Bipolaire Planetaire Nevels

De vorming van Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
Student Astronomie aan het Kapteyn Instituut
Rijksuniversiteit Groningen
In dit artikel wordt beschreven hoe een
biolaire planetaire nevel ontstaat. Na
een uitleg van het begrip planetaire
nevel wordt via de evolutie va een ster
de vorming van eerst bolvormige
planetaire nevels en later bipolaire
planetaire nevels bekeken. Tenslotte
wordt
nog
gekeken
naar
computersimulaties die gedaan zijn om
de theorie te toetsen.
Trefwoorden
Sterevolutie, Planetaire nevels,
Bolvormige nevels, Bipolaire nevel,
computersimulatie
Inleiding
Iedereen heeft wel eens foto`s
gezien van nevels in het heelal. Vooral de
Hubble Space Telescope heeft veel mooie
plaatjes gemaakt van de verscheidenheid
aan nevels die er te vinden zijn. Dit artikel
gaat over één type nevel, de bipolaire
planetaire nevel. De afgelopen jaren is veel
onderzoek gedaan naar het model van deze
objecten. Begin jaren negentig was alleen
bekend dat planetaire nevels de
overblijfselen waren van sterren. Maar dat
was ook bijna het enige dat bekend was.
De afgelopen jaren is er een theorie
ontwikkeld die de vorming van bipolaire
planetaire nevels beschrijft, en die tevens
iets zegt over de temperatuur, dichtheid en
snelheid van het gas waar de nevel uit
bestaat.
De geschiedenis van de planetaire nevel
Eeuwen geleden, toen de telescoop
nog niet zo goed was als nu en planeten
zoeken een van de grootste taken van de
astronomie was, zagen astronomen vele
ronde, groene objecten die erg veel leken
op planeten. Deze objecten waren in die
tijd nog een groot raadsel. Met dezelfde
kleur als Uranus en met afmetingen ter
grootte van planeten waren het goede
kandidaten om een planeet te zijn. Maar
misten een belangrijk kenmerk. Ze
draaiden niet om de Zon. Ze stonden vast
tussen de sterren. Later werd met betere
telescopen gezien dat ze niet rond waren
maar nevelachtig. Nevels zijn grote
gaswolken die bestaan in allerlei kleuren,
groottes en vormen. De objecten werden
dan ook als nevel geclassificeerd.
Vanwege de overeenkomsten met planeten
kregen ze de naam planetaire nevel.
Het leven van een ster
Toen astronomen meer leerden over
het leven (en de dood) van een ster werd
een groot deel van het mysterie van de
planetaire nevels opgelost. Een ster wordt
gevormd uit een grote wolk van
interstellair materie (ISM). Deze materie
bestaat voor ruwweg 75% uit waterstof en
25% uit helium. Door de eigen
Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
1
Figuur 1: NGC 6369, Een perfect voorbeeld
van een bolvormige planetaire nevel.
zwaartekracht trekt zo`n wolk samen tot
een bolvormig object, een ster. De wolk
zal net zo lang blijven samentrekken totdat
er een tegenwerkende kracht ontstaat die
zorgt dat de ster niet ineenstort. Deze
kracht komt van de kernreacties in de kern.
Tijdens het samentrekken ontstaat in de
kern zo`n grote druk dat de kernreacties
vanzelf beginnen, voor het grootste deel
wordt bij deze kernreacties waterstof
omgezet in helium. Er ontstaat nu een
evenwicht tussen de zwaartekracht en de
door de nucleaire reacties geproduceerde
druk die ervoor zorgt dat de ster niet verder
zal krimpen of uitdijen. Door dit evenwicht
kan een gemiddelde ster ongeveer 10
miljard jaar kan blijven bestaan. Als een
ster bijna door zijn voorraad ‘nucleaire
brandstof’ heen is zal de ster gaan
krimpen. Dit is het gevolg van het feit dat
de druk in de kern afneemt omdat er niet
zoveel kernreacties kunnen plaatsvinden,
de zwaartekracht blijft wel gelijk en krijgt
nu een grotere invloed, de ster zal dus gaan
krimpen. Tijdens het krimpen zal de druk
in de kern van de ster weer vergroten, met
als gevolg dat de kernreacties ook weer toe
zullen nemen. De belangrijkste kernreactie
die nu ontstaat is die van helium dat wordt
omgezet in koolstof. Door de nieuwe - en
nu ook grotere - druk in de kern zal de ster
een groot deel van zijn buitenste lagen
afstoten. Afhankelijk van de massa van
ster kan dit gehele proces zich een aantal
keer afspelen, meerdere malen krijgt de
zwaartekracht dus de overhand totdat er
een druk ontstaat die groot genoeg is om
kernreacties met zwaardere elementen
mogelijk te maken. Bij sterren met een
massa van ongeveer 10 keer de massa van
onze Zon kan dit hele proces, van het
krimpen tot het verwerpen van buitenste
lagen, zich in een duizendste van en
seconde afspelen, dit heet een supernova.
