Planetārais miglājs

Novērojumi

Planetārās miglājiņas nav ļoti spilgtas. Neviena no tām nav pietiekami spilgta, lai to varētu saskatīt bez teleskopa. Pirmā tika atklāta Dumbelasmiglāja. Astronomi nezināja, kas ir šie objekti, līdz 1800. gadā tika veikti pirmie spektroskopiskie eksperimenti. Viljams Huginss izmantoja prizmu, lai aplūkotu galaktikas. Viņš pamanīja, ka tās ļoti līdzinās zvaigznēm.

Kad viņš paskatījās uz Kaķa acs miglāju, tā vairs neizskatījās tāda pati. Viņš ieraudzīja emisijas līniju vietā, ko neviens iepriekš nebija redzējis. Tas nozīmēja, ka tā izskatījās pēc elementa, ko neviens iepriekš nebija redzējis. Zinātnieki domāja, ka tas varētu būt jauns elements. Viņi nolēma to nosaukt par nebuliju.

Vēlāk fiziķi pierādīja, ka ir iespējams, ka gāzes ar ļoti zemu blīvumu izskatās kā kaut kas cits. Izrādījās, ka gāze, ko viņi pētīja, bija skābeklis, nevis miglājs.

Zvaigznes planetārajās miglājumos ir ļoti karstas. Tomēr tās nav ļoti spilgtas. Tas nozīmē, ka tām jābūt ļoti mazām. Vienīgā reize, kad zvaigznes kļūst tik mazas, ir tad, kad tās mirst. Tas nozīmē, ka tās ir viens no pēdējiem zvaigznes nāves posmiem. Astronomi novēroja, ka visas planetārās miglājiņas paplašinās. Tas nozīmēja, ka tās ir radušās, zvaigznes ārējiem slāņiem savas dzīves beigās izmetoties kosmosā.

NGC 7293, Spirālveida miglāja


NGC 2392, Eskimosu miglāja

Izcelsme

Zvaigznes, kuru masa pārsniedz astoņas Saules masas, kļūs par supernovām. Zvaigznes ar mazāku masu veidos planetārās miglājus. Pēc miljardiem gadu ilgas zvaigžņu evolūcijas zvaigznei vairs nebūs ūdeņraža. Tas padara zvaigznes virsmu aukstāku, bet kodolu - mazāku. Saules kodola temperatūra ir aptuveni 15 miljoni Kelvina grādu. Kad tajā beigsies ūdeņradis, mazāka kodola dēļ tā temperatūra paaugstināsies līdz aptuveni 100 miljoniem Kelvina grādu.

Zvaigznes ārējie slāņi kodola karstuma dēļ kļūst daudz lielāki un daudz vēsāki. Zvaigzne kļūst par sarkano milzi. Kodols kļūst vēl mazāks un karstāks. Kad tā temperatūra sasniedz 100 miljonus K, hēlijs sāk kausēties oglī un skābeklī. Kad tas notiek, kodols pārstāj sarauties. Dedzinoties hēlijam, drīz vien veidojas oglekļa un skābekļa kodols, kuru ieskauj gan hēlija, gan ūdeņraža apvalks.

Tā kā hēlijs kodolsintēzes reakcijās nav ļoti stabils, kodols sāk ļoti ātri augt un sarauties. Spēcīgi zvaigžņu vēji pūš gāzi un plazmu zvaigznes ārējā slānī uz āru. Šīs gāzes veido mākoni ap zvaigznes kodolu. Aizvien vairāk gāzei attālinoties no zvaigznes, aizvien dziļāki slāņi ar aizvien augstāku temperatūru tiek sūtīti ārā. Kad gāze sakarst līdz aptuveni 30 000 grādiem pēc Kelvina, tā sāk spīdēt. Tad mākonis ir kļuvis par planetāro miglāju.

Skaitļi un pozīcija

Mūsu galaktikā ir aptuveni 3000 šādu miglāju, salīdzinot ar 200 miljardiem zvaigžņu. To ļoti īsais mūžs, salīdzinot ar zvaigznēm, ir iemesls, kāpēc to nav tik daudz salīdzinājumā ar zvaigznēm. Tās galvenokārt ir sastopamas Piena Ceļa plaknē, un, jo tuvāk Piena Ceļa centram, jo vairāk to ir.

Forma

Tikai aptuveni divdesmit procenti planetāro miglāju ir sfēras (piemēram, Abell 39). Pārējām ir dažādas formas. Šādu formu iemesls nav noskaidrots. Iespējams, ka to izraisa sekundāro zvaigžņu gravitācijas vilkme (piemēram, ja tā ir divzvaigžņu sistēma). Otra teorija ir tāda, ka zvaigznes tuvumā esošās planētas varētu mainīt miglāju veidošanos. Trešā teorija ir tāda, ka formas veido magnētiskie lauki. [1].

Problēmas

Problēma, pētot planētu miglājus, ir tā, ka astronomi ne vienmēr var noteikt, cik tālu tie atrodas. Ja tās ir tuvu, astronomi izmanto tā saukto izplešanās paralaksu, lai novērtētu, cik tālu tās atrodas, taču tas prasa ilgu laiku. Ja tās nav tuvu, pagaidām nav laba veida, kā noteikt, cik tālu tās atrodas.

Saistītās lapas

• Starpzvaigžņu vide
• Miglāja
• Zvaigžņu evolūcija
• Baltais punduris