ග්රහ නිහාරිකා
ග්රහ නිහාරිකාවක් යනු විමෝචක නිහාරිකාවකි,බොහෝ අවස්ථාවන් වලදී PN හෝ PNe යන කෙටි යෙදුමෙන් හැදින්වෙන එය රතු යොධ ග්‍රහයන්ගෙන් අවසන් කාලයේ නිකුත් වන අයනික වයුවන්ගෙන් සැදුන බබලන ප්‍රසරණය වෙමින් පවතින කවරයකින් සමන්විත වේ. 'නෙබියුලා'(nebula) යන වචනය ලතින් භාෂාවේ මීදුම හෝ වලාකුළ යන්නයි. එමෙන්ම 'ග්රහ නිහාරිකාව/ ග්රහ නෙබියුලාව' යන වැරදි ව්‍යවහාරික වචනය මුලින්ම පටබැඳුනේ 1780 වර්ෂයේ, විලියම් හර්ෂල් නැමති තාරකා විද්‍යාඥයා විසින් ඔහුගේ දුරදක්නයෙන් මුලින් බලන විට මෙම වස්තූන් මුලින් පෙනී ඇත්තේ අලුතින් සැදුන ග්රහ මණ්ඩල ලෙසින් ය. මෙම වස්තූන් සඳහා හර්ෂල් යෙදූ නාමය තාරකා විද්‍යාඥයන් විසින් යොදා ගැනුනු අතර දැනටත් එය වෙනස් වී නොමැත. සාමාන්‍ය තාරකා ජීව කාලයක් වන වසර බිලියන ගණනක් සමඟ සංසන්දනය කර බැලීමේ දී අවුරුදු දස දහසක් පමණක් වන හෙයින් සාපේක්ෂව කෙටි කාලයක් තුළ පවතින සංසිද්දීන් ලෙස හැඳින්විය හැකිය.
බොහෝ ග්රහ නිහාරිකා නිර්මාණය වන ආකාරය පිළිබඳ වන මතයක් වන්නේ : තරුවක අවසාන සමයේ එහි රතු යෝධ අවධියේ, අනාවෟත සංදීප්ත ගර්භය මඟින් නිකුත් කරන පාරජම්බුල විකිරණ, නෙරපීමට ලක් වූ බාහිර ස්ථරය අයනීකරණයට ලක් කරනු ලබනවා. මෙම ශක්ත්‍යායනයට ලක් වූ නිහාරිකා වායූන්ගෙන් සැදුම් ලත් කවරය මඟින් උරාගත් පාරජම්බුල ශක්තීන් දෘශ්‍යමාන පරාස ලෙසින් නැවත විකිරණය වී ග්රහ නිහාරිකා ලෙස දෘශ්‍යමාන වේ. තීරණාත්මක භූමිකාවක් මන්දාකිණියේ රසායනික පරිනණාමය පිලිබඳ ඉටුකරයි. එය තාරකාවන්ගෙන් නැවත ද්‍රව්‍යයන් අන්තර් තාරකා මධ්‍ය යොමු කිරීමෙන් මූලද්රව්ය, න්‍යෂ්ටික ප්රතික්රියා වල නිපැයුමක් (කාබන්,නයිට්‍රජන්,ඔක්සිජන් සහ කැල්සියම් ආදිය) ඈත මන්දාකිනි වල වැදගත් තොරතුරු ග්රහ නිහාරිකා මගින් සොයා ගැනීමට මෙන්ම විසඳාගැනීමටද හැකියාව ඇත.
