Planetêre newel

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
Saamgestelde foto van die Katoog-newel.
NGC 6326, ’n planetêre newel met gas wat na die kante toe uitgedryf word.
Die Helix-newel.
Die Halssnoer-newel met sy kolle digte, helder gas wat soos diamante in ’n halssnoer lyk.

’n Planetêre newel, meer korrek bekend as ’n steroorblyfsel-newel,[1] is ’n emissienewel wat bestaan uit ’n uitspreiende, gloeiende bol geïoniseerde gas wat weggedryf word tydens die reusesterfase van sekere soorte sterre laat in hul bestaan.[2]

Die naam vir dié soort newels is die verkeerde term wat in die 1780's by die sterrekundige William Herschel ontstaan het. Deur sy teleskoop het dit vir hom in ’n mate gelyk soos Uranus, die planeet wat hy kort tevore ontdek het. Herschel se naam vir die voorwerpe is deur ander sterrekundiges gebruik en is nog nooit verander nie, hoewel planetêre newels geen verband hou met die planete van die Sonnestelsel nie.[3] Die verskynsels bestaan vir ’n ralatief kort tyd – ’n paar tienduisende jare – in vergelyking met ’n ster, wat miljarde jare oud kan word.

Daar word geglo die meeste planetêre newels word op die volgende manier gevorm: Aan die einde van ’n ster se leeftyd, wanneer hy ’n rooireus is, word sy buitenste lae deur pulsering en sterk sterwinde weggedryf. Sonder hierdie ondeurskynende lae straal die warm, helder kern ultravioletstrale uit wat die wegdrywende lae van die ster ioniseer[2] en laat skitter as ’n plenatêre newel.

Dié newels speel ’n baie belangrike rol in die chemiese evolusie van die sterrestelsel deurdat dit materiaal terugplaas in die interstellêre medium wat tydens nukleosintese met swaarder elemente en ander produkte verryk is (soos koolstof, stikstof, suurstof en kalsium). In ander sterrestelsels kan planetêre newels die enigste voorwerpe wees wat ontleed kan word om nuttige inligting te kry oor die chemiese samestelling daarvan.

In onlangse jare het die Hubble-ruimteteleskoop foto's geneem wat die kompleksiteit en verskeidenheid van planetêre newels wys. Sowat ’n vyfde van hulle is rofweg simmetries, maar die meeste nie. Dit is nie bekend hoekom hulle sulke uiteenlopende vorms het nie, maar faktore soos sterwinde en magnetiese velde kan ’n rol speel.

Waarnemings[wysig]

Planetêre newels is gewoonlik dowwe voorwerpe; hulle kan nie met die blote oog gesien word nie. Die eerste planetêre newel wat ontdek is, is die Handgewig-newel in die sterrebeeld Vos, wat in 1764 deur Charles Messier waargeneem en as M27 in sy katalogus van newelagtige voorwerpe aangeteken is.[4] Vir die vroeë sterrekundiges met hul laeresolusie-teleskope het dit soos die gasreusplanete soos Uranus gelyk en William Herschel, wat die planeet ontdek het, het eerste die term begin gebruik.[4][5]

Die aard van planetêre newels was onbekend totdat die eerste spektroskopiese waarnemings in die middel 19de eeu gedoen is. William Huggins was een van die eerste sterrekundiges wat die spektrum van sterre ondersoek het.[5] Hy het eers NGC 6543 en daarna die Andromeda-newel, soos dit toe bekend was, bestudeer en gevind hul spektrum het baie absorpsielyne. Later het dit geblyk sulke "newels" is sterrestelsels.

Toe hy egter na die Katoog-newel kyk, het hy ’n ander spektrum gesien, met weinige emissielyne.[5] Die helderste hiervan se golflengte het nie met enige bekende element ooreengestem nie[6] en eers is gedink dit is ’n onbekende element, wat "nebulium" genoem is. Later het Henry Norris Russell voorgestel dit is ’n bekende element in ongewone omstandighede, eerder as ’n nuwe element.[4] In die 1920's is gevind dié soort lyne word veroorsaak deur elektronveranderings in stikstof- en suurstof-ione in gas met ’n baie lae digtheid.

Die sentrale sterre van planetêre newels is baie warm.[2] ’n Ster kan net tot so ’n klein grootte krimp nadat hy al sy kernbrandstof opgebruik het, en sterrekundiges het toe besef planetêre newels is die laaste stadium van sterevolusie. Spektroskopiese waarnemings het gewys alle planetêre newels sit uit. Dit het gelei tot die idee dat hulle veroorsaak word deurdat ’n ster se buitenste lae die ruimte ingedryf word aan die einde van sy leeftyd.[4]

Teen die einde van die 20ste eeu kon newels baie beter bestudeer word danksy ruimteteleskope. Die temperatuur, digtheid en chemiese samestelling van newels kan nou akkuraat vasgestel word.[7][8]

Oorsprong[wysig]

Sterre met ’n groter massa as 8 sonmassas (M) sal waarskynlik aan die einde van hul bestaan ontplof as dramatiese supernovas.[9] Planetêre newels vorm wanneer ’n ster van gemiddelde of lae massa (tot so laag as 0,8 M) die einde van sy leeftyd bereik.[9] Die waterstof wat hulle in hul kern verbrand, raak dan op. Swaartekrag laat die kern se temperatuur styg, die buitenste lae van die ster sit ontsaglik uit en word baie koeler, en die ster word ’n rooireus.