Bij een supernova ontstaan zelfs
kernreacties met ijzer. Bij sterren zoals
onze Zon heet het een nova en kunnen niet
zulke zware elementen worden gevormd.
Ook de tijd waarin het zich afspeelt is veel
groter, namelijk enkele duizenden jaren.
Wanneer je kijkt naar de totale levensduur
van onze Zon (10 miljard jaar) is dit nog
ongelofelijk snel. De schillen die tijdens
deze novae worden afgestoten vormen wat
nu bekend staat als een planetaire nevel.
Verschillende soorten planetaire nevels
Planetaire nevels zijn er in vele
verschillende soorten en maten. In het
algemeen zijn ze te verdelen in twee
verschillende categorieën, bolvormige
nevels (zie figuur 1) en bipolaire nevels
(zie figuur 2). De laatst genoemde zijn
nevels waarbij de meeste materie in twee
tegenovergestelde
richtingen
wordt
Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
2
Figuur 2: Hubble 5, een voorbeeld van een
bipolaire planetaire nevel.
weggeblazen. De theorie voor de vorming
van bolvormige nevels was vrij snel
bekend.
Sterren
zijn
ook
zeer
bolsymmetrische objecten. Het is dan ook
logisch te verwachten dat wanneer een ster
zijn buitenste schillen afstoot, de gevormde
nevel bolvormig is. De steratmosfeer wordt
immers in alle richtingen met dezelfde
kracht weggeduwd.
Bipolaire planetaire nevels
Pas begin jaren negentig is men
begonnen met het zoeken naar een
verklaring voor de vorm van de bipolaire
nevels. Dit is onder andere gedaan door V.
Icke, Universiteit van Leiden [1], en B.
Balick, Universiteit van Washington [4].
Al snel werd de link gelegd met
alleenstaande sterren waarbij de resten van
de formatie om de desbetreffende ster heen
vliegen. Zo zijn er bij onze Zon
bijvoorbeeld de planeten, de Kuiper-gordel
en de ver weg gelegen Oort Wolk. Snel
weggeblazen schillen van een stervende
ster zullen een hevige interactie hebben
met dit ‘puin’. Omdat verreweg het
grootste deel van deze resten zich beweegt
in een groot draaivlak om de ster, is het
logisch om te verwachten dat de afgestoten
schillen in twee tegengestelde richtingen
zullen ontsnappen, de beide richtingen
loodrecht op het vlak. Deze theorie bleek
m.b.v. een computersimulatie zeer goed te
kloppen. Toch is deze theorie te simpel,
meestal zijn de nevels nog complexer van
vorm (zie figuur 2). Om nevels zoals deze,
met meerdere bolvormige structuren te
kunnen verklaren zullen we even terug
moeten gaan naar het einde van het leven
van een ster. Aangezien supernovae te
energierijk zijn om een bipolaire nevel te
vormen kijken we hier naar sterren zoals
onze Zon.
De afgestoten steratmosfeer
Wanneer bij een ster zoals de Zon
de zwaartekracht de overhand krijgt en
nucleaire reacties in de kern steeds
moeilijker worden, zal de ster een Rode
Reus worden. De straal van de ster neemt
enorm toe maar de temperatuur zal dalen.
De kern stort nu gedeeltelijk ineen als de
waterstof echt op is. Zoals eerder gezegd
wordt dan een groot deel van de
steratmosfeer afgestoten. De afgestoten
schil heeft nog een vrij grote dichtheid en
snelheden van enkele tientallen kilometers
per seconde. In het engels heet deze
bolschil een Red Giant Envelope (RGE).
Door de toename van de zwaartekracht zal
de temperatuur in de kern van de ster erg
toenemen en wordt het mogelijk om
helium in koolstof om te zetten. Op deze
manier kan de ster nog enkele duizenden
jaren verder schijnen. Dit is echter niet
zo`n stabiel evenwicht en in deze fase zal
de ster vele energierijke sterrenwinden
wegblazen totdat alleen de hete kern
overblijft. Deze kern vormt nu een Witte
Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
3
Figuur 3: Menzel 3, De mierennevel.
Dwerg. De krachtige sterrenwinden
kunnen snelheden hebben van enkele
duizenden kilometers per seconde hebben
terwijl ze in de richting van de RGE
vliegen. Ook in de dichtheid zitten enorme
verschillen, het dichtheidsverschil tussen
de RGE en de snelle sterrenwind zit in de
orde van 300.