නිරීක්ෂණ
[සංස්කරණය].jpg)
Credit: NASA, ESA, and C.R. O'Dell (Vanderbilt University)
Credit: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), and the ERO team (STScI + ST-ECF)
ග්රහ නිහාරිකා හෝ ග්රහ නෙබියුලා සමාන්‍යයෙන් නිරීක්ෂණයට අපහසු ඉතා අවම ආලෝකයක් සහිත වස්තූන්ය. කිසිදු ග්රහ නිහාරිකාවක් අපට පියවි ඇසින් දැකගත නොහැක. මුල්ම ග්රහ නිහාරිකාව නිරික්ෂණය කරන ලද්දේ චාල්ස් මෙසියර් විසින් 1764 දීය. කුඩා හිවලා ( Vulpecula) තරකා රාශිය වලල්ලේ පිහිටා ඇති එය මෙසියර් විසින් M27 ලෙස සටහන් කළ අතර පසුව එය ඩිම් බෙල් නිහාරිකාව ලෙස පතල විණි. මුල් කාලවල තිබූ ප්‍රාථමික දුරේක්‍ෂ වලින් නිරීක්ෂණය කරන අවදියේ මේවා නව ග්රහලෝක පද්ධතීන් නිර්මාණය වෙමින් පවතින ලාබාල සූර්යයන් ලෙස හඳුනා ගැනිනි. එ නමුත් පසුව කල පරීක්ෂණ වලදී හෙලිවූයේ මේවා තමා වටා වසර මිලියන ගණනක් ගමන්කළ ග්රහ වස්තූන් උරා ගනිමින් විනාශ වන වයස් ගත සූර්යයන් බවය. ග්රහ නිහාරිකාවල මෙම නියම තත්ත්වය විද්‍යාඥයන්ට වැටහුනේ 19 වැනි ශත වර්ෂය මැද භාගයේ දී සිදුකල වර්ණාවලීමාණ අද්‍යයනයන් ගෙන් පසුවය. ආකාශ වස්තූන්ගෙන් එන ආලෝකයේ වර්ණාවලිය ප්‍රිස්ම භාවිතා කොට වෙන්කර අද්‍යයනය කිරීමේ මූලිකයකු වූ විලියම් හිගින්ස් ග්රහ නිහාරිකාවන් මෙලෙස පර්‍යේශනයට ලක් කල මුල්ම තැනැත්තා විය. ඔහු විසින් ඇන්ඩ්‍රොමිඩා නිහාරිකාව ඇතුලු බොහෝ නිහාරිකාවන් මෙලෙස නිරීක්ශණය කල අතර ඒ සියල්ල සමාන වර්ණාවලීන් ගෙන් යුක්ත බව සොයා ගැනින.(ඇන්ඩ්‍රොමිඩා වූ කලී චක්‍රාවාටයක් බව පසුව හෙලි විණි. )
ප්‍රභවය
[සංස්කරණය]
සූර්ය ස්කන්ධයෙන් 8 ට වඩා වැඩි තාරකා බොහෝ විටම සිය දිවිය නිම කරන්නේ සුපර්නෝවා ලෙසින් පුපුරා යාමෙනි. ග්රහ නෙහාරිකාවන් සැදී ඇත්තේ 0.8 සිට 8 දක්වා විශාලත්වයෙන් යුතුව තිබූ සූර්යයන් විනාශ වීමෙන් බව සැලකේ. සූ ර්යයන් සිය ජීවිත කාලය තුල හයිඩ්රිජන් හීලියම් බවට පත්කරමින් න්යශ්ඨික විලයනය මගින් ශක්තිය පිටකරයි .එහිදී අභ්‍යන්තරයේ සිට පිටත දිසාවට ඇතිවන පීඩනය එම සූර්යයන් ගේම දැවැන්ත පදාර්ථය නිසා ඇතුල් දෙසට ඇති වන ගුරුත්වය මගින් තුලනය වේ. මෙම තත්ත්වයේ ඇති තාරකා ප්රධාන අදියරේ සුර්යයන් ලෙස හැඳින් වේ. කුඩා හා මද්යම ප්රමාණයේ තාරකා ප්රධාන අදියරේ දී වසර මිලියන ගණනක් මෙලෙස සිය ශක්තිය වැයකරගෙන ඇති ඒවාය. හීලියම් ප්‍රමාණය වැඩි වත්ම හිරු ගේ මද්යයට ඇති පීඩනය වැඩි වී උෂ්නත්වය අධික ලෙස ඉහල යයි. වර්තමානයේ අපගේ හිරු ගේ මධ්‍ය උෂ්ණත්වය කෙල්වින් අංශක මිලියන් 15 ක් පමණ වේ. හයිඩ්රිජන් හීලියම් බවට වැයවී ගුරුත්ව පීඩනය වැඩිවූ දිනෙක එම ඌෂ්නත්වය කෙල්වින් මිලියන් 100 ක් දක්වා ඉහල යයි.
මේ අවස්ථවේදී බාහිර පෘශ්ඨයේ ඌෂ්ණත්වය මද්යයයේ ඇති අධික උෂ්ණත්වයට වඩා අඩුවී තාරකාව රතු දැවන්තයකු බවට පත්වේ. නමුත් නොනැවතී සිදුවන අභ්යන්තර හැකිලීම නිසා ඇතිවන අධික පීඩනය හා කෙල්වින් අංශක මිලියන්100 ට අධික ඌෂ්නත්වය නිසා මද්යයයේ ඇති හීලියම් ද බිඳ වැටීම ආරම්භ වී කාබන් හා ඔක්සිජන් අනු බවට හැරේ. මෙම අවදියට පත්වූ පසු තාරකාවේ සංකෝචනය නවතින අතර කාබන් හා ඔක්සිජන් සහිත ඇතුල් කොටසක් ද හීලියම් කාබන් බවට පත්වන ප්රදේශයක් හා හයිඩ්රිජන් හීලියම් බවට පත්වන බාහිර ස්ථර සහිත වස්තුවක් බවට පත්වේ. මේ අවදිය වන විටත් එය විශාල රතු තාරකාවක් ලෙසින්ම දිස්වන නමුත් සත්‍ය වශයෙන්ම එය එකිනෙකට වෙනස් ව්යුහ 3 ක් එක්ව ඇති වස්තුවකි එය නමින් Asymptotic giant branchනම් වේ.
