Astrofysica: het leven van een ster (Mei 2024)
Planetaire nevel, een klasse van heldere nevels die uitdijende schalen van lichtgevend gas zijn, uitgestoten door stervende sterren. Ze zijn telescopisch waargenomen en hebben een relatief rond compact uiterlijk in plaats van de chaotische fragmentarische vormen van andere nevels - vandaar hun naam, die werd gegeven vanwege hun gelijkenis met planetaire schijven wanneer ze werden bekeken met de instrumenten van de late jaren 1700, toen de eerste planetaire nevels waren ontdekt.
Er wordt aangenomen dat er in het Melkwegstelsel ongeveer 20.000 objecten zijn die planetaire nevels worden genoemd, die elk relatief recent gas uit een centrale ster verdreven, heel laat in zijn evolutie. Vanwege de verduistering van stof in de Melkweg zijn er slechts ongeveer 1.800 planetaire nevels gecatalogiseerd. Planetaire nevels zijn belangrijke bronnen van gas in het interstellaire medium.
Vormen en structuur
Vergeleken met diffuse nevels (zie H II-gebied), zijn planetaire nevels kleine objecten met een straal van typisch 1 lichtjaar en met een gasmassa van ongeveer 0,3 zonsmassa. Een van de grootste bekende planetaire nevels, de Helixnevel (NGC 7293) in het sterrenbeeld Waterman, onderlijnt een hoek van ongeveer 20 boogminuten - tweederde van de hoekgrootte van de Maan. Planetaire nevels zijn aanzienlijk dichter dan de meeste H II-gebieden, bevatten typisch 1.000-10.000 atomen per kubieke cm binnen hun dichte gebieden en hebben een oppervlaktehelderheid die 1000 keer groter is. Velen zijn zo ver weg dat ze er stellair uitzien als ze direct worden gefotografeerd, maar de opvallende voorbeelden hebben een hoekgrootte tot 20 minuten boogbreedte, waarbij 10 tot 30 seconden boogboog gebruikelijk is. Degenen die een heldere schijf te laten zien veel meer reguliere vormen dan de chaotische gebieden H II, maar er zijn nog meestal een helderheid van schommelingen in de schijf. De planetairen hebben over het algemeen regelmatige, scherpe buitengrenzen; vaak hebben ze ook een relatief regelmatige binnengrens, waardoor ze eruitzien als een ring. Velen hebben twee lobben van helder materiaal, die lijken op bogen van een cirkel, verbonden door een brug, die enigszins lijkt op de letter Z.
Meest planeetgeesten tonen een centrale ster, genaamd de kern, die de ultraviolette straling die nodig is voor het ioniseren van het gas in de ring of shell eromheen verschaft. Die sterren behoren tot de heetste die bekend zijn en bevinden zich in een staat van relatief snelle evolutie.
Net als bij H II-gebieden verbergt de algehele structurele regelmaat grootschalige schommelingen in dichtheid, temperatuur en chemische samenstelling. Afbeeldingen met een hoge resolutie van een planetaire nevel onthullen meestal kleine knopen en filamenten tot aan de resolutielimiet. Het spectrum van de planetaire nevel is in wezen hetzelfde als dat van het H II-gebied; het bevat heldere lijnen van waterstof- en heliumrecombinaties en de heldere, door botsingen opgewekte verboden lijnen en zwakke recombinatielijnen van andere ionen. (Recombinatie is het proces waarbij een atoom in een hoog excitatiestadium een elektron met een lagere energie vangt en vervolgens in een lager excitatiestadium zakt.) De centrale sterren vertonen een veel groter temperatuurbereik dan die in H II-gebieden, variërend van relatief koel (25.000 K) tot enkele van de heetste bekende (200.000 K). In de nevels met hete sterren is het grootste deel van het helium dubbel geïoniseerd en bestaan er aanzienlijke hoeveelheden vijfvoudig geïoniseerde zuurstof en argon en viervoudig geïoniseerd neon. In H II-gebieden is helium voornamelijk eenmaal geïoniseerd en neon en argon slechts één of twee keer. Dit verschil in de toestand van de atomen is het gevolg van de temperatuur van de planetaire kern (tot ongeveer 150.000 K), die veel hoger is dan die van de opwindende ster van de H II-gebieden (minder dan 60.000 K voor een O-ster, de heetste). Hoge ionisatiestadia bevinden zich dicht bij de centrale ster. De zeldzame zware ionen, in plaats van waterstof, absorberen de fotonen van enkele honderden elektronvolt energieën. Buiten een bepaalde afstand van de centrale ster zijn alle fotonen van energie geabsorbeerd die voldoende zijn om een bepaalde soort ion te ioniseren, en die soort kan daarom niet verder weg bestaan. Gedetailleerde theoretische berekeningen hebben eerder met succes voorspelde de spectra van de best waargenomen nevels.
De spectra van planetaire nevels onthullen een ander interessant feit: ze breiden zich uit vanaf de centrale ster met een snelheid van 24-56 km (15-35 mijl) per seconde. De zwaartekracht van de ster is vrij klein op de afstand van de schaal tot de ster, dus de schaal zal zijn expansie voortzetten totdat hij uiteindelijk opgaat in het interstellaire gas eromheen. De uitzetting is evenredig met de afstand tot de centrale ster, consistent met het feit dat de hele gasmassa op een korte periode uit de ster is uitgestoten in een soort instabiliteit.
De afstanden van de planetaire nevels
Het schatten van de afstand tot een bepaalde planetaire nevel is een uitdaging vanwege de verscheidenheid aan vormen en massa's van het geïoniseerde gas. Er is onzekerheid over de hoeveelheid ioniserende straling van de centrale ster die uit de nevel ontsnapt en de hoeveelheid heet materiaal met een lage dichtheid dat een deel van het volume vult maar geen merkbare straling afgeeft. Planetaire nevels zijn dus geen homogene klasse van objecten.
Afstanden worden geschat door metingen uit te voeren voor ongeveer 40 objecten die toevallig bijzonder gunstige eigenschappen hebben. De gunstige eigenschappen houden verband met associatie met andere objecten waarvan de afstand onafhankelijk kan worden geschat, zoals lidmaatschap van een sterrencluster of associatie met een ster met bekende eigenschappen. Statistische methoden, gekalibreerd door deze objecten, leveren ruwe schattingen (ongeveer 30 procent fouten) van afstanden voor alle andere. Bij de statistische methode wordt ervan uitgegaan dat alle schalen vergelijkbare massa's hebben wanneer de hele schil is geïoniseerd en corrigeert voor de fractie die voor de rest neutraal is.
Uit de best beschikbare afstandsbepaling kan de ware grootte van elke nevel worden afgeleid uit de hoekmaat. Meestal zijn planetaire nevels enkele tienden van een lichtjaar in straal. Als deze afstand wordt gedeeld door de expansiesnelheid, wordt de leeftijd van de nevel sinds het uitwerpen verkregen. Waarden lopen op tot ongeveer 30.000 jaar, waarna de nevel zo zwak is dat hij niet kan worden onderscheiden van het omringende interstellaire gas. Deze levensduur is veel korter dan de levensduur van de oudersterren, dus de nevelfase is relatief kort.
