惑星状星雲

観察

惑星状星雲はあまり明るくない。どれも望遠鏡がないと見えないほど明るいものはありません。最初に発見されたのはダンベル星雲です。天文学者たちは、1800年代に最初の分光実験が行われるまで、これらの天体が何であるかを知りませんでした。ウィリアム・ハギンズは、プリズムを使って銀河を観察しました。彼は、銀河が星によく似ていることに気づきました。

彼がキャッツアイ星雲を見たとき、それは同じようには見えませんでした。彼は誰も見たことのない場所に発光線を見たのです。これは、誰も見たことのない元素のように見えたことを意味しています。科学者たちは、これは新しい元素かもしれないと考えました。彼らはそれをネブリウムと呼ぶことにしました。

その後、物理学者たちは、非常に密度の低い気体が別のものに見えることを示しました。彼らが見ていたガスは酸素であり ネブリウムではないことが判明しました

惑星状星雲の星はとても熱いです。しかし、あまり明るくはありません。これは、星がとても小さいということを意味しています。星がそこまで小さくなるのは、星が死にかけているときだけです。つまり、惑星状星雲は、星が死ぬ最後のステップの一つであるということです。天文学者は、すべての惑星状星雲が膨張していることを見ました。これは、星の外側の層が、星の寿命の終わりに宇宙に投げ出されることによって引き起こされることを意味していました。

NGC 2392 エスキモー星雲


NGC 7293、へリックス星雲

起源

太陽質量が8個以上の星は超新星になる。それ以下の質量の星は惑星状星雲を形成する。数十億年の進化の後、星は水素を持たなくなる。そのため、星の表面は寒くなり、コアは小さくなる。太陽のコアは約1,500万度です。水素がなくなると、コアが小さくなるため、約1億度のケルビンまで上昇します。

星の外層は、コアの熱のために大きくなり、はるかに冷たくなる。星は赤い巨人になる。コアはさらに小さくなり、熱くなる。1億Kになると、ヘリウムが炭素と酸素に融合し始めます。これが起こると、コアの縮小が止まる。ヘリウムの燃焼はすぐに炭素と酸素のコアを形成し、ヘリウムと水素の殻の両方がそれを取り囲んでいます。

核融合反応中のヘリウムはあまり安定していないため、コアは急速に成長したり縮んだりします。強い恒星風が、星の外層にあるガスやプラズマを外側に吹き飛ばします。これらのガスは、星のコアの周りに雲を形成します。ガスがどんどん星から遠ざかっていくと、より高い温度の深い層がどんどん送り出されていきます。ガスが3万ケルビン付近まで熱を帯びると、ガスが光り始めます。すると、その雲は惑星状星雲になっている。

数字と位置

私たちの銀河系には、2,000億個の恒星に対して、約3,000個の星雲が存在しています。星に比べて寿命が非常に短いため、星に比べて星雲の数はそれほど多くありません。星雲はほとんどが天の川の平面上にあり、天の川の中心に近づけば近づくほど増えていきます。

形状

惑星状星雲のうち、球状のものは2割程度しかありません（アベル39のようなもの）。残りは様々な形をしています。このような形をしている理由はよくわかっていません。それは、二次星の引力によるものかもしれません（例えば、連星系の場合）。第二の説は、星の近くに惑星があると、星雲の形が変わるのではないかというものです。第三の説は、磁場が星雲の形を変えるのではないかというものである。[1].

問題点

惑星状星雲を研究する上で問題となるのは、天文学者は星雲がどれくらい離れているかを常に計算できるわけではないということです。近いときには、膨張視差と呼ばれる手法を使って、どれくらい離れているかを推定しますが、これには時間がかかります。しかし、これには時間がかかります。もし近くにない場合は、どのくらい離れているのかを知る良い方法はまだありません。

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