හීලියම් දහන ප්රතික්රියාවේ ස්වභාවය උෂ්නත්ව වෙනස්කම් මත වේගයෙන් වෙනස් වේ. ඌෂ්නත්වයේ 2% ක වැඩිවීමකදී ප්රතික්රියා සීග්රතාව 100% කින් වැඩි වේ. මෙහිදී තාපය තවත් ඉහල ගොස් තාරකාවෙන් අධික ශක්ති ප්රමාණයක් ඉවතට විහිදීම නිසා අභ්යන්තරය නිරාවරනය වේ. මේ හේතුවෙන් ඌෂ්නත්වය වැඩිවීම නැවතී ආපසු සිසිලන තත්වයට පත්වේ. මෙලෙස චක්රාකාරව සිදුවන දැවැන්ත අඩු වැඩි වීම් සමග තාරකාව දරුනු ලෙස ගැස්සීමට බඳුන්වීම තුල අවසානයේදී විශාල බලයක් එකතු වී සිය සමස්ත බාහිර පෘෂ්ඨයම විශ්වයට මුදා හරී. තාරකාව වටා පිහිටි වායු පදාර්ථයන් ඉන් ඉවතට යනවිට එහි මැද ඇති අධික ඌෂ්නත්ව ඇති කොටස් නිරාවරනය වේ. මෙලෙස කෙල්වින් අංශක 30,000 පමන වූ ප්රදේශය අවට වායු ගෝලයට නිරාවරනය වන විට ඉන් පිටවන පාරජම් බුල කිරන නිසා අයනීකරනය වන වායු ප්රදේශ දීප්තිමත් වීම සිදුවේ. ග්රහ නිහාරිකාවක ලක්ශණ පහලවීම මේ ලෙස සිදුවේ.
ජීව කාළය
[සංස්කරණය]
තරුවක් Asymptotic giant branch (AGB)අවධියෙන් පසුව කෙටි ග්රහ නිහාරිකා අවදිය පටන් ගනියි, ඉන්පසුව තත්ත්පරයට කිලෝ මීටර් ගණනක් වේගයෙන් වායුන් මධ්‍ය තාරකාවෙන් නිකුත් වේ. මධ්‍ය තාරකාව පමණක් AGB අවධියෙන් ඉතිරි වේ, ඉලෙක්ට්‍රොන පරිහාණියට පත් වූ කාබන් ඔක්සිජන් ගර්භයෙන් ස්කන්ධය අඩු වීම හෙතුවෙන් හයිඩ්‍රජන් කවරය ද බොහො සෙයින් පරිහාණියට පත් වේ.වායූන් ප්‍රසාරණය වෙද්දී මධ්‍යයේ පිහිටි තාරකාව අදියර දෙකකින් පරිණාමය වේ. උනුසුම් වෙමින් සංකෝචනය වෙද්දී හ්යිඩ්‍රජන් ගර්භයේ හා කවරයේ ප්රතික්රියා හටගනියි, ඉන්පසුව ස්කන්ධය අඩුවීමත් සමඟ කෙමෙන් කෙමෙන් එය ශීත වේ.
දෙවැනි අදියරයේ එහි ශක්තිය විහිදීමත් සහ සංයොජන ප්රතික්රියා අඩුවීමත් සමඟ මධ්‍ය තරුවේ බර අඩු වීමෙන් ගර්භයේ ඔක්සිජන් හයිඩ්‍රජන් සංයොජනයට අවශ්ය උෂ්ණත්වය නිපදවා ගැනීමට අපහසු වේ. මෙම අවස්ථාවට පසුව වසර 10,000 ක් පමන ගතවන තුරු පැයට කිලෝ මීටර් කිහිපයක වේගයෙන් තාරකාවෙන් ඉවතට නිකුත්වන වායු දහරා හා ආරෝපිත අංශු නිසා එය දීප්තිමත්ව පවතී.මෙසේ එහි සැහෙන කොටසක් විමෝචනය වීමේදී තවදුරටත් සංකෝචනය වීමට හා ඌෂ්නත්වය ඇතිවීම සඳහා අවශ්ය තරම් පදාර්ථය තාරකාවට අහිමි වේ. ඌෂ්නත්වය අඩුවීම නිසා පාර ජම් බුල කිරණ නිකුත් වීමද අඩපන වී යයි. එවිට පාර ජම් බුල කිරන නිසා අයනීකරනය වී දිදුලන ලද වායු වලාවන් ගේ ආලෝකය අඩුවී ගොස් පොලොවේ සිට නිරීක්ශණය කිරීමට අපහසු තරම් අඳුරු තත්වයත පත්වේ. මින් පසු එය සුදු වාමන තරුවක් ලෙස හැඳින්වෙන අතර එය වටා පිහිටි වායු වලාකුල් ආරෝපනය නොමැති කමින් නොපෙනි යයි. මෙසේ ග්රහ නිහාරිකාව ක ආයු කාලය නිමවේ. නමුත් තව දුරටත් ඒවා වෙනස් වූ ව්‍යූහයක් සහිතව සුදු වාමන තරු ලෙස පවතී. සුදු වාමන තරු ලෙස දිස්වන්නේ මෙසේ ආයු කාලය අවසන් වූ ග්රහ නෙබියුලාවන් ය.
