Planetaire nevel

Vormen en structuur

Vergeleken met diffuse nevels (zie H II-gebied) zijn planetaire nevels kleine objecten, met een straal van meestal 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, heeft een hoek van ongeveer 20 boogminuten – tweederde van de hoekgrootte van de maan. Planetaire nevels zijn aanzienlijk dichter dan de meeste H II regio’s, bevatten meestal 1.000-10.000 atomen per kubieke cm in hun dichte gebieden, en hebben een oppervlaktehelderheid die 1.000 keer groter is. Vele zijn zo ver weg dat ze stellair lijken wanneer ze rechtstreeks gefotografeerd worden, maar de opvallende voorbeelden hebben een hoekgrootte tot 20 boogminuten, waarbij 10-30 boogseconden gebruikelijk zijn. Die met een heldere schijf hebben veel regelmatiger vormen dan de chaotische H II regio’s, maar er zijn meestal nog wat helderheidsfluctuaties over de schijf. De planetairen hebben over het algemeen regelmatige, scherpe buitengrenzen; vaak hebben ze ook een relatief regelmatige binnengrens, waardoor ze eruit zien als een ring. Veel hebben twee lobben van helder materiaal, die lijken op cirkelbogen, verbonden door een brug, die een beetje op de letter Z lijkt.

De meeste planetaries hebben een centrale ster, de kern genaamd, die de ultraviolette straling levert die nodig is voor het ioniseren van het gas in de ring of schil eromheen. Deze sterren behoren tot de heetste die we kennen en evolueren relatief snel.

Zoals bij H II-regio’s verhult de algemene structurele regelmatigheid grootschalige fluctuaties in dichtheid, temperatuur en chemische samenstelling. Op foto’s met een hoge resolutie van een planetaire nevel zijn meestal minuscule knopen en filamenten te zien tot aan de resolutielimiet. Het spectrum van de planetaire nevel is in principe hetzelfde als dat van het H II gebied; het bevat heldere lijnen van waterstof- en heliumrecombinaties en de heldere, botsend geëxciteerde verboden lijnen en zwakke recombinatie lijnen van andere ionen. (Recombinatie is het proces waarbij een atoom in een hoog excitatiestadium een elektron met een lagere energie vangt en dan terugvalt in een lager excitatiestadium). 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 die bekend zijn (200.000 K). In de nevels met hete sterren is het meeste helium dubbel geïoniseerd, en er bestaan ook 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 eenmaal of tweemaal. Dit verschil in de toestanden 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 worden dicht bij de centrale ster gevonden. De zeldzame zware ionen, in plaats van waterstof, absorberen de fotonen van enkele honderden elektronvolt energieën. Voorbij een bepaalde afstand van de centrale ster zijn alle fotonen met voldoende energie om een bepaalde ionensoort te ioniseren geabsorbeerd, en die soort kan dus niet verder weg bestaan. Gedetailleerde theoretische berekeningen hebben de spectra van de best waargenomen nevels tamelijk succesvol voorspeld.

De spectra van planetaire nevels onthullen nog een interessant feit: zij breiden zich uit van de centrale ster met een snelheid van 24-56 km per seconde. De aantrekkingskracht van de ster is vrij klein op de afstand van de nevel tot de ster, zodat de nevel zal blijven uitdijen tot hij uiteindelijk samensmelt met het interstellaire gas er omheen. De uitzetting is evenredig met de afstand tot de centrale ster, wat consistent is met het feit dat de hele gasmassa in één korte periode van de ster is weggeslingerd in een soort instabiliteit.