Planetáris köd

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

Az Abell 39 jelű objektum a gömbszimmetrikus planetáris ködök egyik legszebb példája.
Nagyít
Az Abell 39 jelű objektum a gömbszimmetrikus planetáris ködök egyik legszebb példája.

A planetáris köd gázból és plazmából álló világító burok, amely bizonyos típusú csillagok körül képződik, az életük vége felé ledobott gázfelhőből. Elnevezésük onnan ered, hogy a kisebb távcsövekben az óriásbolygókhoz (Jupiter, Szaturnusz) hasonlónak látszanak, de valójában semmi közük a bolygókhoz; csillagokból kilökődött anyagból alakulnak ki.

A Világegyetem többi objektumához képest nagyon rövid életűnek számítanak; alig néhány tízezer évig léteznek, a Tejútrendszerben jelenleg kb. 1500 darab ismert, közülük alig 50 gömbszimmetrikus alakú. A planetáris ködök nagy jelentőségűek a csillagászat számára, mivel a kialakulásuk, életük és haláluk során lejátszódó folyamatok vizsgálata segíti a Világegyetem fejlődésének megértését.

Tartalomjegyzék

[szerkesztés] Megfigyelésük története

A planetáris ködök jellemzően halvány objektumok, egyikük sem látható szabad szemmel. Az elsőt, a Súlyzó-ködöt 1764-ben fedezte fel Charles Messier és M27 jelzéssel felvette a katalógusába, de a leghíresebb az 1779-ben felfedezett Gyűrűs-köd. A korai megfigyelők viszonylag kis nagyítású távcsöveikkel nem tudták megállapítani ezeknek az objektumoknak a pontos mibenlétét; a gázokból álló óriásbolygókhoz hasonló megjelenésük miatt William Herschel, az Uránusz bolygó felfedezője nevezte el őket planetáris ködöknek, habár már ő is tisztában volt vele, hogy megjelenésük ellenére sem lehetnek bolygók.

Ez a bizonytalanság fennmaradt egészen spektroszkópiai vizsgálatok megjelenéséig, a 19. század közepéig. William Huggins egyike volt az első csillagászoknak, akik égitestek színképét tanulmányozták; prizmával bontva azok fényét. Csillagok színképének vizsgálat során azt tapasztalta, hogy a folytonos spektrumot helyenként sötét vonalak szakítják meg, és hasonló vonalakat talált a később galaxisnak nevezett objektumok színképeiben is.

A Macskaszem-köd a Sárkány csillagképben az egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd.
Nagyít
A Macskaszem-köd a Sárkány csillagképben az egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd.

Azonban a Macskaszem-köd esetében egy egészen másmilyen spektrumra bukkant; olyanra ami csak kis számú emissziós vonalat tartalmazott, akárcsak a többi hasonló köd. A legfényesebb vonalat az 500,7 nanométeres hullámhosszon találta, és ez nem származhatott egyik ismert anyagtól sem. Kezdetben úgy hitték, hogy egy új elemről van szó, amit nebuliumnak neveztek el, hasonlóan a Nap színképelemezése során 1868-ban felfedezett héliumhoz. De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a Földön is, nebuliumot viszont nem. Henry Russell a 20. század elején felvette, hogy az 500,7 nanométeres hullámhosszon látható sötét vonalat nem egy új elem okozza, hanem egy már ismert elem, ami szokatlan állapotban van.

Az 1920-as években fizikusok bebizonyították, hogy a rendkívül alacsony sűrűségű gázokban a elektronok ellepik és ezzel gerjesztik az atomok és ionok metastabil energiaszintjeit, de ez a gerjesztettség sűrűbb közegben megszűnik. Ezen energiaszintek közötti elektronátmenetek okozzák, hogy az oxigén emissziós vonala az 500,7 nanométeres hullámhosszon jelenik meg. Ezeket a kizárólag nagyon alacsony sűrűségű gázokban előforduló színképvonalakat nevezik tiltott vonalaknak, a planetáris ködök pedig kivétel nélkül az ezek megjelenéséhez szükséges, igen ritkás gázokból állnak.

A planetáris ködök központi csillagai jellemzően nagyon forrók, de mivel a luminozitásuk alacsony, a méretüknek is kicsinek kell lennie. Ilyen kicsi csillagok akkor jönnek létre, amikor az átlagos csillagok életük végén - elhasználva a nukleáris fűtőanyagukat - összeroskadnak. Ez alapján jöttek rá, hogy a planetáris ködök a csillagfejlődés végső állomását jelentik. A színképelemzések továbbá azt is megmutatták, hogy ezek az objektumok tágulnak, így kézenfekvőnek tűnt az elképzelés, hogy a csillagok külső rétegeinek leszakadásából jönnek létre.

A megfigyelő berendezések folyamatos fejlődésének köszönhetően egyre jobban megismerhetővé vállnak a planetáris ködök. Az űrtávcsövek segítségével a földi megfigyelők számára láthatatlan infravörös és ultraibolya színképtartományokban végzett vizsgálatokkal jobban megismerhető a hőmérsékletük, sűrűségük. A Hubble-űrtávcső felvételein jól látszik, hogy a Földről - a légkör zavaró hatása miatt - egyszerűnek tűnő objektumok valójában rendkívül összetett szerkezettel rendelkeznek.

[szerkesztés] Kialakulásuk

A planetáris köd a legtöbb csillag fejlődésének végső állomása. A Chandrasekhar-határ feletti, tehát 1,43 naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos szupernóva-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő hidrogén magfúzióval átalakul héliummá; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon.