මන්දාකිණි ප්‍රතිචක්‍රීකාරකයෝ
[සංස්කරණය]ග්රහ නිහාරිකා විශ්ව නිර්මාණ ක්‍රියාවලියේ වැදගත් මෙහෙයක් ඉටු කරයි. මුල් ම තාරකා වල සංයුතියේ වැඩිපුරම ඇත්තේ හයිඩ්‍රජන් හා හීලියම් ය. ඒ ඒවා නිර්මාණය වීමේදී විශ්වයේ තිබුනේ හයිඩ්‍රජන් වීම නිසාය. එම තාරකා වසර මිලියන් ගණනකට පසු ග්රහ නිහාරිකා බවට පත්වීමේදී බිඳ වැටෙන හීලියම් මගින් ඒවා තුල ඔක්සිජන්, කාබන්, නයිට්‍රජන් වැනි නව මූල ද්රව්ය උපදියි. ග්රහ නිහාරිකා ඉවතට විදාරනය වීමේදී මෙම නව මූලද්රව්ය ඈත විශ්වයට මුදා හැරේ. විශ්වයට මෙසේ අලුතින් එක්වන මෙම බර මුලද්රව්ය ලෝහ (metals ) ලෙස හඳුන්වන අතර මේ පසුබිමේ උපදින දෙවන පරම්පරාවේ සූර්ය මණ් ඩල වල මුල් සූර්යයන් ට වඩා වැඩි ප්රතිශතයකින් නව බර මූල ද්රව්ය අඩංගුවේ. මේ බර මූල ද්රව්ය නව සූර්යයන් හා ග්රහ මණ් ඩල වල සංයුතිය හා පරිනාමයේ විශාල වෙනසක් ඉටුකරයි
ලක්ෂණ
[සංස්කරණය]භෞතික ලක්ෂණ
[සංස්කරණය]
Credit: STScI/AURA
ග්රහ නිහාරිකාවක් සාමාන්‍යයෙන් ආලෝක වර්ශ 1 ක් තරම් පළලකින් යුක්ත මුත් විශාල ප්‍රදෙශයක් පුරාම ඝණ සෙන්ටිමීටරයට අංශු 100-10,000අතර පවතින ඉතාම අඩු ඝනත්වයෙන් යුතු වායු වර්ග වලින් සමන්විතය. පොලොවේ වයුගෝලයේ ඝනත්වය ඝණ සෙන්ටිමීටරයට අංශු 2.5×1019කි. මුල් වයස් වල ග්රහ නිහාරිකා වල ඝණ සෙන්ටිමීටරයට 1,000,000 පමණ් වූ අංශු ප්රමාණයක් තිබෙන අතර වයස් ගත වීමේදී විමෝචනය වීමෙන් එය ඉතා අඩු මට්ටමකට ළඟා වේ. ග්රහ නිහාරිකාවක ස්කන්ධය සූර්ය බර 0.1 සිට 1.0 දක්වා වේ.
සංඛ්‍යා හා ව්‍යාප්තිය
[සංස්කරණය]අපගේ ක්ෂීර පථයේ ඇති බිලියන 200 ක් තරම් වන තාරකා අතුරින් 3000 ක් පමන ග්රහ නෙබියුලාවන් බවට හඳුනා ගෙන ඇත. සාපේක්ෂව අඩු ජීවිත කාලයක් ඇති මේවා වැඩි මනත්ව පිහිටා ඇත්තේ ක්ෂීර පථයේ මැද ප්‍රදේශයට වන්නට ය.
