Bolygó köd - Planetary nebula

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából
A kép felépítése hasonló a macska szeméhez.  A közepén egy világos, szinte pontos, fehér kör ábrázolja a központi csillagot.  A központi csillagot egy lila és piros szabálytalan szélű, ellipszis alakú terület kapszulázza, amely háromdimenziós héjra utal.  Ezt egy pár egymásra helyezett kör alakú vörös, sárga és zöld perem veszi körül, ami egy újabb háromdimenziós héjra utal.
A Macskaszem köd röntgen / optikai összetett képe (NGC 6543)
NGC 6326 , egy bolygó köd a kiáradó gáz izzó foltjaival, amelyet egy bináris központi csillag világít meg

A planetáris köd ( PN , többes PNE ), egy olyan típusú kibocsátási köd , amely egy bővülő, izzó shell ionizált gázkiáramlásokat vörös óriás csillagok késői életükben.

A "bolygó köd" kifejezés helytelen elnevezés, mert nem állnak kapcsolatban bolygókkal vagy exobolygókkal . A kifejezés e ködök bolygószerű kerek alakjából származik , amelyet a csillagászok a korai távcsöveken keresztül figyeltek meg . Az első használat az 1780-as években történhetett William Herschel angol csillagásznál, aki ezeket a ködöket bolygókra hasonlította; Antoine Darquier de Pellepoix francia csillagász azonban már 1779 januárjában leírta a Gyűrűs ködre vonatkozó észrevételeit: "nagyon homályos, de tökéletesen körvonalazott; akkora, mint a Jupiter, és hasonlít egy halványuló bolygóra". Noha a modern értelmezés más, a régi kifejezést továbbra is használják.

Az összes bolygó köd közepes tömegű, körülbelül 1-8 naptömegű csillag élettartama végén képződik. Várható, hogy a Nap életciklusa végén bolygó ködöt képez. Ezek viszonylag rövid életű jelenségek, talán néhány tízezer évig tartanak, összehasonlítva a csillag evolúciójának lényegesen hosszabb fázisával . Miután a vörös óriás atmoszférája eloszlott, a kitett forró fénymagból, az úgynevezett bolygó ködmagból (PNN) származó energikus ultraibolya sugárzás ionizálja a kidobott anyagot. Az elnyelt ultraibolya fény ekkor a ködös gáz héját energizálja a központi csillag körül, és ez élénk színű bolygóködként jelenik meg.

Planetáris ködök valószínűleg döntő szerepet játszanak a kémiai evolúció a Tejút azáltal, hogy kiszorítja elemek a csillagközi médium csillagokból amennyiben e elemeket hoztak létre. A távolabbi galaxisokban bolygóködök figyelhetők meg , hasznos információkkal szolgálva kémiai bőségükről.

Az 1990-es évektől kezdve a Hubble Űrtávcső képeiből kiderült, hogy sok bolygó köd rendkívül összetett és változatos morfológiával rendelkezik. Körülbelül egyötöde nagyjából gömb alakú, de a többség nem gömbszimmetrikus. Az ilyen sokféle formát és tulajdonságot előidéző ​​mechanizmusokat még nem ismerjük jól, de a bináris központi csillagok , a csillagszélek és a mágneses mezők szerepet játszhatnak.

Megfigyelések

Színes héj, amely szinte szemszerű megjelenésű.  A középpont a kis központi csillagot mutatja, kék kör alakú területtel, amely az íriszt ábrázolhatja.  Ezt egy íriszszerű koncentrikus narancssárga sávok veszik körül.  Ezt egy szemhéj alakú vörös terület veszi körül az él előtt, ahol a sima tér látható.  Háttércsillagok tarkítják az egész képet.
NGC 7293, a spirál köd .
Gömb alakú héj színes háttérrel szemben háttér csillagok.  A bonyolult üstökösszerű csomók a szélétől befelé sugároznak a középpont felé vezető út körülbelül harmadáig.  A középső fele világosabb gömbhéjokat tartalmaz, amelyek átfedik egymást és durva szélűek.  Magányos középcsillag látható középen.  Háttércsillagok nem láthatók.
NGC 2392, az oroszlán köd .

Felfedezés

Az első felfedezett bolygóköd (bár még nem nevezték annak) a Vulpecula csillagképben található Súlyzó-köd volt . Charles Messier 1764. július 12- én figyelte meg és M27-ként szerepel a ködös tárgyak katalógusában . A kis felbontású teleszkópokkal rendelkező korai megfigyelők számára az M27 és az azt követően felfedezett bolygó ködök hasonlítottak az óriás bolygókra, mint az Uránusz . Antoine Darquier de Pellepoix francia csillagász 1779 januárjában már a Gyűrűs ködre vonatkozó megfigyelései során leírta: "nagyon unalmas köd, de tökéletesen körvonalazva; akkora, mint a Jupiter, és úgy néz ki, mint egy halványuló bolygó".

Ezen tárgyak jellege továbbra sem tisztázott. 1782-ben William Herschel , az Urán felfedezője megtalálta a Szaturnusz-ködöt (NGC 7009), és megírta: „Kíváncsi köd, vagy hogy is hívjam másként, nem tudom”. Később ezeket a tárgyakat látszólag bolygóként írta le, de „a csillagos fajtákról”. Ahogy Darquier előtte megjegyezte, Herschel megállapította, hogy a lemez hasonlít egy bolygóra, de túl halvány ahhoz, hogy az legyen. 1785-ben Herschel ezt írta Jérôme Lalande-nak :

Ezek olyan égitestek, amelyekről még nincs világos elképzelésünk, és amelyek talán egészen más típusúak, mint azok, amelyeket a mennyben ismerünk. Már találtam négyet, amelyek látható átmérője 15 és 30 másodperc között van. Úgy tűnik, hogy ezeknek a testeknek van egy korongja, amely inkább hasonlít egy bolygóhoz, vagyis egyenlő fényességű, kerek vagy kissé ovális, és körvonalaiban ugyanolyan jól körülhatárolható, mint a bolygók korongja, elég erős fényű ahhoz, hogy csak egy lábú közönséges távcsővel láthatóak legyenek, mégis csak kb. kilencedik nagyságú csillagnak tűnnek.

Ezeket a "ködök" katalógusának IV. Osztályába sorolta, végül 78 "bolygó ködöt" sorolt ​​fel, amelyek többsége valójában galaxis.

Herschel a "bolygó köd" kifejezést használta ezekre az objektumokra. E kifejezés eredete nem ismert. A "bolygó köd" címke beépült abba a terminológiába, amelyet a csillagászok használtak az ilyen típusú ködök kategorizálására, és a csillagászok ma is használják.

Spectra

A bolygóködök jellege mindaddig ismeretlen maradt, amíg az első spektroszkópiai megfigyeléseket a 19. század közepén meg nem hajtották. William Huggins egy prizma segítségével szórta fényüket, az egyik legkorábbi csillagász, aki csillagászati ​​tárgyak optikai spektrumát tanulmányozta .

1864. augusztus 29-én Huggins elemezte elsőként egy bolygó köd spektrumát, amikor megfigyelte a Macskaszem ködjét . Csillagmegfigyelései azt mutatták, hogy spektrumuk a sugárzás folytonosságából állt, sok sötét vonallal . Megállapította, hogy sok ködös tárgynak, például az Androméda-ködnek (amint akkor ismert volt) a spektruma meglehetősen hasonló volt. Amikor azonban Huggins a Macskaszem ködjére nézett, egészen más spektrumot talált. A Macskaszem-köd és más hasonló tárgyak erőteljes folytonosság mellett, abszorpciós vonalak egymással szemben számos emissziós vonalat mutattak . Ezek közül a legfényesebb 500,7 nanométeres hullámhosszon volt  , amely nem felelt meg egyetlen ismert elem vonalának sem.

Először azt feltételezték, hogy a vonal oka lehet egy ismeretlen elem, amelynek a neve nebulium volt . Hasonló elképzelés vezetett a hélium felfedezéséhez a Nap spektrumának elemzésével 1868-ban. Míg a héliumot nem sokkal a Nap spektrumában való felfedezése után izolálták a Földön, a "nebulium" nem. A 20. század elején Henry Norris Russell azt javasolta, hogy az 500,7 nm-es vonal helyett új elem legyen, a vonal ismeretlen körülményeknek köszönhető.

A fizikusok azt mutatta, a 1920-as években, hogy a gáz rendkívül kis sűrűségű, elektronok is elfoglalni gerjesztett metastabil energiaszintek az atomok és ionok, amelyek egyébként de-izgatott ütközések, amelyek előfordulnak, magasabb sűrűséggel. Elektron átmenetek ezek a szintek a nitrogén és az oxigén ionokat ( O + , O 2+ (aka O  III ), és az N + ) vezetnek a 500,7 nm-es emissziós vonal és mások. Ezeket a spektrális vonalakat, amelyek csak nagyon kis sűrűségű gázokban láthatók, tiltott vonalaknak nevezzük . A spektroszkópos megfigyelések tehát azt mutatták, hogy a ködök rendkívül ritkított gázból készültek.

Az NGC 3699 bolygó ködét szabálytalan foltos megjelenés és sötét hasadék különbözteti meg.

Központi csillagok

A bolygó ködjeinek központi csillagai nagyon forrók. Csak ha egy csillag kimerítette nukleáris üzemanyagának nagy részét, összeomolhat. A bolygó ködöket a csillag evolúciójának utolsó szakaszaként értették meg . A spektroszkópos megfigyelések azt mutatják, hogy az összes bolygó ködje tágul. Ez arra a gondolatra vezetett, hogy a bolygó ködjeit egy csillag külső rétegeinek élete végén az űrbe dobása okozta.

Modern megfigyelések

A 20. század vége felé a technológiai fejlesztések elősegítették a bolygóködök tanulmányozását. Az űrtávcsövek lehetővé tették a csillagászok számára, hogy a Föld légköre által sugárzott fényhullámokon kívül vizsgálják a fény hullámhosszait. A bolygó ködök infravörös és ultraibolya vizsgálata sokkal pontosabb meghatározást tett lehetővé a köd hőmérsékletének , sűrűségének és elemi bőségének. A töltéshez kapcsolt eszköz technológia lehetővé tette, hogy a korábban lehetségesnél sokkal halványabb spektrális vonalakat mérjenek pontosan. A Hubble űrtávcső azt is kimutatta, hogy bár sok ködnek egyszerű és szabályos szerkezete van, ha a földről figyeljük, a Föld légköre felett teleszkópokkal elérhető nagyon magas optikai felbontás rendkívül összetett szerkezeteket tár fel.

Az Morgan-Keenan spektrális osztályozási rendszer, planetáris ködök sorolják Type- P , bár ezt a jelölést a gyakorlatban ritkán alkalmazzák.

Eredet

A középső csillag hosszúkás, S alakú fehér görbével rendelkezik, amely az élével ellentétes irányban áramlik.  Pillangószerű terület veszi körül az S alakot az S alakkal, amely megfelel a pillangó testének.
A bolygó köd képződésének számítógépes szimulációja egy megvetemedett koronggal rendelkező csillagból, bemutatva azt a bonyolultságot, amelyet egy kis kezdeti aszimmetria eredményezhet.

Csillag nagyobb, mint 8  naptömeg (M ) valószínűleg véget az életük drámai szupernóva robbanások, míg planetáris ködök látszólag csak akkor fordul elő végén életét közepes és kis tömegű csillagok között 0,8 M 8,0 M . Progenitor csillagok alkotják planetáris ködök fogja tölteni a legtöbb életük konvertálják hidrogén be hélium a csillag magja által magfúzió megközelítőleg 15 millió K . Ez a generált energia kifelé irányuló nyomást hoz létre a magban lévő fúziós reakciókból, kiegyensúlyozva a csillag gravitációjának befelé ható nyomását. Ezt az egyensúlyi állapotot fő szekvenciának nevezik , amely a tömegtől függően több tízmillió-milliárd évig is eltarthat.

Amikor a magban lévő hidrogénforrás csökkenni kezd, a gravitáció elkezdi összenyomni a magot, ami körülbelül 100 millió K hőmérséklet-emelkedést okoz. Ilyen magasabb maghőmérséklet a csillag hűvösebb külső rétegeit tágulva sokkal nagyobb vörös óriáscsillagokat hoz létre. Ez a végfázis a csillag fényességének drámai emelkedését okozza, ahol a felszabadult energia sokkal nagyobb felületen oszlik el, ami valójában alacsonyabbra teszi az átlagos felületi hőmérsékletet. A csillagok evolúciójában a csillagok ilyen fényerő növekedését aszimptotikus óriáságú csillagokként (AGB) ismerjük . Ebben a fázisban a csillag teljes tömegének 50-70% -át elveszítheti csillagszélétől .

A tömegesebb aszimptotikus óriáságú csillagok számára, amelyek bolygó ködöket képeznek, amelyeknek az őshordozói meghaladják a kb. 3M ⊙-t , magjuk továbbra is összehúzódik. Amikor a hőmérséklet eléri a körülbelül 100 millió K-t, a rendelkezésre álló héliummagok összeolvadnak szénné és oxigénné , így a csillag ismét energiát sugároz, átmenetileg megállítva a mag összehúzódását. Ez az új héliumégető fázis (a héliummagok fúziója) növekvő belső magot képez az inert szénből és oxigénből. Fölötte vékony héliumégető héj van, amelyet hidrogénégető héj vesz körül. Ez az új szakasz azonban csak körülbelül 20 000 évig tart, ami nagyon rövid időszak a csillag teljes élettartamához képest.

A légkör szellőzése változatlanul folytatódik a csillagközi térben, de amikor a kitett mag külső felülete eléri a körülbelül 30 000 K-t meghaladó hőmérsékletet, akkor elegendő kisugárzott ultraibolya foton van ahhoz, hogy ionizálja a kidobott atmoszférát, aminek következtében a gáz bolygóködként ragyog.

Élettartam

A nyaklánc köd egy fényes gyűrűből áll, amelynek átmérője körülbelül két fényév, sűrű, fényes csomókkal tarkítva, amelyek egy nyakláncban gyémántokra emlékeztetnek. A csomók élénken világítanak a központi csillagok ultraibolya fényének abszorpciója miatt.

Miután egy csillag áthaladt az aszimptotikus óriáság (AGB) fázisán, a csillag evolúciójának rövid bolygóköd-fázisa akkor kezdődik, amikor a gázok néhány kilométer / másodperces sebességgel fújnak el a központi csillagtól. A központi csillag az AGB-ősmagjának maradéka, egy elektron-degenerált szén-oxigén mag, amely az AGB tömegvesztesége miatt elvesztette hidrogén burkolatának nagy részét. Amint a gázok tágulnak, a központi csillag kétlépcsős evolúción megy keresztül, amely először egyre forróbbá válik, miközben tovább csökken és hidrogénfúziós reakciók lépnek fel a mag körüli héjban, majd lassan lehűlnek, amikor a hidrogénhéj fúzióval és tömegveszteséggel kimerül. A második fázisban kisugározza energiáját és a fúziós reakciók megszűnnek, mivel a központi csillag nem elég nehéz ahhoz, hogy létrehozza a szén és az oxigén összeolvadásához szükséges maghőmérsékleteket. Az első fázis során a központi csillag állandó fényerőt tart fenn, ugyanakkor egyre melegebbé válik, végül 100 000 K körüli hőmérsékletet ér el. A második fázisban annyira lehűl, hogy nem ad ki elegendő ultraibolya sugárzást a egyre távolabbi gázfelhő. A csillag fehér törpévé válik , és a táguló gázfelhő láthatatlanná válik számunkra, befejezve az evolúció bolygó ködfázisát. Egy tipikus bolygóköd esetében körülbelül 10 000 év telik el a keletkezése és a keletkező plazma rekombinációja között .

Szerep a galaktikus dúsításban

Az ESO 455-10 egy bolygó köd, amely a Scorpius (A skorpió) csillagképben található .

A bolygóködök nagyon fontos szerepet játszhatnak a galaktikus evolúcióban. Az újonnan született csillagok szinte teljes egészében hidrogénből és héliumból állnak , de ahogy a csillagok az aszimptotikus óriási elágazási fázisban fejlődnek, a magfúzió révén nehezebb elemeket hoznak létre, amelyeket végül az erős csillagszél elűz . A bolygó ködei általában nagyobb arányban tartalmaznak olyan elemeket, mint a szén , a nitrogén és az oxigén , és ezeket ezen az erős szélen keresztül visszavezetik a csillagközi közegbe. Ezen a módon, planetáris ködök nagyban gazdagítják a Tejút és ködök ezekkel nehezebb elemek - együttesen ismert csillagászok fémek és konkrétan említett által metallicitás paraméter Z .

Az ilyen ködökből kialakult csillagok későbbi generációi szintén általában magasabb fémesek. Bár ezek a fémek viszonylag csekély mennyiségben vannak jelen a csillagokban, jelentős hatással vannak a csillag evolúciójára és a fúziós reakciókra. Amikor a csillagok az univerzumban korábban keletkeztek , elméletileg kisebb mennyiségben tartalmaztak nehezebb elemeket. Ismert példa a fém szegény II . (Lásd: Csillagpopuláció .) A csillagfémes tartalom azonosítása spektroszkópiával történik .

Jellemzők

Fizikai jellemzők

Elliptikus héj finom piros külső éllel, amely körülveszi a sárga, majd rózsaszín színt egy majdnem kör alakú kék körzet körül, középen a központi csillag.  Néhány háttércsillag látható.
NGC 6720, a gyűrűs köd

Egy tipikus bolygó köd nagyjából egy fényévre esik, és rendkívül ritka gázból áll, sűrűsége általában 100-10 000 részecske / cm 3 . (A Föld légkörébe, összehasonlítva, tartalmaz 2,5 × 10 19 részecskék per cm 3 .) A fiatal bolygószerű ködök van legnagyobb sűrűség, néha olyan magas, mint 10 6 részecskék per cm 3 . A ködök öregedésével tágulásuk miatt csökken a sűrűségük. A bolygóködök tömege 0,1 és 1  naptömeg között mozog .

A központi csillag sugárzása mintegy 10 000 K hőmérsékletre melegíti a gázokat  . A központi régiókban a gáz hőmérséklete általában jóval magasabb, mint a periférián, elérve a 16 000–25 000 K-ot. A központi csillag közelében lévő térfogatot gyakran nagyon forró (koronális) gáz tölti ki, amelynek hőmérséklete körülbelül 1 000 000 K. Ez a gáz a központi csillag felszínéről származik a gyors csillagszél formájában.

A ködök leírhatók anyaggal vagy sugárzással kötött . Az előbbi esetben a ködben nincs annyi anyag, hogy abszorbeálja a csillag által kibocsátott összes UV-fotont, és a látható köd teljesen ionizálódik. Ez utóbbi esetben a központi csillag nem bocsát ki annyi UV-fotont, hogy az összes környező gázt ionizálja, és egy ionizációs front kifelé terjed a semleges atomok körülvett burkolatába.

Számok és eloszlás

A galaxisunkban ma már mintegy 3000 bolygó köd létezik, 200 milliárd csillagból. A teljes csillagélethez képest nagyon rövid élettartamuk ritkaságukat okozza. Leginkább a Tejút síkja közelében találhatók , legnagyobb koncentrációval a galaktikus központ közelében .

Morfológia

Ez az animáció azt mutatja be, hogy a két csillag, mint egy bolygó ködében, mint a Fleming 1, képes irányítani az objektumból kidobott látványos anyagsugarak létrehozását.

A bolygóködöknek csak mintegy 20% -a gömbszimmetrikus (lásd például Abell 39 ). Alakok sokfélesége létezik, néhány nagyon összetett forma látható. A bolygó ködöket a különböző szerzők a következőkbe sorolják: csillag, korong, gyűrű, szabálytalan, spirális, bipoláris , kvadrupoláris és más típusok, bár többségük csak három típusba tartozik: gömb alakú, elliptikus és bipoláris. A bipoláris ködök a galaktikus síkban koncentrálódnak , valószínűleg viszonylag fiatal, hatalmas őscsillagok termelik; és a galaktikus domborulatban lévő bipolárisok úgy tűnik, hogy inkább a pálya tengelyüket orientálják a galaktikus síkkal párhuzamosan. Másrészt a gömbös ködöket valószínűleg a Naphoz hasonló régi csillagok termelik.

A formák hatalmas változatossága részben a vetítési hatás - ugyanaz a köd különböző szögek alatt nézve másként jelenik meg. Ennek ellenére a fizikai alakzatok hatalmas változatosságának oka nem teljesen tisztázott. Az egyik oka lehet gravitációs interakciók társcsillagokkal, ha a központi csillagok bináris csillagok . Egy másik lehetőség az, hogy a bolygók megzavarják az anyag áramlását a csillagtól, miközben a köd kialakul. Megállapították, hogy a nagyobb tömegű csillagok szabálytalanabb alakú ködöket termelnek. 2005 januárjában a csillagászok bejelentették az első mágneses mezők észlelését két bolygó ködjének központi csillagai körül, és feltételezték, hogy a mezők részben vagy egészben felelősek lehetnek figyelemre méltó alakjukért.

Klaszterekben való tagság

Abell 78, 24 hüvelykes távcső a Mt. Lemmon, AZ Joseph D. Schulman jóvoltából.

