Planetarisk tåke

En planetarisk tåke er et astronomisk objekt som oppstår i siste fase av levetiden til middels tunge stjerner. Den består av skall av lysende gass og plasma som støtes ut fra stjernens ytre lag i en eller flere omganger. Planetariske tåker er relativt kortvarige fenomener i astronomisk forstand: levetiden er sjelden over noen titusen år. Det er observert omkring 1500 slike tåker i Melkeveien, men man regner med at det er rundt 10 000 totalt. Fenomenet er ikke knyttet til dannelsen av planeter og navnet skyldes en overfladisk likhet med store gassplaneter.

Tåken oppstår i siste fase av levetiden til stjerner med mindre enn 2–3 solmasser, etter at kjernens hydrogenbrensel er brukt opp. I denne fasen vil reaksjonstrykket i kjernen synke og kjernen trykkes sammen av den omkringliggende materien. Ved dette øker kjernens densitet og temperatur (til mer enn 100 millioner kelvin). Dette blåser opp stjernen til en rød kjempestjerne og tillater at hydrogen i et skall utenfor kjernen kan fusjonere. Etter hvert samler det seg «heliumslagg» i dette området, og reaksjonsraten faller og de ytre områdene kjølner og trekker seg sammen. Nå vil kjernen trykkes videre sammen og temperaturen øke ytterligere. Heliumet er sterkt komprimert, og forsinker heliumfusjon i å starte. Når denne først kommer i gang vil reaksjonstrykket redusere komprimeringen og raskt øke reaksjonsraten. Man får da et såkalt heliumblink som produserer tyngre atomer som karbon. Samtidig kastes en del av materialet utenfor dette skallet utover og danner et plasmaskall som beveger seg utover med en hastighet på noen tusen kilometer i timen.

Dersom det er tilstrekkelig materiale igjen utenfor kjernen kan en ny hydrogenforbrenning starte, etterfulgt av et nytt heliumblink som kaster av et nytt skall. Dette kan foregå flere ganger avhengig av stjernens opprinnelige masse, over en periode på noen få år. Til slutt er bare kjernen igjen, i form av en hvit dverg som sakte avkjøles uten nye fusjonsreaksjoner. De indre lagene av stjernen som nå avdekkes har høy temperatur og avgir ultrafiolett lys. Plasmaet som slynges ut belyses av denne strålingen og vil derfor ioniseres og lyse opp. På grunn av eksplosjonen, rotasjon, solvind og magnetiske felter dannes kompliserte strukturer. Noen år senere observeres tåken som bølgefronter eller ovaler rundt en hvit dvergstjerne.

Prosessen er viktig for metallisitet i universet ved at tyngre grunnstoffer enn hydrogen og helium sendes ut. Disse kan inngå i nye generasjoner stjerner og planeter. I tillegg til karbon kan nukleosyntesen også produsere oksygen, nitrogen og kalsium. Tyngre grunnstoffer dannes ikke i denne prosessen og krever en supernovaeksplosjon.

Referanser

Se også
Stjerne
Supernova
Nebula
Hvit dvergstjerne

Eksterne lenker 
 
 

 
Artikler i astronomiprosjektet
Stjerneutvikling