රූප විද්‍යාව
[සංස්කරණය]පොලවේ සිට පෙනෙන පරිදි ඒකාකාර වෘත්තාකාර හැඩ රුවක් සහිතව නිර්මාණය වී ඇත්තේ ග්රහ නිහාරිකා වලින් 20% ක් පමණි. අනිත් ඒවා විවිධ වෙනස් කම් හා සංකීර්ණ ව්යුහයන් සහිතව සැදී ඇත. ඒවා තැටි, මුදු, , ද්විත්ව , සර්පිලාකාර ආදී හැඩයන් ගන්නා අතර ඒ අනුව නම් ලබා ඇත. මූලික වශයෙන්ම ඒවා තෙඅකාරයේ වෙයි. ද්විත්ව bipolar , ඉලිප්සකාර හා සර්පිලාකාර වශයෙනි. ද්විත්ව හැඩැති ග්රහ නිහාරිකා චක්රාවාට තලය පෙදෙසෙහි එම තලයට සමගාමී ලෙස පිහිටා ඇත. ඒවා බොහෝ විට වයස් ගත නොවූ සූර්යයන් ගෙන් විකසනය වන්නට ඇත. සර්පිලාකාර ග්රහ නිහාරිකා වයස්ගත සූර්යයන් ගෙන් නිර්මාණය වෙයි. මෙලෙස විවිධාකාර හැඩයන් ගෙන මේවා දිස්වීමට එක හේතුවක් ලෙස ඒවා අප දෙස යොමුවී ඇති කෝනය විය හැක. විවිධ පැත්තෙන් බැලූ විට විවිධ හැඩයන් ගෙන් මේවා දිස්වනු ඇත. නමුත් මේ වෙනස්කම් වලට නිශ්චිත හේතුවක් සඳහන් කිරීම අපහසුය. මෙම නිහාරිකා සමග ඇති ග්රහලෝක වලින් එන ගුරුත්ව බලය නිසා ඇදීයන වායු ස්කන්ධ නිසාද විවිධ හැඩයන් වලට පත්වේයැයි විශ්වාස කෙරේ. එමෙන්ම ද්විත්ව සූර්ර්ය පද්ධති වල ඇතිවන ගුරුත්ව වෙනස්කම් ද මේ සඳහා බලපානු ඇත. 2005 ජනවාරියේදී මෙවන් ග්රහ නිහාරික දෙකක චුම් බක ක්ශේත්ර ඇති බව සොයා ගැණින. ග්රහ නිහාරිකා වල විවිධ හැඩයන් ඇති වීමට මේ චුම් බක ක්ශේත්ර වල බලපැම ද පූර්ණ වශයෙන් හෝ අඩ වශයෙන් හේතු වෙනු ඇතැයි විශ්වාස කෙරේ.
තාරකා ගොනු වල සාමාජිකයන් ලෙස
[සංස්කරණය]
ග්රහ නිහාරිකාවෝ තාරකා ගොනු හතරක සාමාජිකයෝ ලෙසින් සොයා ගෙන ඇත:මෙසියර් 15, මෙසියර් 22, NGC 6441 සහ පැලෝමා 6. කෙසේ හෝ දැනට ග්රහ නිහාරිකාවක් විවෘත තාරකා වල්ල්ලක සොයා ගෙන ඇත්තේ එක් අවස්තාවක පමණ ය. NGC 2348 මෙසියර් 46 දී සහ NGC 2818 බොහෝ දුරට උත්කෘෂ්ට නිදර්ශන ලෙසින් හැඳින්වේ නමුත් එවා හුදෙක් දෘෂ්ටි රේඛාවේ පවතින අහඹු සිදුවීම් ය.
ඒවායේ කුඩා මුළු ස්කන්ධය හේතු කොට ගෙන විවෘත වලල් වල ඇත්තේ සාපේක්ෂව සුළු ගුරුත්වාකර්ෂණ සන්සක්ති ය. එහෙයින් විවෘත වලල් කෙටි කාලයක් තුල විසිරී යන්නට ඉඩ ඇත, සාමාන්‍යයෙන් මිලියන 100ත් 600ත් අතර කාලයක් තුලදී.
ආදර්ශ සිද්ධාන්ත වලට අනුව ග්රහ නිහාරිකා නිපද වීමට ප්රධාන අනුපිළිවෙලින් සූර්ය ස්කන්ධය එකත් අටත් අතර, වයස මිලියන සියයක් හෝ ඊට වඩා පැරණි. එම වයසේ විවෘත තාරකා වලල් ඇත්තේ සීමිත ගණනක් වුවද, එනමුත් විවිධ හේතු නිසා ග්රහ නිහාරිකා සොයාගැනීමට අපහසු වී ඇත.එක් කාරණාවක් ලෙස ග්රහ නිහාරිකා සමය ඉතා විශාල තාරකා සඳහා අවුරුදු දහස් ගණනක් තිස්සේ සිදු වන ක්‍රියා වලියකි - අන්තරීක්ෂ වචනයෙන් නම් ඇස් පිය හෙළන නිමේෂයක්.
