„Planetáris köd” változatai közötti eltérés

[nem ellenőrzött változat]

[ellenőrzött változat]

← Régebbi szerkesztés Újabb szerkesztés →

Tartalom törölve Tartalom hozzáadva

Sorban

A lap 2019. március 11., 19:16-kori változata

A planetáris köd gázból és plazmából álló világító burok, amely bizonyos típusú csillagok körül képződik, az életük vége felé ledobott gázfelhőből. Elnevezésük onnan ered, hogy a kisebb távcsövekben az óriásbolygókhoz (Jupiter, Szaturnusz, Uránusz) hasonlónak látszanak, de valójában semmi közük a bolygókhoz; csillagokból kilökődött anyagból alakulnak ki.

A Világegyetem többi objektumához képest nagyon rövid életűnek számítanak; alig néhány tízezer évig léteznek, a Tejútrendszerben jelenleg kb. 3500 darab ismert,^[1] közülük alig 50 gömbszimmetrikus alakú. A planetáris ködök nagy jelentőségűek a csillagászat számára, mivel a kialakulásuk, életük és haláluk során lejátszódó folyamatok vizsgálata segíti a Világegyetem fejlődésének megértését.

Megfigyelésük története

A planetáris ködök jellemzően halvány objektumok, egyikük sem látható szabad szemmel. Az elsőt, a Súlyzó-ködöt 1764-ben fedezte fel Charles Messier és M27 jelzéssel felvette a katalógusába, de a leghíresebb az 1779-ben felfedezett Gyűrűs-köd. A korai megfigyelők viszonylag kis nagyítású távcsöveikkel nem tudták megállapítani ezeknek az objektumoknak a pontos mibenlétét; a gázokból álló óriásbolygókhoz hasonló megjelenésük miatt William Herschel, az Uránusz bolygó felfedezője nevezte el őket planetáris ködöknek, habár már ő is tisztában volt vele, hogy megjelenésük ellenére sem lehetnek bolygók.

Ez a bizonytalanság fennmaradt egészen a spektroszkópiai vizsgálatok megjelenéséig, a 19. század közepéig. William Huggins egyike volt az első csillagászoknak, akik égitestek színképét tanulmányozták; prizmával bontva azok fényét. Csillagok színképének vizsgálata során azt tapasztalta, hogy a folytonos spektrumot helyenként sötét vonalak szakítják meg, és hasonló vonalakat talált a később galaxisnak nevezett objektumok színképeiben is.

A Macskaszem-köd a Sárkány csillagképben az egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd. Röntgensugárzási és látható spektrumú fénykép. Piros: hidrogén-alfa, kék: semleges oxigén (630 nm), zöld: ionizált nitrogén (658,4 nm)

Azonban a Macskaszem-köd esetében egészen másmilyen spektrumra bukkant; olyanra, ami csak kis számú emissziós vonalat tartalmazott, akárcsak a többi hasonló köd. A legfényesebb vonalat az 500,7 nanométeres hullámhosszon találta, és ez nem származhatott egyik ismert anyagtól sem. Kezdetben úgy hitték, hogy egy új elemről van szó, amit nebuliumnak neveztek el (hasonlóan a Nap színképelemezése során 1868-ban felfedezett héliumhoz, ami addig még a Földön nem találtak). De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a Földön is, a fiktív nebuliumot viszont nem. Henry Russell a 20. század elején felvette, hogy az 500,7 nanométeres hullámhosszon látható sötét vonalat nem egy új elem okozza, hanem egy már ismert elem, ami szokatlan állapotban van.

Az 1920-as években fizikusok bebizonyították, hogy a rendkívül alacsony sűrűségű gázokban a elektronok ellepik és ezzel gerjesztik az atomok és ionok metastabil energiaszintjeit, de ez a gerjesztettség sűrűbb közegben megszűnik. Ezen energiaszintek közötti elektronátmenetek okozzák, hogy az oxigén emissziós vonala az 500,7 nanométeres hullámhosszon jelenik meg. Ezeket a kizárólag nagyon alacsony sűrűségű gázokban előforduló színképvonalakat nevezik tiltott vonalaknak, a planetáris ködök pedig kivétel nélkül az ezek megjelenéséhez szükséges, igen ritkás gázokból állnak.

