Hvorfor øker ekspansjonshastigheten utover i planetariske tåker?

I analysen av planetariske tåkers ekspansjonshastighet finner vi et fascinerende avvik fra forventet enhetlig bevegelse i gasskyen. Observasjoner viser at forskjellige ioner beveger seg med ulike hastigheter, til tross for at de tilsynelatende befinner seg i samme gassmasse. Svakt ioniserte atomer som O I, O II, S II og N II ekspanderer raskere enn høyere ioniserte arter som [Ne III] og [O III], mens [Ne V]-linjer knapt viser tegn til ekspansjon. Hydrogenlinjer samsvarer omtrent med gjennomsnittshastigheten til [Ne III] og [O III].

Denne observasjonen strider mot forventningen om at alle komponentene i en felles gassmasse bør ha en felles hastighet grunnet gjensidig friksjon. I stedet må vi konkludere at de ulike ionene er fordelt i forskjellige lag eller soner, og at hvert lag ekspanderer med sin egen karakteristiske hastighet. De høyest ioniserte elementene befinner seg nærmest sentralstjernen, mens lavere ionisering forekommer lenger ute. Dette ioniseringsmønsteret, eller stratifiseringen av stråling, gjenspeiler en temperaturgradient i tåken – jo nærmere stjernen, desto høyere ionisering. Dermed følger også at ekspansjonshastigheten øker utover i tåken.

Men hvorfor ekspanderer tåken i det hele tatt? Dersom vi ser bort fra hypotesen om at gassen ble kastet ut fra stjernen med en gitt hastighet – en prosess vi fortsatt ikke fullt ut kan forklare – står vi igjen med to drivkrefter: gass- og strålingspress.

Gasspresset, som følge av temperatur og tetthetsforskjeller mellom den varme, tette tåken og det omkringliggende, mer utspredte mediet, fører naturlig til ekspansjon. Hastigheten for slik ekspansjon vil være nært lydens hastighet i gassen, som er noe høyere enn den termiske hastigheten til hydrogenatomer – omtrent 12 km/s ved 10 000 K. Et slikt scenario er analogt med en eksploderende varm gassky, hvor ekspansjonshastigheten øker utover i systemet.

En annen, mer subtil kraft k

Hvordan Utviklingen av Planetariske Nebulæer Påvirker Deres Synlighet og Lysstyrke

Videre kan den pågående utviklingen av nebulæene forstås bedre gjennom antakelsen om at stjernesystemets magnetfelt påvirker utslipp av materie. Dette kan forklare hvordan nebulæens struktur formes over tid. Når man ser på komponentene i spektrallinjene i den sentrale delen av nebulaen, kan man observere at de forblir smale, med en bredde som er mindre enn splittingen av linjene. Dette indikerer at hastighetsdispersjonen av gassen i nebulaen er betydelig mindre enn hastigheten på selve ekspansjonen, og at gassen dermed beveger seg i en "laminær" strømning uten turbulens. Dette er en viktig årsak til at mange nebulæer har en relativt regelmessig og definert kant. Uten denne laminære strømmen ville nebulaen raskt miste sin symmetri og organisering.

Shklovsky har pekt på at de fleste observerte planetariske nebulæer synes å være optisk tynne for stråling utenfor Lyman-grensen. Dette blir bekreftet av tilstedeværelsen av et diffus, lysende gasslag rundt mange nebulæer, som trolig er restene av et tidligere lag av gass. Denne gassen kan ikke ha blitt ionisert av hovedmassen av nebulaen, noe som tyder på at nebulaen, i sine tidligste stadier, må ha vært optisk tykk. Dette er et sentralt funn som hjelper oss å forstå hvordan lysstyrken i nebulæene utvikler seg.

Videre kan man undersøke hva lysstyrken til en nebula ville ha vært på et tidligere tidspunkt i dens utvikling, dersom nebulaen alltid hadde vært optisk tynn – altså sterkt ionisert. Strålingen fra et enhetsvolum av ionisert gass er proporsjonal med densiteten, og derfor vil den totale strålingen fra hele nebulaen være proporsjonal med massen til den ioniserte delen. Hvis nebulaen hele tiden hadde vært ionisert, ville massen ikke ha endret seg under ekspansjonen. Men slike objekter observeres ikke i virkeligheten. Den totale lysstyrken til en nebula er avgjort av stjernens ultrafiolette stråling, som ikke er intens nok til å ionisere nebulaen helt på et tidlig stadium, med mindre den allerede har begynt å ekspandere.

I tillegg til dette bør vi merke oss at nebulaens form og lysstyrke er nært knyttet til de dynamiske prosessene som finner sted i stjernesystemene som danner dem. Forståelsen av disse prosessene kan gi oss viktig innsikt i ikke bare selve utviklingen av planetariske nebulæer, men også i hvordan stjerners livssyklus og den magnetiske aktiviteten i stjernesystemer påvirker utviklingen av disse vakre, men mystiske objektene i universet.