ග්රහ නිහාරිකා අධ්‍යයනයේ වර්තමාන ගැටළු
[සංස්කරණය]
ග්රහ නිහාරිකාවල පරතරය බොහෝ දුරට හොදින් නිශ්චිත කිරීමට අපහසුය. ළඟම ඇති ග්රහ නිහාරිකාවේ දුර, ප්‍රසාරණ අසම්පාතය මැනීමෙන් තීරණය කර ගැනීමට හැකියාව ඇත.වසර කිහිපයක් ඇතුලත වූ අධිවිභේදන නිරීක්ෂණ මඟින් නිහාරිකා ප්‍රසාරණය ද්‍රෂ්ටි රේඛාවට ලම්භකව, ඒ අතර Doppler shiftහි වර්ණාවලීක්ෂ නිරීක්ෂණ මඟින් ප්‍රසාරණයේ ප්‍රවේගය ද්‍රෂ්ටි රේඛාවේ දී අනාවරණය කළ හැකිය. කෝණික ප්‍රසාරණය හා ලබා ගත් ප්‍රසාරණයේ ප්‍රවේගය සංසන්ධනය කර ගැනීමෙන් ග්රහ නිහාරිකාවේ දුර නිගමනය කර ගත හැකිය.
විවිධ හැඩයන්ගෙන් යුත් නිහාරිකා/නෙබියුලා හැඩයන් කෙසේ සෑදේ ද යන ගැටළුව විවාදාත්මක මාතෘකාවකි. පිලිගත් මතයක් වන්නෙ තාරකා මඟින් විවිධ වේගයන් තුලින් නිකුත් වන ද්‍රව්‍යයන්හි අන්තර්ක්‍රියා මඟින් බොහෝ නිරීක්ෂිත හැඩයන් පෙන්නුම් කෙරේ. කෙසේ හෝ සමහර තාරකා විද්‍යාඥයෝ විශ්වාස කරන්නේ මධ්‍ය ලක්ෂයේ පිහිටන ද්විත්ව තාරකා හේතුවෙන් වඩා සංකීර්ණ ග්රහ නිහාරිකා සෑදිය හැකි බවයි. සමහර නිහාරිකාවන්ගේ තදබල චුම්භක ක්ෂේත්‍ර තිබෙන බව සොයාගෙන ඇති අතර ඒවයේ අයනික වායුන් සමඟ අන්තර්ක්‍රියා සමහර නෙබියුලා හැඩයන් පැහැදිලි වේ.
නිහාරිකාවේ ලෝහ බහුලත්වය පිලිබඳ තීරණය කරන විධි දෙකක් ඇත. එය රඳා පවතින්නේ ප්‍රතිසංයෝජන රේඛා හා සංඝට්ටන උත්තේත රේඛා මතයි. සමහර අවස්ථාවලදී බොහෝ වෙනස්කම් මෙම විධි දෙකේ ප්‍රතිඵල අතර දැකිය හැකිය. එය ග්‍රහා නිහාරිකා ඇතුලත වන කුඩා උෂ්ණත්ව වෙනස්වීම් හේතුවෙන් සිදු විය හැකිය. එම වෙනස්කම් ඉතා විශාල වන අවස්ථාවන් වල දී උෂ්ණත්ව වෙනස්වීම් හේතු කොට ගෙන සිදු වීමට අපහසු විය හැකි අවස්ථාවන් තුලදී එම නිරීක්ෂණ හයිඩ්‍රජන් ඉතා අවම මට්ටමේ ඇති ශීත පුරුක් හේතු කොට ගෙන බව නිගමනය කරයි. කෙසේ හෝ එය තවම නිරීෂණයට ලක් කර යුතුව ඇත.
තවත් පරිශීලනයට
[සංස්කරණය]
Preceding evolutionary stage:
Subsequent evolutionary stage:
General topics:
Otherwise related:
Alternative developments:
නිර්දේශ
[සංස්කරණය]- ^ Miszalski et al. 2011
- ^ "Hubble Offers a Dazzling Necklace". Picture of the Week. ESA/Hubble. සම්ප්‍රවේශය 18 August 2011.
- ^ "Cosmic Sprinklers Explained". ESO Press Release. සම්ප්‍රවේශය 13 February 2013.
උපුටා දැක්වීම්
[සංස්කරණය]- Aller, Lawrence H.; Hyung, Siek (19–23 November 2001) [2001], Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph, eds., "Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review)", Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union, Planetary Nebulae: Their Evolution and Role in the Universe (Canberra, Australia: Astronomical Society of the Pacific) 209: 15,
- Allison, Mark (2006), Star clusters and how to observe them, Birkhäuser, pp. 56–8,
- Bowen, I. S. (October 1927), "The Origin of the Chief Nebular Lines", Publications of the Astronomical Society of the Pacific 39: 295–7, ,
- Frankowski, Adam; Soker, Noam (November 2009), "Very late thermal pulses influenced by accretion in planetary nebulae", New Astronomy 14 (8): 654–8, , , "A planetary nebula (PN) is an expanding ionized circumstellar cloud that was ejected during the asymptotic giant branch (AGB) phase of the stellar progenitor."