A planetáris ködök központi csillagai jellemzően nagyon forrók, de mivel a luminozitásuk alacsony, a méretüknek is kicsinek kell lennie. Ilyen kicsi csillagok akkor jönnek létre, amikor az átlagos csillagok életük végén – elhasználva a nukleáris fűtőanyagukat – összeroskadnak. Ez alapján jöttek rá, hogy a planetáris ködök a csillagfejlődés végső állomását jelentik. A színképelemzések továbbá azt is megmutatták, hogy ezek az objektumok tágulnak, így kézenfekvőnek tűnt az elképzelés, hogy a csillagok külső rétegeinek leszakadásából jönnek létre.

A megfigyelőberendezések folyamatos fejlődésének köszönhetően egyre jobban megismerhetővé válnak a planetáris ködök. Az űrtávcsövek segítségével a földi megfigyelők számára láthatatlan infravörös és ultraibolya színképtartományokban végzett vizsgálatokkal jobban megismerhető a hőmérsékletük, sűrűségük. A Hubble-űrtávcső felvételein jól látszik, hogy a Földről – a légkör zavaró hatása miatt – egyszerűnek tűnő objektumok valójában rendkívül összetett szerkezettel rendelkeznek.

Kialakulásuk

A planetáris köd a Naphoz hasonló csillagok fejlődésének végső állomása. A nyolc naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos szupernóva-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő hidrogén magfúzióval átalakul héliummá; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon. Ha a köd központi csillaga (ami egy fehér törpe) kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik a fehér törpe nóvarobbanást produkáljon. Ha a tömege eléri a Chandrasekhar-határt (1,43 naptömeg) akkor Ia típusú szupernóva robbanás lesz.^[2]

Néhány milliárd év után a Naphoz hasonló csillagokban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához. A csillag egyensúlyban van és a hőmérséklet belülről kifelé csökken, ami az egyensúly része. Amikor leáll a fúzió, nincs energiatermelés. Ha a csillag nem sugározna ki energiát (tehát nem bocsátana ki fényt), akkor a csillag meg is állna abban a fázisban, mert a gravitációnak a hőmozgás ellent tud tartani. Azonban bocsát ki fényt, ami miatt a hőmérséklete csökken. A csillag magja elkezd összehúzódni, és emiatt a mag hőmérséklete növekszik. A hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió kelvinre is nőhet.

A külső rétegek is összehúzódnak, és a héjban beindul a hidrogén fúzió, ennek a fénynyomása, illetve energiatovábbítása miatt fog a csillag külső része felfúvódni; egy vörös óriás jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során szén és oxigén atomok jönnek létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét.

Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva (kb 7-8 nap tömeg felett), a héliumfúzió előtt a mag degenerált. A degeneráció folyamán a szabad elektronok (melyek nem kötöttek az atommagokhoz) nyomást állítanak elő, ami megakadályozza őket abban, hogy összenyomják őket egy helyre: ez a Fermi nyomás. Ez vörös törpék esetében elég ahhoz, hogy megállítsa a mag összehúzódását még a héliumfúzió előtt. Naphoz hasonló csillagok esetében azonban nem, így a héliumfúzió beindulhat, ami egy robbanás során fog megtörténni. Ez a He flash; a Fermi nyomás ugyanis nem függ a hőmérséklettől, így a fúzió képes pillanatszerűen elterjedni. Ha elkezd fogyni a hélium, a mag ismét elkezd összehúzódni. A külső burokban is elindulhat a héliumfúzió, azonban itt is robbanásszerű lesz a beindulás. Ezek a robbanások (termális pulzusok) fogják aztán ledobni a csillag külső részeit, létrehozva a planetáris ködöt.

A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek válnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A megmaradt magból fehér törpe lesz, amiben nincs energiatermelés, de mivel nagyon sűrű (kb. 1 000 000-szor sűrűbb a víznél) ezért nagyon jól tartja a hőt. A hőmérséklete nagyon nagy (hiszen a csillag magjáról van szó, ami eddig is forró volt), meghaladja a 30 000 kelvint, ami így elegendő ultraibolya sugárzást tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.^[3]

Élettartamuk

A planetáris ködben található gázok néhány km/s sebességgel távolodnak a központi csillagtól. A gázburok tágulásával párhuzamosan a csillag fokozatosan lehűl, mivel az energiáját elsugározta; a magfúzió pedig megszűnik, mert már nincs meg az ahhoz szükséges hőmérséklet. Előbb-utóbb annyira lehűl a csillag felszíne, hogy már nem tud elég ultraibolya sugárzást kibocsátani a gázburok ionizálásához. A csillag fehér törpévé alakul, a köd pedig szertefoszlik és láthatatlanná válik. Egy tipikus planetáris köd kialakulása és megszűnése között általában 10 000 év telik el.

Galaktikus újrahasznosítás

A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció során. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, a nitrogén és az oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven „fémek”-nek nevezett – anyagokat. A fiatal, ún. I. populációs csillagok sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.

Tulajdonságaik

Fizikai tulajdonságaik

A legtöbb planetáris köd közel egy fényév átmérőjű, emiatt a sűrűsége nagyon alacsony; alig 1000 részecske köbcentiméterenként. A fiatal planetáris köd sűrűsége még elérheti a 10·10⁶ részecskét cm³-enként, de ahogy a köd öregebb lesz, a tágulás miatt ez az érték gyorsan csökken.

A központi csillagból érkező sugárzás 10 000 kelvin körülire növeli a gázburok hőmérsékletét. Meglepőnek tűnhet, hogy a planetáris ködöknek a csillagtól távolabb eső részei a legforróbbak. Ezt a jelenséget a fotonok abszorpciója okozza: mivel az alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagy energiájúakkal csak a köd külső részein történik meg. Mivel pedig több energiát tartalmaznak, jobban felmelegítik az őket elnyelő gázokat.

A planetáris ködök szerkezete lehet anyag-kötött vagy sugárzás-kötött. Ezek a kifejezések – némileg megtévesztő módon – arra utalnak, hogy az első esetben a központi csillagból olyan sok UV-foton érkezik, hogy a köd teljes anyagát ionizálni tudják, a második esetben viszont kevés UV-sugárzás érkezik, ezért csak ionizációs hullámok haladnak át a semleges gázburkon. Mivel az átlagos planetáris ködök anyagának legnagyobb része ionizált (gyakorlatilag plazma állagú), ezért a mágneses mezők hatásai igen erősen jelentkeznek; például világító vonalak és plazma-instabilizációk formájában.

Számuk és eloszlásuk

A Tejútrendszerben található mintegy 200 milliárd csillag közül jelenleg csak 1500-ról tudjuk, hogy planetáris köddel rendelkezik. Az igen rövid élettartamuknak köszönhető, hogy ritka jelenségnek számítanak. A legtöbb a Tejútrendszer síkjában látható, azon belül pedig a galaxis magja körül helyezkednek el a legnagyobb koncentrációban. Csak nagyon ritkán fordulnak elő csillaghalmazokban, mindössze egy-két ilyen eset ismert.

Mivel a korszerű CCD-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért ezek alkalmazásával tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.

Morfológiájuk

Az általános értelemben vett planetáris köd szimmetrikus és közel gömb alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg kettőscsillagok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős gravitációs kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a mágneses mezőknek és a csillagszélnek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában.

2005 januárjában csillagászok elsőként érzékeltek mágneses mezőt egy kettős planetáris köd központi csillaga körül, ami részben vagy egészében felelős lehet az objektum emlékezetes megjelenésért.

Látványosabb planetáris ködök

Jegyzetek

↑ Szabados László: Planetáris ködök. 225-245. Meteor csillagászati évkönyv 2017. Benkő József, Mizser Attila szerkesztésében, Budapest, MCSE, 2016.
↑ Kovács, József: Nóvarobbanás egy planetáris ködben. Hírek.csillagászat.hu, 2008. december 6. (Hozzáférés: 2008. december 7.)
↑ asztrofizika. astro.u-szeged.hu. (Hozzáférés: 2019. március 10.)

További információk

A Wikimédia Commons tartalmaz Planetáris köd témájú médiaállományokat.

Kapcsolódó szócikkek

Csillagászatportál • összefoglaló, színes tartalomajánló lap

[1] Szabados László: Planetáris ködök. 225-245. Meteor csillagászati évkönyv 2017. Benkő József, Mizser Attila szerkesztésében, Budapest, MCSE, 2016.

[2] Kovács, József: Nóvarobbanás egy planetáris ködben. Hírek.csillagászat.hu, 2008. december 6. (Hozzáférés: 2008. december 7.)

[3] asztrofizika. astro.u-szeged.hu. (Hozzáférés: 2019. március 10.)

[1]

[2]

[3]

@@ 10. sor: / 10. sor: @@
 [[Kép:NGC6543.jpg|balra|bélyegkép|250px|A [[Macskaszem-köd]] a [[Sárkány csillagkép]]ben az egyik legösszetettebb szerkezetű planetáris köd. Röntgensugárzási és látható spektrumú fénykép. Piros: hidrogén-alfa, kék: semleges oxigén (630 nm), zöld: ionizált nitrogén (658,4 nm)]]
-Azonban a [[Macskaszem-köd]] esetében egészen másmilyen spektrumra bukkant; olyanra, ami csak kis számú emissziós vonalat tartalmazott, akárcsak a többi hasonló köd. A legfényesebb vonalat az 500,7&nbsp;[[nanométer]]es hullámhosszon találta, és ez nem származhatott egyik ismert anyagtól sem. Kezdetben úgy hitték, hogy egy új [[kémiai elem|elemről]] van szó, amit ''nebulium''nak neveztek el (hasonlóan a [[Nap (égitest)|Nap]] színképelemezése során [[1868]]-ban felfedezett [[hélium]]hoz). De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a [[Föld]]ön is, nebuliumot viszont nem. [[Henry Russell (csillagász)|Henry Russell]] a [[20. század]] elején felvette, hogy az 500,7&nbsp;nanométeres hullámhosszon látható sötét vonalat nem egy új elem okozza, hanem egy már ismert elem, ami szokatlan állapotban van.
+Azonban a [[Macskaszem-köd]] esetében egészen másmilyen spektrumra bukkant; olyanra, ami csak kis számú emissziós vonalat tartalmazott, akárcsak a többi hasonló köd. A legfényesebb vonalat az 500,7&nbsp;[[nanométer]]es hullámhosszon találta, és ez nem származhatott egyik ismert anyagtól sem. Kezdetben úgy hitték, hogy egy új [[kémiai elem|elemről]] van szó, amit ''nebulium''nak neveztek el (hasonlóan a [[Nap (égitest)|Nap]] színképelemezése során [[1868]]-ban felfedezett [[hélium]]hoz, ami addig még a Földön nem találtak). De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a [[Föld]]ön is, a fiktív nebuliumot viszont nem. [[Henry Russell (csillagász)|Henry Russell]] a [[20. század]] elején felvette, hogy az 500,7&nbsp;nanométeres hullámhosszon látható sötét vonalat nem egy új elem okozza, hanem egy már ismert elem, ami szokatlan állapotban van.
 Az [[1920-as évek]]ben [[fizikus]]ok bebizonyították, hogy a rendkívül alacsony [[sűrűség]]ű [[gáz]]okban a [[elektron]]ok ellepik és ezzel gerjesztik az [[atom]]ok és [[ion]]ok metastabil energiaszintjeit, de ez a gerjesztettség sűrűbb közegben megszűnik. Ezen energiaszintek közötti elektronátmenetek okozzák, hogy az [[oxigén]] emissziós vonala az 500,7&nbsp;nanométeres hullámhosszon jelenik meg. Ezeket a kizárólag nagyon alacsony sűrűségű gázokban előforduló színképvonalakat nevezik ''tiltott vonalak''nak, a planetáris ködök pedig kivétel nélkül az ezek megjelenéséhez szükséges, igen ritkás gázokból állnak.
@@ 19. sor: / 19. sor: @@
 == Kialakulásuk ==
-A planetáris köd a Naphoz hasonló csillagok fejlődésének végső állomása. A 8 naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos [[szupernóva]]-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő [[hidrogén]] [[magfúzió]]val átalakul [[hélium]]má; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon. Ha a köd központi csillaga (ami egy fehér törpe) kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik a fehér törpe [[nóva]]robbanást produkáljon. Ha a tömege eléri a [[Chandrasekhar-határ]]<nowiki/>t (1.43 naptömeg) akkor Ia típusú szupernóva robbanás lesz.<ref>
+A planetáris köd a Naphoz hasonló csillagok fejlődésének végső állomása. A nyolc naptömegnél nehezebb csillagok élete jellemzően látványos [[szupernóva]]-robbanásként ér véget, de a Naphoz hasonló, kis- és közepes tömegű csillagokból planetáris ködök alakulnak ki. Az ilyen csillagok élete során a fűtőanyagukat jelentő [[hidrogén]] [[magfúzió]]val átalakul [[hélium]]má; az így keletkező sugárzási energia pedig megakadályozza, hogy a csillag saját súlya miatt összeroskadjon. Ha a köd központi csillaga (ami egy [[fehér törpe]]) kettőscsillag, elképzelhető, hogy a két csillag közötti tömegátadás következményeként az egyik a fehér törpe [[nóva]]robbanást produkáljon. Ha a tömege eléri a [[Chandrasekhar-határ]]t (1,43 naptömeg) akkor Ia típusú [[szupernóva]] robbanás lesz.<ref>
 {{cite web|url=http://hirek.csillagaszat.hu/csillagok_vegallapotai/20081206-novarobbanas-egy-planetaris-kodben.html|title=Nóvarobbanás egy planetáris ködben|last=Kovács |first=József|date=2008-12-06|publisher=[http://hirek.csillagaszat.hu/ Hírek.csillagászat.hu]|accessdate=2008-12-07}}</ref>
 [[Kép:M57 The Ring Nebula.JPG|bélyegkép|jobbra|300px|A [[Gyűrűs-köd]] a [[Lant csillagkép]]ben az egyik legismertebb planetáris köd]]
-Néhány milliárd év után a Naphoz hasonló csillagokban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához.  A csillag egyensúlyban van és a hőmérséklet belülről kifelé csökken, de ez az egyensúly része. Amikor leáll a fúzió, nincs energia termelés. Ha a csillag nem sugározna ki energiát (tehát nem bocsátana ki fényt), akkor a csillag meg is állna abban a fázisban, mert a gravitációnak a hőmozgás ellent tud tartani. Azonban bocsát ki fényt, ami miatt a hőmérséklete csökken. A csillag magja elkezd összehúzódni, és emiatt a mag hőmérséklete növekszik. A hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió [[kelvin]]re is nőhet.
+Néhány milliárd év után a Naphoz hasonló csillagokban elfogy a hidrogén, és így már nem érkezik elég energia a magból a külső rétegekbe a stabilitás fenntartásához.  A csillag egyensúlyban van és a hőmérséklet belülről kifelé csökken, ami az egyensúly része. Amikor leáll a fúzió, nincs energiatermelés. Ha a csillag nem sugározna ki energiát (tehát nem bocsátana ki fényt), akkor a csillag meg is állna abban a fázisban, mert a gravitációnak a hőmozgás ellent tud tartani. Azonban bocsát ki fényt, ami miatt a hőmérséklete csökken. A csillag magja elkezd összehúzódni, és emiatt a mag hőmérséklete növekszik. A hőmérséklete a normálisnak számító 15 millióról 100-200 millió [[kelvin]]re is nőhet.
-A külső rétegek is összehúzódnak, és a héjban beindul a hidrogén fúzió, ennek a fénynyomása illetve energia továbbítása miatt fog a csillag külső része felfúvódni; egy [[vörös óriás]] jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során [[szén]] és [[oxigén]] [[atom]]ok jönnek létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét.
+A külső rétegek is összehúzódnak, és a héjban beindul a hidrogén fúzió, ennek a fénynyomása, illetve energiatovábbítása miatt fog a csillag külső része felfúvódni; egy [[vörös óriás]] jön létre. Az extrém magas hőmérsékleten a hélium-atommagok fúziója során [[szén]] és [[oxigén]] [[atom]]ok jönnek létre a felszín alatti rétegekben. A héliumfúzió rendkívül érzékenyen reagál a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét.
-Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva (kb 7-8 nap tömeg felett), a hélium fúzió előtt a mag degenerált. A degeneráció folyamán a szabad elektronok (melyek nem kötöttek az atom magokhoz) nyomást állítanak elő, ami megakadályozza őket abban, hogy összenyomják őket egy helyre: ez a Fermi nyomás. Ez vörös törpék esetében elég ahhoz, hogy megállítsa a mag összehúzódását még a hélium fúzió előtt. Naphoz hasonló csillagok esetében azonban nem, így a hélium fúzió beindulhat, ami egy robbanás során fog megtörténni. Ez a He flash; Fermi nyomás ugyanis nem függ a hőmérséklettől, így a fúzió képes pillanatszerűen elterjedni. Ha elkezd fogyni a hélium, a mag ismét elkezd összehúzódni. A külső burokban is elindulhat a hélium fúzió, azonban itt is robbanás szerű lesz a beindulás. Ezek a robbanások fogják aztán ledobni a csillag külső részeit, létre hozva a planetáris ködöt (termális pulzusok).
+Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva (kb 7-8 nap tömeg felett), a héliumfúzió előtt a mag degenerált. A degeneráció folyamán a szabad elektronok (melyek nem kötöttek az atommagokhoz) nyomást állítanak elő, ami megakadályozza őket abban, hogy összenyomják őket egy helyre: ez a Fermi nyomás. Ez vörös törpék esetében elég ahhoz, hogy megállítsa a mag összehúzódását még a héliumfúzió előtt. Naphoz hasonló csillagok esetében azonban nem, így a héliumfúzió beindulhat, ami egy robbanás során fog megtörténni. Ez a ''He flash''; a Fermi nyomás ugyanis nem függ a hőmérséklettől, így a fúzió képes pillanatszerűen elterjedni. Ha elkezd fogyni a hélium, a mag ismét elkezd összehúzódni. A külső burokban is elindulhat a héliumfúzió, azonban itt is robbanásszerű lesz a beindulás. Ezek a robbanások (termális pulzusok) fogják aztán ledobni a csillag külső részeit, létrehozva a planetáris ködöt.
-A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek vállnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A megmaradt magból fehér törpe lesz, amiben nincs energia termelés, de mivel nagyon sűrű (kb. 1 000 000-szor sűrűbb a víznél) ezért nagyon jól tartja a hőt. A hőmérséklete nagyon nagy (hiszen a csillag magjáról van szó ami eddig is forró volt), meghaladja a 30&nbsp;000 kelvint, ami így elegendő [[ultraibolya sugárzás]]t tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.<ref>{{Cite web |title=asztrofizika |url=http://astro.u-szeged.hu/oktatas/asztrofizika/asztrofizika_pdf.html |work=astro.u-szeged.hu |accessdate=2019-03-10}}</ref>
+A lelökődött gázfelhők burkot alkotnak a csillag körül, majd további rétegek válnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A megmaradt magból fehér törpe lesz, amiben nincs energiatermelés, de mivel nagyon sűrű (kb. 1&nbsp;000&nbsp;000-szor sűrűbb a víznél) ezért nagyon jól tartja a hőt. A hőmérséklete nagyon nagy (hiszen a csillag magjáról van szó, ami eddig is forró volt), meghaladja a 30&nbsp;000 kelvint, ami így elegendő [[ultraibolya sugárzás]]t tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.<ref>{{Cite web |title=asztrofizika |url=http://astro.u-szeged.hu/oktatas/asztrofizika/asztrofizika_pdf.html |work=astro.u-szeged.hu |accessdate=2019-03-10}}</ref>
 == Élettartamuk ==
@@ 36. sor: / 36. sor: @@
 == Galaktikus újrahasznosítás ==
-A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció számára. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, [[nitrogén]] és oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven fémeknek nevezett – anyagokat. A fiatal, ún. [[Csillagpopulációk|I. populációs csillagok]] sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.
+A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció során. A fiatal Világegyetem kezdetben szinte kizárólag hidrogénből és héliumból állt, a nehezebb elemek a csillagok belsejében keletkeznek magfúzió során. A planetáris ködöket alkotó gázok sok olyan nehéz elemet tartalmaznak, mint a szén, a [[nitrogén]] és az oxigén. A ködök szétszórják ezeket a – csillagászok által összefoglaló néven „fémek”-nek nevezett – anyagokat. A fiatal, ún. [[Csillagpopulációk|I. populációs csillagok]] sok ilyen elemet tartalmaznak, míg az öreg, II. populációs csillagokban szinte egyáltalán nem találni ilyeneket.
 == Tulajdonságaik ==
@@ 42. sor: / 42. sor: @@
 [[Kép:NGC 7293.jpg|bélyegkép|balra|270px|A [[Csiga-köd]] a legközelebbi planetáris köd; 450 [[fényév]]nyire, a [[Vízöntő csillagkép]]ben található]]
