Planetnevel, hvilken som helst av en klasse med lyse tåler som utvider skjell med lysende gass som blir utvist av døende stjerner. Observert teleskopisk har de et relativt rundt kompakt utseende snarere enn de kaotiske, ujevnne formene av andre nebler - derav navnet deres, som ble gitt på grunn av deres likhet med planetskiver når de ble sett på med instrumentene på slutten av 1700-tallet, da de første planetnebulene var oppdaget.
Det antas å være rundt 20 000 gjenstander som kalles planetnevler i Melkeveis galaksen, som hver representerer gass som relativt sent ble utvist fra en sentral stjerne veldig sent i utviklingen. På grunn av uklarheten av støv i Galaxy, er det bare rundt 1800 planetnevler som er katalogisert. Planetiske tåler er viktige kilder til gassen i det interstellare mediet.
Skjemaer og struktur
Sammenlignet med diffuse tåler (se H II-regionen), er planetens tåler små gjenstander som har en radius som typisk er 1 lysår og inneholder en gassmasse på ca. 0,3 solmasse. En av de største kjente planetnevulene, Helix Nebula (NGC 7293) i stjernebildet Vannmannen, underbygger en vinkel på omtrent 20 minutters bue - to tredjedeler av vinkelstørrelsen på Månen. Planetale tåler er betydelig tettere enn de fleste H II-regioner, som typisk inneholder 1000–10 000 atomer per kubikk cm i sine tette regioner, og har en overflate lysstyrke 1000 ganger større. Mange er så langt borte at de fremstår fantastisk når de blir fotografert direkte, men de iøynefallende eksemplene har en vinkelstørrelse på opptil 20 minutters bue på tvers, og 10–30 sekunder lysbue er vanlig. De som viser en lys disk har mye mer regelmessige former enn de kaotiske H II-områdene, men det er fortsatt vanligvis noen lysstyrkesvingninger over disken. Planetariene har generelt regelmessige, skarpe ytre grenser; ofte har de en relativt regelmessig indre grense, noe som gir dem utseendet til en ring. Mange har to fliser av lyst materiale, som ligner buer av en sirkel, forbundet med en bro, noe som ligner bokstaven Z.
De fleste planetarier viser en sentral stjerne, kalt kjernen, som gir den ultrafiolette strålingen som er nødvendig for å ionisere gassen i ringen eller skallet som omgir den. Disse stjernene er blant de hotteste som er kjent og er i en tilstand av relativt rask evolusjon.
Som med H II-regioner skjuler den generelle strukturelle regelmessigheten storskala svingninger i tetthet, temperatur og kjemisk sammensetning. Bilder med høy oppløsning av en planetneble avslører vanligvis små knuter og filamenter helt ned til oppløsningsgrensen. Spektret av planetnebula er i utgangspunktet det samme som i H II-regionen; den inneholder lyse linjer fra hydrogen- og heliumrekombinasjoner og de lyse, kollisjonelt eksiterte forbudte linjer og svake rekombinasjonslinjer fra andre ioner. (Rekombinasjon er prosessen der et atom i et høyt eksitasjonsstadium fanger opp et lavere energielektron og deretter faller ned i et lavere eksitasjonsstadium.) De sentrale stjernene viser et mye større temperaturområde enn i H II-områdene, alt fra relativt kul (25 000 K) til noen av de hotteste som er kjent (200 000 K). I tåler med varme stjerner er det meste av helium dobbelt ionisert, og det finnes betydelige mengder fem ganger ionisert oksygen og argon og fire ganger ionisert neon. I H II-regioner er helium hovedsakelig en gang ionisert og neon og argon bare en eller to ganger. Denne forskjellen i tilstandene til atomene er resultatet av temperaturen i planetkjernen (opptil 150 000 K), som er mye høyere enn den spennende stjernen i H II-områdene (mindre enn 60 000 K for en O-stjerne, hotteste). Høye stadier av ionisering finnes nær den sentrale stjernen. De sjeldne tunge ionene, i stedet for hydrogen, absorberer fotonene fra flere hundre elektron volt-energier. Utover en viss avstand fra den sentrale stjernen er alle fotoner av energi som er tilstrekkelig til å ionisere en gitt ioneart blitt absorbert, og den arten kan derfor ikke eksistere lenger ut. Detaljerte teoretiske beregninger har ganske vellykket spådd spektraene til de best observerte nebbene.
Spektraene til planetnåler avslører et annet interessant faktum: de ekspanderer fra den sentrale stjernen med 24–56 km (15–35 miles) per sekund. Tyngdekraften til stjernen er ganske liten på avstanden fra skallet fra stjernen, så skallet vil fortsette ekspansjonen til den til slutt fusjonerer med den interstellare gassen rundt den. Utvidelsen er proporsjonal med avstanden fra den sentrale stjernen, i samsvar med at hele gassmassen har blitt kastet ut på en kort periode fra stjernen i en slags ustabilitet.
Avstandene til planetnebulene
Det er utfordrende å estimere avstanden til en hvilken som helst spesiell planetnebula på grunn av forskjellige former og masser av den ioniserte gassen. Det er usikkerhet rundt mengden av ioniserende stråling fra den sentrale stjernen som slipper ut fra tåken og mengden varmt lite tetthetsmateriale som fyller en del av volumet, men ikke avgir betydelig stråling. Dermed er ikke planetariske tåler en homogen klasse av objekter.
Avstander estimeres ved å skaffe målinger for omtrent 40 gjenstander som tilfeldigvis har spesielt gunstige egenskaper. De gunstige egenskapene involverer tilknytning til andre objekter hvis avstand kan estimeres uavhengig, for eksempel medlemskap i en stjerneklynge eller tilknytning til en stjerne av kjente egenskaper. Statistiske metoder, kalibrert av disse objektene, gir grove estimater (ca. 30 prosent feil) av avstander for alle andre. Den statistiske metoden innebærer å anta at alle skjell har lignende masser når hele skallet er ionisert og korrigerer for brøkdelen som er nøytral for resten.
Fra den beste tilgjengelige avstandsbestemmelse kan den sanne størrelsen på enhver tåke finnes fra dens vinkelstørrelse. Vanligvis er planetnåler noen tiendedeler av et lysår i radius. Hvis denne avstanden er delt med ekspansjonshastigheten, oppnås alder på tåken siden utstøting. Verdiene varierer til omtrent 30 000 år, hvoretter tåken er så tynn at den ikke kan skilles fra den omkringliggende interstellare gassen. Denne levetiden er mye kortere enn foreldrenes levetid, så nebulærfasen er relativt kort.