Négy galaktikus gömbhalmazban tagként detektáltak bolygóködöket : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 és Palomar 6 . A bizonyítékok rámutatnak arra is, hogy a bolygó ködei felfedezhetők az M31 galaxis gömbhalmazaiban . Jelenleg azonban csak egyetlen olyan eset van, amikor egy nyitott klaszterben fedezték fel a bolygó ködjét, amelyről független kutatók állapodtak meg. Ez az eset a PHR 1315-6555 bolygóködre és a nyitott fürtre, Andrews-Lindsay 1-re vonatkozik. Valóban, a klasztertagság révén a PHR 1315-6555 rendelkezik a legpontosabb távolságok között, amelyek egy bolygóköd számára megállapítottak (azaz 4% -os távolságmegoldással). . Az NGC 2818 és az NGC 2348 esetei a Messier 46- ban nem megfelelő sebességeket mutatnak a bolygó ködjei és a klaszterek között, ami azt jelzi, hogy látótávolsági egybeesések. Az olyan kísérleti esetek almintája, amelyek potenciálisan klaszter / PN párok lehetnek, tartalmazza az Abell 8 és Bica 6, valamint He 2-86 és NGC 4463 példákat.

Az elméleti modellek azt jósolják, hogy egy-nyolc naptömeg közötti főszekvenciájú csillagokból bolygóködök képződhetnek , ami az őscsillag életkorát meghaladja a 40 millió évet. Noha néhány száz nyitott klaszter található ezen a korhatáron belül, számos ok korlátozza a bolygói köd megtalálásának esélyét belül. Egy okból a tömegesebb csillagok bolygó ködfázisa több ezer év nagyságrendű, ami kozmikus értelemben szempillantás. Ezenkívül részben a kis össztömegük miatt a nyitott klaszterek viszonylag gyenge gravitációs kohézióval rendelkeznek, és viszonylag rövid idő elteltével, jellemzően 100-600 millió év alatt, általában szétszóródnak.

A bolygóköd-vizsgálatok aktuális kérdései

A bolygóködök távolságai általában rosszul vannak meghatározva. Meg lehet határozni a legközelebbi bolygóködig terjedő távolságokat, tágulási sebességük mérésével. A nagy felbontású, többéves különbséggel végzett megfigyelések megmutatják a ködnek a látóvonalra merőleges tágulását, míg a Doppler-elmozdulás spektroszkópos megfigyelései a látómezőben a tágulás sebességét mutatják be. Ha összehasonlítjuk a szögtágulást a származtatott sebességgel, kiderül a köd távolsága.

Vitatható téma, hogy miként lehet ilyen sokféle köd alakú formát előállítani. Elmélet szerint a csillagtól különböző sebességgel eltávolodó anyagok közötti kölcsönhatások a legtöbb megfigyelt alakot eredményezik. Egyes csillagászok azonban feltételezik, hogy a bonyolultabb és szélsőségesebb bolygóködökért a közeli bináris központi csillagok felelősek. Többről kimutatták, hogy erős mágneses mezőket mutatnak, és kölcsönhatásuk ionizált gázzal megmagyarázhatja néhány bolygó köd alakját.

Két fő módszer, fém tömegek a ködök. Ezek rekombinációs vonalakra és kollíziósan gerjesztett vonalakra támaszkodnak. A két módszerből származó eredmények között néha nagy eltérések tapasztalhatók. Ez azzal magyarázható, hogy a bolygó ködében kis hőmérséklet-ingadozások vannak. Az eltérések túl nagyok lehetnek ahhoz, hogy hőmérsékleti hatások okozzák őket, és egyes feltételezések szerint nagyon kevés hidrogént tartalmazó hideg csomók léteznek a megfigyelések magyarázatához. Ilyen csomókat azonban még nem kellett megfigyelni.

Képtár

Lásd még

Hivatkozások

Idézetek

Idézett források

További irodalom

  • Iliadis, Christian (2007), A csillagok atomfizikája. Fizika tankönyv , Wiley-VCH, 18. o., 439–42, ISBN   978-3-527-40602-9
  • Renzini, A. (1987), S. Torres-Peimbert (szerk.), "Termikus impulzusok és a bolygó ködhéjainak kialakulása", Proceedings of the IAU 131. Symposium , 131 : 391–400 , Bibcode : 1989IAUS .. 131..391R

Külső linkek