Planetaarinen sumu

Havainnot

Planeettojen tähtisumut eivät ole kovin kirkkaita. Yksikään niistä ei ole niin kirkas, että sen voisi nähdä ilman kaukoputkea. Ensimmäinen löydetty oli Dumbbellintähtisumu. Tähtitieteilijät eivät tienneet, mitä nämä kohteet ovat, ennen kuin ensimmäiset spektroskooppiset kokeet tehtiin 1800-luvulla. William Huggins käytti prismaa galaksien tarkasteluun. Hän huomasi, että ne muistuttivat paljon tähtiä.

Kun hän katsoi Kissansilmän tähtisumua, se ei näyttänyt samalta. Hän näki emissioviivan paikassa, jota kukaan ei ollut ennen nähnyt. Tämä tarkoitti, että se näytti alkuaineelta, jota kukaan ei ollut koskaan aiemmin nähnyt. Tutkijat arvelivat, että kyseessä saattoi olla uusi alkuaine. He päättivät kutsua sitä nebuliumiksi.

Myöhemmin fyysikot osoittivat, että kaasut, joiden tiheys on hyvin pieni, voivat näyttää joltain muulta. Kävi ilmi, että kaasu, jota he tarkastelivat, oli happea eikä tähtisumua.

Planetaarisumujen tähdet ovat hyvin kuumia. Ne eivät kuitenkaan ole kovin kirkkaita. Tämä tarkoittaa, että niiden on oltava hyvin pieniä. Tähdet ovat niin pieniä vain silloin, kun ne kuolevat. Se tarkoittaa, että ne ovat yksi tähden kuoleman viimeisistä vaiheista. Tähtitieteilijät havaitsivat, että kaikki planeettasumut laajenevat. Tämä tarkoitti, että ne johtuvat tähden uloimpien kerrosten heittämisestä avaruuteen sen elämän loppuvaiheessa.

NGC 7293, Helix-sumu


NGC 2392, Eskimon tähtisumu

Origins

Yli kahdeksan auringon massaa painavista tähdistä tulee supernovia. Pienemmän massan tähdet muodostavat planeettasumuja. Miljardien vuosien tähtikehityksen jälkeen tähdessä ei ole enää vetyä. Tämä tekee tähden pinnasta kylmemmän ja ytimestä pienemmän. Auringon ytimen lämpötila on noin 15 miljoonaa kelviniä. Kun vety loppuu, pienempi ydin saa sen nousemaan noin 100 miljoonaan Kelvinin asteeseen.

Tähden ulommat kerrokset kasvavat paljon suuremmiksi ytimen lämmön vuoksi, ja niistä tulee paljon viileämpiä. Tähdestä tulee punainen jättiläinen. Ydin pienenee entisestään ja kuumenee. Kun se saavuttaa 100 miljoonan K asteen lämpötilan, helium alkaa fuusioitua hiileksi ja hapeksi. Kun tämä tapahtuu, ydin lakkaa kutistumasta. Heliumin palaminen muodostaa pian hiilestä ja hapesta koostuvan ytimen, jota ympäröi sekä helium- että vetykuori.

Koska fuusioreaktiossa oleva helium ei ole kovin stabiili, ydin alkaa kasvaa ja kutistua hyvin nopeasti. Voimakkaat tähtituulet puhaltavat tähden ulommassa kerroksessa olevaa kaasua ja plasmaa ulospäin. Nämä kaasut muodostavat pilven tähden ytimen ympärille. Kun yhä suurempi osa kaasusta siirtyy poispäin tähdestä, yhä syvempiä ja korkeammissa lämpötiloissa olevia kerroksia lähetetään ulos. Kun kaasu kuumenee noin 30 000 kelvinin lämpötilaan, kaasu alkaa hehkua. Silloin pilvestä on tullut planetaarinen tähtisumu.

Numerot ja sijainti

Tiedämme, että galaksissamme on noin 3 000 tällaista tähtisumua, kun taas tähtiä on 200 miljardia. Niiden hyvin lyhyt elinikä tähtiin verrattuna on syynä siihen, että niitä ei ole niin paljon verrattuna tähtiin. Niitä on eniten Linnunradan tasossa, ja niitä on yhä enemmän, mitä lähemmäs Linnunradan keskustaa mennään.

Shape

Vain noin kaksikymmentä prosenttia planeettasumuista on pallomaisia (kuten Abell 39). Loput niistä ovat erimuotoisia. Näiden muotojen syytä ei ymmärretä. Se voi johtua toissijaisten tähtien vetovoimasta (esimerkiksi jos kyseessä on kaksoistähtijärjestelmä). Toinen teoria on, että tähden lähellä olevat planeetat saattavat muuttaa tähtisumun muotoa. Kolmas teoria on, että magneettikentät aiheuttavat muodot. [1].

Ongelmat

Ongelmana planeettasumujen tutkimisessa on se, että tähtitieteilijät eivät aina pysty päättelemään, kuinka kaukana ne ovat. Kun ne ovat lähellä, tähtitieteilijät käyttävät laajenemisparallaksia arvioidakseen, kuinka kaukana ne ovat, mutta tämä vie kauan aikaa. Jos ne eivät ole lähellä, ei ole vielä olemassa hyvää tapaa selvittää, kuinka kaukana ne ovat.

Aiheeseen liittyvät sivut

• Tähtienvälinen väliaine
• Nebula
• Tähtien kehitys
• Valkoinen kääpiö