A Gyűrűs-köd a Lant csillagképben az egyik legismertebb planetáris köd.
Nagyít
A Gyűrűs-köd a Lant csillagképben az egyik legismertebb planetáris köd.

Néhány milliárd év után azonban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. Korábban a felső rétegekből beáramló friss hidrogéntömegek lehűtötték a magot, de ezen hűtő hatású tömegek elfogyása miatt a csillag magja forrósodni kezd; hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió kelvinre is nőhet.

A mag felhevülése miatt a csillag külső rétegei is forrósodni, majd emiatt tágulni kezdenek; a felfúvódással egy vörös óriás jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során szén és oxigén atomok jönnek létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét; ennek során szintén (hő)energia szabadul fel ami tovább gerjeszti a reakciót. A mélyben végbemenő gyors és igen erőteljes felhevülés miatt a legkülső, hideg (alig 3000 kelvines) rétegek leszakadnak a csillagról.

A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A hideg anyagtömegek távozásával a csillag felszíne is fel tud melegedni, és amikor meghaladja a 30000 kelvint akkor már elegendő ultraibolya sugárzást tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.

[szerkesztés] Élettartamuk

A planetáris ködben található gázok néhány km/s sebességgel távolodnak a központi csillagtól. A gázburok tágulásával párhuzamosan a csillag fokozatosan lehűl, mivel az energiáját elsugározta; a magfúzió pedig megszűnik, mert már nincs meg az ahhoz szükséges hőmérséklet. Előbb-utóbb annyira lehűl a csillag felszíne, hogy már nem tud elég ultraibolya sugárzás kibocsátani a gázburok ionizálásához. A csillag fehér törpévé alakul a köd pedig szertefoszlik és láthatatlanná válik. Egy tipikus planetáris köd kialakulása és megszűnése között általában 10000 év telik el.

[szerkesztés] Galaktikus újrahasznosítás

A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció számára. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, nitrogén és oxigén. A ködök szétszórják ezeket a - csillagászok által összefoglaló néven fémeknek nevezett - anyagokat. A fiatal, ún. I. populációs csillagok sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.

[szerkesztés] Tulajdonságaik

[szerkesztés] Fizikai tulajdonságaik

A Csiga-köd a legközelebbi planetáris köd; 450 fényévnyire, a Vízöntő csillagképben található.
Nagyít
A Csiga-köd a legközelebbi planetáris köd; 450 fényévnyire, a Vízöntő csillagképben található.

A legtöbb planetáris köd közel egy fényév átmérőjű, emiatt a sűrűségük nagyon alacsony; alig 1000 részecske köbcentiméterenként. A fiatal planetáris ködök sűrűsége még elérheti a 10·106 részecskét cm³-enként, de ahogy öregebbek lesznek, a tágulásuk miatt ez az érték erősen lecsökken.

A központi csillagból érkező sugárzás 10000 kelvin körülire növeli a gázburok hőmérsékletét. Meglepőnek tűnhet, hogy a planetáris ködöknek a csillagtól távolabb eső részei a legforróbbak. Ezt a jelenséget a fotonok abszorpciója okozza: mivel a alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagyenergiájúakkal csak a köd külső részein történik meg. Mivel pedig több energiát tartalmaznak, jobban felmelegítik az őket elnyelő gázokat.

A planetáris ködök szerkezete lehet anyag-kötött vagy sugárzás-kötött. Ezek a kifejezések - némileg megtévesztő módon - arra utalnak, hogy az első esetben a központi csillagból olyan sok UV-foton érkezik, hogy a köd teljes anyagát ionizálni tudják, a második esetben viszont kevés UV-sugárzás érkezik, ezért csak ionizációs hullámok haladnak át a semleges gázburkon. Mivel az átlagos planetáris ködök anyagának legnagyobb része ionizált (gyakorlatilag plazma állagú), ezért a mágneses mezők hatásai igen erősen jelentkeznek; például világító vonalak és plazma-instabilizációk formájában.

[szerkesztés] Számuk és eloszlásuk

Az erősen kétpólusú M2-9 jelű köd.
Nagyít
Az erősen kétpólusú M2-9 jelű köd.

A Tejútrendszerben található mintegy 200 milliárd csillag közül jelenleg csak 1500-ról tudjuk, hogy planetáris köddel rendelkezik. Az igen rövid élettartamuknak köszönhető, hogy ritka jelenségnek számítanak. A legtöbb a Tejútrendszer síkjában látható, azon belül pedig a galaxis magja körül helyezkednek el a legnagyobb koncentrációban. Csak nagyon ritkán fordulnak elő csillaghalmazokban, mindössze egy-két ilyen eset ismert.

Mivel a korszerű CCD-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért a legutóbbi felmérések során tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.

[szerkesztés] Morfológiájuk

Az általános értelemben vett planetáris köd szimmetrikus és közel gömb alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Mindössze néhány négyszögletes alakú létezik. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg a kettőscsillagok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős gravitációs kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a mágneses mezőknek és a csillagszélnek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában. 2005 januárjában csillagászok elsőként érzékeltek mágneses mezőt egy kettős planetáris köd központi csillaga körül, ami részben vagy egészében felelős lehet az objektum emlékezetes megjelenésért.

[szerkesztés] Látványosabb planetáris ködök

Különféle típusú planetáris ködök.
Nagyít
Különféle típusú planetáris ködök.

[szerkesztés] Külső hivatkozások

Commons
A Wikimedia Commons tartalmaz Planetáris köd témájú médiaállományokat.