Planetární mlhovina

Planetární mlhoviny nejsou příliš jasné. Žádná z nich není dostatečně jasná, abyste ji viděli bez dalekohledu. Jako první byla objevena mlhovinaDumbbell. Astronomové nevěděli, co jsou tyto objekty zač, dokud nebyly v 19. století provedeny první spektroskopické experimenty. William Huggins použil k pozorování galaxií hranol. Všiml si, že se velmi podobají hvězdám.

Když se podíval na mlhovinu Kočičí oko, nevypadala stejně. Spatřil emisní čáru v místě, které nikdo předtím neviděl. To znamenalo, že vypadá jako prvek, který ještě nikdo nikdy neviděl. Vědci se domnívali, že by mohlo jít o nový prvek. Rozhodli se ho nazvat nebulium.

Později fyzici ukázali, že je možné, aby plyny s velmi nízkou hustotou vypadaly jako něco jiného. Ukázalo se, že plyn, na který se dívali, byl kyslík, a ne mlhovina.

Hvězdy v planetárních mlhovinách jsou velmi horké. Nejsou však příliš jasné. To znamená, že musí být velmi malé. Takto malé jsou hvězdy pouze tehdy, když umírají. To znamená, že jsou jedním z posledních kroků při zániku hvězdy. Astronomové si všimli, že všechny planetární mlhoviny se rozpínají. To znamená, že vznikly vyvržením vnějších vrstev hvězdy do vesmíru na konci jejího života.

Hvězdy o hmotnosti vyšší než osm hmotností Slunce se stanou supernovami. Hvězdy s menší hmotností vytvoří planetární mlhoviny. Po miliardách let hvězdného vývoje už hvězda nebude mít žádný vodík. Povrch hvězdy je proto chladnější a jádro se zmenšuje. Jádro Slunce má teplotu asi 15 milionů stupňů Kelvina. Až mu dojde vodík, menší jádro způsobí, že jeho teplota stoupne asi na 100 milionů stupňů Kelvina.

Vnější vrstvy hvězdy se vlivem tepla z jádra zvětšují a stávají se mnohem chladnějšími. Hvězda se stává červeným obrem. Jádro se ještě více zmenší a zahřeje. Když dosáhne teploty 100 milionů K, začne se helium slučovat na uhlík a kyslík. Když k tomu dojde, jádro se přestane smršťovat. Hořením helia se brzy vytvoří jádro z uhlíku a kyslíku, které obklopuje jak heliová, tak vodíková slupka.

Vzhledem k tomu, že helium v termojaderných reakcích není příliš stabilní, jádro se začne velmi rychle zvětšovat a zmenšovat. Silný hvězdný vítr vyfukuje plyn a plazmu ve vnější vrstvě hvězdy směrem ven. Tyto plyny vytvářejí kolem jádra hvězdy oblak. Jak se stále větší část plynu vzdaluje od hvězdy, posílá ven stále hlubší a hlubší vrstvy o stále vyšších teplotách. Když se plyn zahřeje na teplotu kolem 30 000 stupňů kelvinů, začne zářit. Z oblaku se pak stane planetární mlhovina.

V naší galaxii známe asi 3 000 takových mlhovin, zatímco hvězd je 200 miliard. Jejich velmi krátká životnost ve srovnání s hvězdami je důvodem, proč jich není tolik ve srovnání s hvězdami. Nacházejí se převážně v rovině Mléčné dráhy a je jich tím více, čím blíže ke středu Mléčné dráhy se nacházíme.

Pouze asi dvacet procent planetárních mlhovin jsou koule (jako Abell 39). Zbytek má různé tvary. Důvod těchto tvarů není znám. Může to být způsobeno gravitačním působením sekundárních hvězd (například pokud se jedná o dvojhvězdný systém). Druhou teorií je, že planety v blízkosti hvězdy mohou měnit způsob, jakým se mlhovina formuje. Třetí teorií je, že tvary způsobují magnetická pole. [1].

Problém při studiu planetárních mlhovin spočívá v tom, že astronomové nemohou vždy zjistit, jak jsou daleko. Pokud jsou blízko, astronomové používají k odhadu jejich vzdálenosti takzvanou expanzní paralaxu, což však trvá dlouho. Pokud nejsou blízko, neexistuje zatím dobrý způsob, jak zjistit, jak jsou vzdálené.

• Mezihvězdné prostředí
• Mlhovina
• Hvězdný vývoj
• Bílý trpaslík