Die kern hou aan krimp en word al hoe warmer, en wanneer dit ’n temperatuur van 100 miljoen K bereik, begin heliumkerns saamsmelt en word dit omgesit in koolstof en suurstof. Die hervatting van fusie laat die kern ophou krimp. Heliumverbranding vorm gou ’n onaktiewe kern van koolstof en suurstof, met beide ’n helium- en waterstofverbrandende laag wat dit omring.

Helium-fusiereaksies is baie temperatuursensitief – ’n temperatuurstyging van net 2% kan die reaksietempo laat verdubbel. Hierdie toestande veroorsaak dat die ster baie onstabiel raak. Die vinniger reaksietempo wanneer die temperatuur styg stel baie energie vry en dit laat die temperatuur verder styg. Die heliumverbrandende laag sit vinnig uit en word dus koeler, wat weer die raeksietempo laat afneem. Groot pulserings bou op en dit word eindelik groot genoeg om die hele steratmosfeer weg te stoot die ruimte in.[10]

Die gas wat weggestoot is, vorm ’n wolk om die nou ontblote kern van die ster. Namate ’n al hoe groter deel van die atmosfeer weggedryf word, word al hoe dieper lae van die ster teen al hoe hoër temperature ontbloot. Wanneer die ontblote oppervlak ’n temperatuur van sowat 30 000 K bereik, is daar genoeg ultraviolet-fotone wat uitgestraal word om die weggestote gas te ioniseer, en dit laat die gas gloei. Die gaswolk is dan ’n planetêre newel.[11]

Die planetêre newel beweeg mettertyd al hoe verder van die ster se kern af weg, teen ’n spoed van ’n paar duisend kilometer per sekonde. Eindelik hou fusie in die ster op omdat die ster nie swaar genoeg is om die temperatuur op te wek wat nodig is vir koolstof- en suurstof-fusie nie.[4][12] Dit koel later so af dat dit nie meer genoeg ultraviolet uitstraal sodat die al hoe verder bewegende wolk geïoniseer kan word nie. Die ster word ’n witdwerg en die planetêre newel raak onsigbaar.[12]

Herwinning[wysig]

Planetêre newels speel ’n groot rol in die galaktiese evolusie. Die vroeë heelal het feitlik heeltemal uit waterstof en helium bestaan, maar deur middel van fusie skep sterre swaarder elemente. Die gas van planetêre newels bevat dus groot hoeveelhede elemente soos koolstof, stikstof en suurstof. Wanneer hulle wegdryf en deel word van die interstellêre medium, verryk hulle laasgenoemde met hierdie swaarder elemente.[13]

Sterre wat later ontstaan, sal dan ’n groter aanvanklike hoeveelheid van hierdie swaarder elemente bevat. Hulle sal steeds ’n baie klein deel van die ster uitmaak, maar sal ’n groot invloed op sy evolusie hê. Sterre wat vroeg in die heelal se bestaan gevorm het en min swaarder elemente bevat, word populasie II-sterre genoem, terwyl jonger sterre met meer swaar elemente bekend is as populasie I-sterre.[14]

Verwysings[wysig]

  1. Harwood, Michael (April 2013). “Rectifying a 227-Year-Old Error: Stellar-remnant Nebulae”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 107 (2): 72-73. Besoek op 13 Maart 2013.
  2. 2,0 2,1 2,2 Frankowski & Soker 2009, pp. 654–8
  3. Hubblesite.org 1997
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Kwok 2000, pp. 1–7
  5. 5,0 5,1 5,2 Moore 2007, pp. 279–80
  6. Huggins & Miller 1864, pp. 437–44
  7. Hora et al. 2004, pp. 296–301
  8. Kwok et al. 2006, pp. 445–6
  9. 9,0 9,1 Maciel, Costa & Idiart 2009, pp. 127–37
  10. Renzini 1987, pp. 391–400
  11. Harpaz 1994, pp. 99–112
  12. 12,0 12,1 Kwok 2005, pp. 271–8
  13. Kwok 2000, pp. 199–207
  14. Marochnik, Shukurov & Yastrzhembsky 1996, pp. 6–10

Eksterne skakels[wysig]

Soorte sterre en sterregroepe
HD 820.jpg
 Sterre   SterDwergsterWitdwergSwartdwergRooidwergGeeldwergBruindwergSubdwergReusesterHelder reusSuperreusHiperreusSubreusRooireusBloureusNeutronsterPulsarBloudwaalsterCepheïedVeranderlike sterNovaOpvlamsterRR Lyrae-sterWolf-RayetsterT Tauri-sterHerbig Ae/Be-sterPoolster
 Sterregroepe   DubbelsterX-straaldubbelsterVeelvoudige sterSterreswermSterrestroomSterrestelselMelkwegSterrestelselswermSuperswerm
 Verwante voorwerpe   SupernovaNewelPlanetêre newelMessier-voorwerpHeelalMultiversumSterrebeeldAsterismeSterreklassifikasieSwartkolkSuperholteInterstellêre mediumMolekulêre wolk
 Lyste   Lys van sterrekundige katalogusseLys van naaste sterreLys van grootste sterreLys van gewone name van sterre