- Gurzadyan, Grigor A. (1997), The Physics and dynamics of planetary nebulae, Springer, , http://books.google.com/?id=xxVkZBVIZeAC
- Harpaz, Amos (1994), Stellar Evolution, A K Peters, Ltd., , http://books.google.com/?id=kd4VEZv8oo0C&dq
- Hora, Joseph L.; Latter, William B.; Allen, Lori E.; Marengo, Massimo; Deutsch, Lynne K.; Pipher, Judith L. (September 2004), "Infrared Array Camera (IRAC) Observations of Planetary Nebulae", Astrophysical Journal Supplement Series 154 (1): 296–301, ,
- Hubble Witnesses the Final Blaze of Glory of Sun-Like Stars, Hubblesite.org, December 17, 1997, http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/38/background/, ප්‍රතිෂ්ඨාපනය 2008-08-09
- Huggins, W.; Miller, W. A. (1864), "On the Spectra of some of the Nebulae", Philosophical Transactions of the Royal Society of London 154: 437–44, ,
- Iliadis, Christian (2007), Nuclear physics of stars. Physics textbook, Wiley-VCH, pp. 18, 439–42,
- Jacoby, George. H.; Ferland, Gary. J.; Korista, Kirk T. (2001), "The Planetary Nebula A39: An Observational Benchmark for Numerical Modeling of Photoionized Plasmas", The Astrophysical Journal 560 (1): 272–86, ,
- Jordan, S.; Werner, K.; O'Toole, S. J. (March 2005), "Discovery of magnetic fields in central stars of planetary nebulae", Astronomy & Astrophysics 432 (1): 273–9, ,
- Kiss, L. L.; Szabó, Gy. M.; Balog, Z.; Parker, Q. A.; Frew, D. J. (November 2008), "AAOmega radial velocities rule out current membership of the planetary nebula NGC 2438 in the open cluster M46", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391 (1): 399–404, ,
- Krause, Arthur (1961), Astronomy, Oliver and Boyd, p. 187, http://books.google.com/?id=gDSsAAAAIAAJ
- Kwok, Sun (2000), The origin and evolution of planetary nebulae, Cambridge University Press, , http://books.google.com/?id=7NfqpZxO_o0C (Chapter 1 can be downloaded here.)
- Kwok, Sun (June 2005), "Planetary Nebulae: New Challenges in the 21st Century", Journal of the Korean Astronomical Society 38 (2): 271–8, ,
- Kwok, Sun; Su, Kate Y. L. (December 2005), "Discovery of Multiple Coaxial Rings in the Quadrupolar Planetary Nebula NGC 6881", The Astrophysical Journal 635 (1): L49–52, , , "We report the discovery of multiple two-dimensional rings in the quadrupolar planetary nebula NGC 6881. As many as four pairs of rings are seen in the bipolar lobes, and three rings are seen in the central torus. While the rings in the lobes have the same axis as one pair of the bipolar lobes, the inner rings are aligned with the other pair. The two pairs of bipolar lobes are likely to be carved out by two separate high-velocity outflows from the circumstellar material left over from the asymptotic giant branch (AGB) wind. The two-dimensional rings could be the results of dynamical instabilities or the consequence of a fast outflow interacting with remnants of discrete AGB circumstellar shells."
- Kwok, Sun; Koning, Nico; Huang, Hsiu-Hui; Churchwell, Edward (2006), Barlow, Michael J.; Méndez, eds., "Planetary nebulae in the GLIMPSE survey", Proceedings of the International Astronomical Union, Symposium #234, Planetary Nebulae in our Galaxy and Beyond (Cambridge: Cambridge University Press) 2 (S234): 445–6, , , "Planetary nebulae (PNs) have high dust content and radiate strongly in the infrared. For young PNs, the dust component accounts for ∼1/3 of the total energy output of the nebulae (Zhang & Kwok 1991). The typical color temperatures of PNs are between 100 and 200 K, and at λ >5 μm, dust begins to dominate over bound-free emission from the ionized component. Although PNs are traditionally discovered through examination of photographic plates or Hα surveys, PNs can also be identified in infrared surveys by searching for red objects with a rising spectrum between 4–10 μm."
- Liu, X.-W.; Storey, P. J.; Barlow, M. J.; Danziger, I. J.; Cohen, M.; Bryce, M. (March 2000), "NGC 6153: a super–metal–rich planetary nebula?", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 312 (3): 585–628, ,
- Maciel, W. J.; Costa, R. D. D.; Idiart, T. E. P. (October 2009), "Planetary nebulae and the chemical evolution of the Magellanic Clouds", Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 45: 127–37, , "These objects are produced by low and intermediate mass stars, with main sequence masses roughly between 0.8 and 8 M⊙, and present a reasonably large age and metallicity spread."
