Nebulosa planetària

context: Les reaccions de fusió de l'heli són extraordinàriament sensibles a la temperatura, amb velocitats de reacció proporcionals a T40 (sota temperatures relativament baixes).[26] Això significa que només un creixement del 2% de la temperatura augmenta més del doble la velocitat de reacció. Aquestes condicions fan que l'estrella sigui molt inestable; un petit augment de temperatura provoca un ràpid augment de les velocitats de reacció, que allibera una gran quantitat d'energia, fent augmentar més la temperatura. La capa de combustió d'heli s'expandeix ràpidament i per tant es refreda, el que redueix la velocitat de reacció de nou. Es creen unes grans pulsacions que poden ser prou grans per projectar a l'espai l'atmosfera estel·lar sencera.[27]
qas: answers: text: Les reaccions de fusió de l'heli
question: Quines reaccions són extraordinàriament sensibles a la temperatura?

answers: text: més del doble la velocitat de reacció
question: En quant augmenta la velocitat de reacció amb un creixement del 2% de la temperatura?

answers: text: una gran quantitat d'energia
question: Què s'allibera quan es produeix un ràpid augment de les velocitats de reacció?

answers: text: augmentar més la temperatura
question: Quina és la conseqüència que comporta l'alliberament d'una gran quantitat d'energia?

answers: text: es refreda
question: Què li passa a la capa de combustió d'heli quan s'expandeix ràpidament?

context: Els gasos expulsats formen un núvol de material al voltant del nucli "ara a la vista" de l'estrella. A mesura que l'atmosfera s'allunya més i més de l'estrella, les capes més profundes queden exposades a temperatures més i més elevades. Quan la superfície exposada assoleix una temperatura d'uns 30.000 K, hi ha prou fotons ultraviolats emesos per ionitzar l'atmosfera expulsada, fent que aquesta brilli. El núvol es converteix llavors en una nebulosa planetària.[25]
qas: answers: text: un núvol de material al voltant del nucli
question: Què formen els gasos expulsats?

answers: text: Quan la superfície exposada assoleix una temperatura d'uns 30.000 K
question: Quan hi ha prou fotons ultraviolats per ionitzar l'atmosfera expulsada?

answers: text: en una nebulosa planetària
question: En què es converteix el núvol?

context: L'enorme varietat de les formes és en part efecte de la projecció; la mateixa nebulosa quan s'observa sota diferents angles es veurà de manera diferent. No obstant això, la raó de l'enorme varietat de formes físiques no s'entén completament,[42] tot i que podria ser causada per les interaccions gravitacionals amb estrelles companyes si les estrelles centrals són estrelles dobles. Una altra possibilitat és que els planetes interrompen el flux de material de l'estrella quan es forma la nebulosa. S'ha determinat que les estrelles més massives produeixen nebuloses de formes més irregulars.[44] El gener de 2005, els astrònoms van anunciar la primera detecció de camps magnètics al voltant de les estrelles centrals de dues nebuloses planetàries, i van anunciar la hipòtesi que els camps podien ser parcialment o totalment responsables de la seva forma poc corrent.[45][46]
qas: answers: text: L'enorme varietat de les formes
question: Quin és l'efecte causat en part per la projecció?

answers: text: les estrelles més massives
question: Quines estrelles produeixen nebuloses de formes irregulars?

answers: text: que els camps podien ser parcialment o totalment responsables de la seva forma poc corrent
question: Quina hipòtesi van anunciar els astrònoms el gener de 2005?

answers: text: El gener de 2005
question: Quant es van detectar camps magnètics al voltant de les estrelles de dues nebuloses?

context: Hi ha dos mètodes per determinar l'abundància de metalls en les nebuloses. Es basen en diferents tipus de línies espectrals—línies de recombinació i les línies excitades per col·lisió. S'observen grans discrepàncies a vegades entre els resultats derivats dels dos mètodes. Alguns astrònoms expliquen això per la presència de fluctuacions a baixa temperatura dins de les nebuloses planetàries, mentre que altres afirmen que les diferències són massa grans per a ser explicades pels efectes de temperatura, i postulen la hipòtesi de l'existència de nuclis freds que contenen molt poc hidrogen per explicar les observacions. No obstant això, cap d'aquests nuclis no ha estat observat.[52]
qas: answers: text: en diferents tipus de línies espectrals
question: En què es basen els mètodes per determinar els metalls en les nebuloses?

answers: text: línies de recombinació i les línies excitades per col·lisió
question: Quines són les línies espectrals?

answers: text: molt poc hidrogen
question: Què contenen els nuclis freds?

answers: text: Alguns astrònoms
question: Qui postula la hipòtesi de l'existència de nuclis freds?

context: Al final de la vida de l'estrella, durant la fase de gegant vermella, les capes externes són expulsades a través de pulsacions i vents estel·lars forts. Sense aquestes capes opaques, les calentes, el nucli lluminós emet radiació ultraviolada que ionitza[1] les capes externes expulsades de l'estrella. Aquesta escorça energitzada irradia com una nebulosa planetària.[6]
qas: answers: text: a través de pulsacions i vents estel·lars forts
question: Com són expulsades les capes externes?

answers: text: radiació ultraviolada que ionitza[1] les capes externes expulsades de l'estrella
question: Què emet el nucli lluminós sense les capes externes?

answers: text: com una nebulosa planetària
question: Com irradia l'escorça energitzada?

answers: text: Al final de la vida
question: A quina etapa de vida de l'estrella es correspon la fase de gegant vermella?

context: En la segona fase, la seva energia es va perdent per radiació i les reaccions de fusió acaben, perquè l'estrella central no és prou pesant per a generar les temperatures necessàries per provocar la fusió del carboni i oxigen.[2][9] Durant la primera fase de l'estrella central manté la lluminositat constant[2] mentre que, al mateix temps, es fa cada vegada més calenta, arribant a temperatures al voltant de 100.000 K. En la segona fase, amb el temps es refreda tant que no emet prou radiació ultraviolada per ionitzar el núvol de gas, que cada vegada és més distant. L'estrella es converteix en una nana blanca, i el núvol de gas es recombina, fent-se invisible, posant fi a la fase de nebulosa planetària. Per a una nebulosa planetària típica, passen al voltant de 10.000 anys[2] entre la seva formació i la recombinació de l'estrella.[9]
qas: answers: text: per radiació
question: Com es perd la seva energia en la segona fase?

answers: text: les reaccions de fusió
question: Què acaba en la segona fase?

answers: text: primera
question: En quina fase l'estrella central manté la lluminositat constant?

answers: text: 100.000 K
question: A quines temperatures pot arribar l'estrella central durant la primera fase?

answers: text: 10.000 anys
question: Quants anys passen en una nebulosa planetària típica entre la formació i la recombinació?