Hvordan stjernespekter og deres bevegelse påvirker vår forståelse av galaksen

Stjerners spektrale klassifisering gir oss en presis metode for å avgjøre deres temperaturer, uten nødvendigvis å måtte måle intensiteten på spektrallinjene deres. De varmeste stjernene i klassene O og B fremstår blå, stjernene i klasse A er hvite, de i klasse G er gule, mens stjernene i klassene K og M er røde. Den relative lysstyrken til stjerner med forskjellige temperaturer avhenger av hvilken del av spekteret målingene blir tatt i. Hvis vi har to stjerner med forskjellige temperaturer, men som har samme lysstyrke med det blotte øye, vil den kaldere røde stjernen fremstå som lysere gjennom et rødt filter og svakere gjennom et blått filter. Denne intensitetsforskjellen som oppstår ved sammenlignende målinger gjennom ulike filtre, kalles stjernens fargeindeks. Jo rødere stjernen er, desto høyere vil dens fargeindeks være. For stjerner av type AO er fargeindeksen satt til null.

Spektrene til stjerner er hovedsakelig bestemt av deres overflatetemperatur, men nøye studier viser små variasjoner i spektrene selv hos stjerner av samme type, avhengig av tettheten i stjernes atmosfærer. For eksempel vil hydrogenlinjene i et stjernes spektrum bli mye bredere når stjernens atmosfære er tett. Tette atmosfærer finnes kun hos dverger, som har et relativt lite overflateareal og derfor ikke sender ut mye lys. Tynnere og mer utstrakte atmosfærer, der tynne, skarpe spektrallinjer dannes, finnes hos gigantstjerner og enda større superkjemper, hvor diameteren kan være flere ganger større enn solens.

En viktig egenskap ved enhver stjerne er dens masse. Massene til stjerner kan bestemmes ved hjelp av gravitasjonsloven for dobbeltstjerner som beveger seg rundt et felles tyngdepunkt. Stjernes masser varierer mindre enn deres størrelse eller luminositet. De letteste dvergene er omtrent ti ganger lettere enn solen, mens superkjempene kan være flere titalls ganger tyngre enn solens masse. I hovedsekvensstjernene finnes det en direkte fysisk sammenheng mellom masse og luminositet: Mengden energi som stråles ut fra en stjerne er omtrent proporsjonal med kuben av dens masse.

I tillegg til stjerner med mørke spektrallinjer, finnes det også stjerner som viser lyse (emisjons)linjer i sitt spektrum. Slike linjer er typiske for noen røde giganter, hete stjerner og andre typer stjerner. Eksepsjonelt brede og sterke emisjonslinjer finnes i spektrene til Wolf-Rayet-stjerner, som har ekstremt høye temperaturer — opptil 100 000 grader. Emisjonslinjene stammer fra tynne, utvidede ytre lag av stjernes atmosfærer eller fra gasskyer som omgir visse stjerner.

Så langt har vi sett på stjernes fysiske egenskaper uten å ta hensyn til deres bevegelse eller distribusjon i rommet. Alle stjernene vi ser på nattehimmelen gjennom teleskoper, er en del av et gigantisk stjernesystem kalt galaksen vår. Galaksen inneholder mer enn hundre tusen millioner stjerner, inkludert vår egen sol. Stjernene og de andre objektene i galaksen er imidlertid ikke jevnt fordelt. De varme stjernene i klassene O, B og A danner et lag i galaksen som er omtrent 150 parsecs tykt, mens stjernene i O-klassen danner et enda tynnere lag innenfor dette. Til tross for at dette laget er meget tynt sammenlignet med galaksens diameter på 26 000 parsecs, kalles det planetariske komponentet av galaksen.

Det er viktig å merke seg at galaksen ikke nødvendigvis har en flat skiveform, som populær litteratur ofte hevder. En betydelig del av stjernene og massen i galaksen er distribuert i et volummessig område som har en flattenet ellipsoid form. Hvis vi kunne se galaksen kant på, ville den tilsynelatende ha en flat skiveform, ettersom de lyseste hvite og blå stjernene er konsentrert i et flatt lag.

De fleste andre galaksene som finnes i universet har en kontinuerlig spektrum med absorpsjonslinjer, og ligner på vårt eget stjernesystem. De deles inn i ulike typer avhengig av graden av flating og andre karakteristika. En stor del av galaksene har en spiralstruktur, som også er typisk for de varme stjernene i galaksens planetariske komponent. Stjerner i de mellomliggende og sfæriske komponentene viser ikke denne strukturen.