- Majaess, D. J.; Turner, D.; Lane, D. (December 2007), "In Search of Possible Associations between Planetary Nebulae and Open Clusters", Publications of the Astronomical Society of the Pacific 119 (862): 1349–60, ,
- Marochnik, L.S.; Shukurov, Anwar; Yastrzhembsky, Igor (1996), "Chapter 19: Chemical abundances", The Milky Way galaxy, Taylor & Francis, pp. 6–10, , http://books.google.com/?id=uRgWHDGpKZIC
- Mermilliod, J.-C.; Clariá, J. J.; Andersen, J.; Piatti, A. E.; Mayor, M. (August 2001), "Red giants in open clusters. IX. NGC 2324, 2818, 3960 and 6259", Astronomy and Astrophysics 375 (1): 30–9, ,
- Miszalski, B.; Jones, D.; Rodríguez-Gil, P.; Boffin, H. M. J.; Corradi, R. L. M.; Santander-García, M. (2011), "Discovery of close binary central stars in the planetary nebulae NGC 6326 and NGC 6778", Astronomy and Astrophysics 531: A158, ,
- Moore, S. L. (October 2007), "Observing the Cat's Eye Nebula", Journal of the British Astronomical Association 117 (5): 279–80,
- Morris, M. (1990), "Bipolar asymmetry in the mass outflows of stars in transition", in Mennessier, M.O.; Omont, Alain, From Miras to planetary nebulae: which path for stellar evolution?, Montpellier, France, September 4–7, 1989 IAP astrophysics meeting: Atlantica Séguier Frontières, pp. 526–30, , http://books.google.com/?id=qTZld_-Y5qYC
- Osterbrock, Donald E.; Ferland, G. J. (2005), Ferland, G. J., ed., Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, University Science Books,
- Parker, Quentin A.; Acker, A.; Frew, D. J.; Hartley, M.; Peyaud, A. E. J.; Ochsenbein, F.; Phillipps, S.; Russeil, D.; Beaulieu, S. F.; Cohen, M.; Köppen, J.; Miszalski, B.; Morgan, D. H.; Morris, R. A. H.; Pierce, M. J.; Vaughan, A. E. (November 2006), "The Macquarie/AAO/Strasbourg Hα Planetary Nebula Catalogue: MASH", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 373 (1): 79–94, ,
- Parker, Quentin A.; Frew, David J.; Miszalski, B.; Kovacevic, Anna V.; Frinchaboy, Peter.; Dobbie, Paul D.; Köppen, J. (May 2011), "PHR 1315–6555: A bipolar planetary nebula in the compact Hyades-age open cluster ESO 96-SC04", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 413 (3): 1835–1844, ,
- Reed, Darren S.; Balick, Bruce; Hajian, Arsen R.; Klayton, Tracy L.; Giovanardi, Stefano; Casertano, Stefano; Panagia, Nino; Terzian, Yervant (November 1999), "Hubble Space Telescope Measurements of the Expansion of NGC 6543: Parallax Distance and Nebular Evolution", Astronomical Journal 118 (5): 2430–41, ,
- Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert, ed., "Thermal pulses and the formation of planetary nebula shells", Proceedings of the 131st symposium of the IAU 131: 391–400,
- Soker, Noam (February 2002), "Why every bipolar planetary nebula is 'unique'", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 330 (2): 481–6, ,
- The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae, SpaceDaily Express, January 6, 2005, http://www.spacedaily.com/news/stellar-chemistry-05a.html, ප්‍රතිෂ්ඨාපනය October 18, 2009, "Source: Journal Astronomy & Astrophysics"
- Rees, B.; Zijlstra, A.A. (July 2013), "Alignment of the Angular Momentum Vectors of Planetary Nebulae in the Galactic Bulge", Mon. Not. R. Astron. Soc (SpaceTelescope.org), http://www.spacetelescope.org/static/archives/releases/science_papers/heic1316a.pdf, ප්‍රතිෂ්ඨාපනය 2014-04-11
- Planetary Nebulae, SEDS, September 9, 2013, http://messier.seds.org/planetar.html, ප්‍රතිෂ්ඨාපනය 2013-11-10
External links
[සංස්කරණය]
- Entry in the Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight
- Press release on recent observations of the Cat's Eye Nebula
- Planetary Nebulae, SEDS Messier Pages
- The first detection of magnetic fields in the central stars of four planetary nebulae
- Planetary Nebulae—Information and amateur observations
- Planetary nebula on arxiv.org
| Evolution |
|
|---|---|
| Protostars | |
| Luminosity class | |
| Spectral classification | |
| Remnants | |
| Theoretical stars | |
| Nucleosynthesis | |
| Structure | |
| Properties | |
| Star systems | |
| Earth-centric observation of | |
| Lists | |
| Related articles | |
| Visible nebula | |
|---|---|
| Pre-stellar nebula | |
| Stellar nebula | |
| Post-stellar nebula | |
| Clouds | |
| Morphology | |
| Lists |
|
