovy.
Následující generace hvězd, která se zformovala, obsahovala již od počátku těžší prvky. Ačkoliv jsou tyto těžší prvky pouze malou částí hvězdy, mají významný dopad na její vývoj. Hvězdy vytvořené velmi brzy po počátku vesmíru, obsahující extrémně malé množství těžších prvků, jsou známy jako hvězdy populace II (hvězdy 1. generace), zatímco mladší hvězdy s vyšším podílem těžších prvků jsou známy jako hvězdy populace I (hvězdy 2. generace).
Fyzikální vlastnosti
Typická planetární mlhovina má zhruba světelný rok na délku a obsahuje extrémně zředěný plyn s hustotou obvykle kolem 1000 částic v cm3 - takže je asi biliarda-krát řidší než zemská atmosféra. Mladší planetární mlhoviny mají větší hustotu, někdy i vyšší než 106 částic na cm3. Jak mlhovina stárne, její rozpínání způsobuje snižování hustoty.
Záření z centrální hvězdy ohřívá plyny na teploty asi 10 000 K. Navzdory intuici se teplota plynů se vzrůstající vzdáleností od centrální hvězdy zvyšuje. Čím energetičtější je foton, tím obtížněji je absorbovatelný a proto jsou nízkoenergetické fotony prvními, které jsou absorbovány. Ve vnějších objemnějších částech mlhoviny jsou nízkoenergetické fotony již pohlceny a zbývající vysokoenergetické fotony dávají mnohem vyšší teploty.
Mlhoviny lze popisovat jako ohraničené zářením nebo ohraničené hmotou. V prvním případě je kolem hvězdy tolik hmoty, že jsou všechny její ultrafialové fotony absorbovány a viditelná mlhovina je obklopena množstvím neionizovaného plynu. V druhém případě vyzařuje centrální hvězda dost ultrafialového záření, aby ionizovala všechen okolní plyn.
Počet a rozdělení
V současné době v naší Galaxii, která se skládá z více než 200 miliard hvězd, známe asi 1 500 planetárních mlhovin. Jejich vzácnost je dána jejich velmi krátkým životem ve srovnání s celkovou délkou života hvězdy. Nacházejí se většinou poblíž roviny Mléčné dráhy s největší koncentrací poblíž galaktického centra. Jen velmi výjimečně je lze vidět ve hvězdokupách, pouze v jednom nebo dvou případech.
Přestože CCD prvky v moderní astronomii téměř úplně nahradily fotografický film, poslední průzkumy, které významně zvýšily počet známých planetárních mlhovin, používaly film Kodak Technical Pan spolu s velmi kvalitním filtrem izolujícím nejsvětlejší emisní čáry vodíku, které silně emitují téměř všechny planetární mlhoviny.
 

Buď první, kdo ohodnotí tento článek.

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama