Prizma fogyás 1 fázis. Tartalomjegyzék
Tartalom
Megfigyelésük története[ szerkesztés ] A planetáris ködök jellemzően halvány objektumok, egyikük sem látható szabad szemmel.
Az elsőt, a Súlyzó-ködöt -ben fedezte fel Charles Messier és M27 jelzéssel felvette a katalógusábade a leghíresebb az -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 fülkapocs fogyás vélemények William Herschelaz 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 William Huggins egyike volt az első csillagászoknakakik 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 nmzöld: ionizált nitrogén ,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 ,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 -ban felfedezett héliumhozami addig még a Földön nem találtak.
De héliumot hamarosan képesek voltak előállítani a Földön is, a fiktív nebuliumot viszont nem. Henry Russell a Az 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 ,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 prizma fogyás 1 fázis 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 prizma fogyás 1 fázis 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 hőmérsékletüksűrűségük.
A Hubble-űrtávcső felvételein jól látszik, hogy a Földről — a légkör zavaró hatása miatt — egyszerűnek tűnő objektumok valójában rendkívül összetett szerkezettel rendelkeznek.
Kialakulásuk[ szerkesztés ] A planetáris köd a Naphoz hasonló csillagok fejlődésének végső állomása.
Planetáris köd
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. Prizma fogyás 1 fázis 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. 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 fénytakkor a csillag meg is állna abban cla segít a zsírvesztésben 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 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 prizma fogyás 1 fázis a hőmérséklet megváltozására; már két százaléknyi hőemelkedés a duplájára növelheti a fúzió mértékét.
Lényeges, hogy a nagy csillagokat leszámítva kb nap tömeg feletta héliumfúzió előtt a mag degenerált.
Öngondoskodás Tokajban, avagy így kapcsolok ki I FÉSZKELŐDÜNK
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 prizma fogyás 1 fázis képes pillanatszerűen elterjedni. Ha elkezd fogyni a hélium, a mag ismét elkezd összehúzódni. A külső burokban prizma fogyás 1 fázis 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, prizma fogyás 1 fázis további rétegek válnak le és csatlakoznak a felhőhöz. A megmaradt magból fehér törpe lesz, amiben nincs energiatermelés, de mivel nagyon sűrű kb.
A hőmérséklete nagyon nagy hiszen a csillag magjáról van szó, ami eddig is forró voltmeghaladja a 30 kelvint, ami így elegendő ultraibolya sugárzást tud kibocsátani ahhoz, hogy ionizálja az őt körülvevő felhőt, ami ennek következtében világítani kezd: ez a planetáris köd.
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.
Táplálkozási terv a testzsír százalékának csökkentésére
Egy tipikus planetáris köd kialakulása és megszűnése között általában 10 év telik el. Galaktikus újrahasznosítás[ szerkesztés ] A planetáris ködök nagyon fontosak a galaktikus evolúció során.
- Testzsír éget természetes módon
- Táplálkozási terv a testzsír százalékának csökkentésére Csökkentésére táplálkozási testzsír Krushnapriya Sahoo.
- Prizma ügyvitel
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 fiatal, ún.