1. Stjärnens utveckling:
* Huvudsekvens: En stjärna som vår sol tillbringar huvuddelen av sitt liv smälter väte i helium i sin kärna, genererar energi och strålande ljus. Detta kallas "huvudsekvens" -fasen.
* röd jätte: När stjärnan tar slut på vätebränsle börjar det smälta helium i tyngre element. Detta gör att stjärnan expanderar kraftigt och blir en röd jätte.
2. Stjärnans instabilitet:
* skalfusion: Den röda jättens kärna blir instabil, och ett skal av väte runt kärnan tänds, vilket skapar en termisk puls som skjuter yttre lager av stjärnan utåt.
* Massförlust: De yttre skikten av stjärnan förvisas ut i rymden i en serie våldsamma pulser och bildar ett moln av gas och damm. Denna process kan fortsätta i tusentals år.
3. Planetary Nebula Formation:
* Ultraviolet strålning: Den återstående kärnan i stjärnan, nu en varm, tät vit dvärg, avger intensiv ultraviolett strålning. Denna strålning joniserar den utkastade gasen och får den att glöda.
* vackra former: Den joniserade gasen expanderar och interagerar med det omgivande interstellära mediet, vilket leder till bildning av komplexa och vackra former, som ofta liknar ringar, bubblor eller till och med timglasformer.
4. Bleknar bort:
* kortlivad skönhet: Planetnebulor är relativt kortlivade fenomen och varar bara några tiotusentals år.
* spridning: Så småningom sprids nebulas gas och damm och lämnar efter sig den vita dvärgen - den stjärniga resterna som långsamt kommer att svalna under miljarder år.
Nyckelpunkter:
* Planetnebulor är inte relaterade till planeter, men fick namnet så eftersom tidiga astronomer misstog sina runda former för planeter genom sina teleskop.
* Dessa nebulor är avgörande för återvinning av element i universum. De berikar det interstellära mediet med tyngre element, som sedan används för att bilda nya stjärnor och planeter.
Exempel: Den berömda ringnebulan (M57) är ett klassiskt exempel på en planetnebula.