-A legtöbb planetáris köd közel egy [[fényév]] átmérőjű, emiatt a sűrűségük nagyon alacsony; alig 1000 [[elemi részecske|részecske]] köbcentiméterenként. A fiatal planetáris köd sűrűsége még elérheti a 10{{e|6}} részecskét cm³-enként, de ahogy a köd öregebb lesz, a tágulás miatt ez az érték gyorsan lecsökken.
+A legtöbb planetáris köd közel egy [[fényév]] átmérőjű, emiatt a sűrűsége nagyon alacsony; alig 1000 [[elemi részecske|részecske]] köbcentiméterenként. A fiatal planetáris köd sűrűsége még elérheti a 10{{e|6}} részecskét cm³-enként, de ahogy a köd öregebb lesz, a tágulás miatt ez az érték gyorsan csökken.
 A központi csillagból érkező sugárzás 10&nbsp;000 kelvin körülire növeli a gázburok hőmérsékletét. Meglepőnek tűnhet, hogy a planetáris ködöknek a csillagtól távolabb eső részei a legforróbbak. Ezt a jelenséget a fotonok [[abszorpció (fizika)|abszorpciója]] okozza: mivel az alacsony energiájú fotonok már a belső rétegekben abszorbeálnak, ez a nagy energiájúakkal csak a köd külső részein történik meg. Mivel pedig több energiát tartalmaznak, jobban felmelegítik az őket elnyelő gázokat.
@@ 49. sor: / 49. sor: @@
 === Számuk és eloszlásuk ===
-[[Kép:M2-9.jpg|right|thumb|312px|Az erősen kétpólusú '''M2-9''' jelű köd.]]
+[[Kép:M2-9.jpg|right|thumb|312px|Az erősen kétpólusú '''M2-9''' jelű köd]]
 A [[Tejútrendszer]]ben található mintegy 200 milliárd csillag közül jelenleg csak 1500-ról tudjuk, hogy planetáris köddel rendelkezik. Az igen rövid élettartamuknak köszönhető, hogy ritka jelenségnek számítanak. A legtöbb a Tejútrendszer síkjában látható, azon belül pedig a galaxis magja körül helyezkednek el a legnagyobb koncentrációban. Csak nagyon ritkán fordulnak elő [[csillaghalmaz]]okban, mindössze egy-két ilyen eset ismert.
-Mivel a korszerű [[CCD]]-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért a legutóbbi felmérések során tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.
+Mivel a korszerű [[CCD]]-érzékelők érzékenysége nagyban felülmúlja a hagyományos filmekét, ezért ezek alkalmazásával tömegesen fedeztek fel új planetáris ködöket; az érzékeny szűrők segítségével jól kimutathatóak a hidrogén fényes emissziós vonalai, amelyek minden planetáris ködben erőteljesen jelen vannak.
 === Morfológiájuk ===
-Az általános értelemben vett planetáris köd [[szimmetria|szimmetrikus]] és közel [[gömb]] alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Mindössze néhány négyszögletes alakú létezik. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg [[kettőscsillag]]ok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős [[gravitáció]]s kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a [[mágneses mező]]knek és a [[csillagszél]]nek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában.
+Az általános értelemben vett planetáris köd [[szimmetria|szimmetrikus]] és közel [[gömb]] alakú, de igazából a megjelenésük terén nagy változatosságot mutatnak és rendkívül összetett alakzatok is előfordulnak. Körülbelül 10%-uk erősen kétpólusú, egy kisebb részük pedig aszimmetrikus. Ennek a nagy változatosságnak a kiváltó oka még nem teljesen ismert, de a különleges formák valószínűleg [[kettőscsillag]]ok esetében alakulnak ki, ahol a központi csillag erős [[gravitáció]]s kölcsönhatásban van a társcsillagával. A csillag körül keringő bolygók szintén befolyásolhatják a köd anyagának folyásirányát, továbbá a [[mágneses mező]]knek és a [[csillagszél]]nek is fontos szerepe lehet a szokásostól eltérő alakzatok kialakulásában.
 januárjában csillagászok elsőként érzékeltek mágneses mezőt egy kettős planetáris köd központi csillaga körül, ami részben vagy egészében felelős lehet az objektum emlékezetes megjelenésért.