The interacting-wind mechanism
De twee winden zullen elkaar op
een heftige manier ontmoeten. Een
krachtige schokgolf zal door de RGE heen
schieten terwijl de snelle wind wordt
teruggekaatst en nu een nieuwe
aankomende sterrenwind moet trotseren.
Het gevolg is een bipolaire planetaire nevel
waarvan de vormen niet meer als simpel
kunnen
worden
omschreven.
Karakteristiek voor dit model zijn de
bolvormige cocons die, bij de polen, uit de
eerste bolschil vliegen. De gevonden
theorie wordt The Interacting-Wind
Mechanism genoemd.
De computersimulaties
Ook van dit laatste model hebben
de wetenschappers computersimulaties
gemaakt om erachter te komen of de
theorie klopt en welke parameters de
grootste invloed hebben op het model van
Figuur 4: Simulatie van de verdeling van de
gasdichtheid. Een lichte kleur correspondeert
met een hoge dichtheid, een donkere kleur
correspondeert met een lage dichtheid.
Figuur 6: Simulatie van de verdeling van de
Snelheden. Een donkere kleur correspondeert
met een lage snelheid, een lichte kleur met een
hoge snelheid.
Figuur 5: Simulatie van de verdeling van de
temperatuur.Een lichte kleur correspondeert
met een hoge temperatuur, een donkere met een
lage temperaatuur.
een nevel. Door een simulatieprogramma
te schrijven en daarbij de uitkomst te
vergelijken met een bestaande nevel kan
een goed beeld gevormd worden van de
gasdichtheid, temperatuur en snelheid die
met een nova gepaard gaan. De nevel die
voor dit onderzoek is gebruikt is Menzel 3,
vaak afgekort als Mz 3 (zie figuur 3). Deze
nevel wordt ook wel de mierennevel
Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
4
genoemd. Al snel bleek tijdens de
simulaties dat de theorie de werkelijkheid
zeer goed benaderde. Bij de figuren 4, 5 en
6 is te zien hoe respectievelijk de
gasdichtheid, temperatuur en snelheid in de
nevel zijn verdeeld. Een aspect dat in de
simulaties niet verwerkt is vraagt nog om
opheldering, dit zijn de oplichtende lijnen
die uit de nevel schieten, de poten van de
mier genaamd. Dit komt waarschijnlijk
door protonen die door de RGE heen
schieten. Maar het onderzoek is op dit
gebied nog volop bezig.
toekomst
nog
veel
moois
over
gepubliceerd worden. Zijn het niet de
theorieën, dan wel de foto`s, want
planetaire nevels behoren toch tot de
mooiste objecten in het heelal.
Conclusie
Met behulp van computersimulaties
is op deze manier een goed beeld te
vormen van de processen die zich afspelen
bij vorming van een bipolaire planetaire
nevel. Toch zijn er nog vele vragen
onbeantwoord. Speelt het magnetisch veld
van de ster bijvoorbeeld ook nog een rol
bij het ontstaan van een nevel? Of de
draaiing van de ster? Dit zijn vragen waar
op het moment nog veel onderzoek naar
wordt gedaan.
Een onverwachte (en
misschien vergezochte) toepassing van de
theorie kan niet ongenoemd blijven. Zo
kan dit onderzoek misschien helpen bij de
zoektocht naar andere planeten, of
statistische modellen die iets zeggen over
de totale hoeveelheid planeten in het
heelal. Bipolaire planetaire nevels zijn een
boeiend onderwerp. Er wordt nog veel
onderzoek naar gedaan en er zal in de
[2] The hydrodynamics of aspherical two-wind
configurations (V. Icke)
http://www.strw.leidenuniv.nl/~icke/ps/NCFplaneta
ries.ps
Referenties
Internet:
[1] Vincent Icke's Planetary Nebulae and Jet
Collimation (V. Icke)
http://www.strw.leidenuniv.nl/~icke/html/VincentP
N.html
[3] Press Release: “Ants in Space” (V. Icke, B.
Balick, R. Sahai, J. Trauger)
http://hubble.esa.int/hubble/news/index.cfm?oid=25
994
[4] Homepage B. Balick (B.Balick)
http://www.astro.washington.edu/balick/
Tijdschriften:
[5] De nevels ontsluierd, het gelijk van Messier
en Herschel (E. Echternach)
Zenit juni 2000, blz.252
Uitgever: Stichting ‘De Koepel’
[6] Hubble bevestigd modellen voor planetaire
nevels (E. Mathlener)
Zenit april 1998, blz. 180
Uitgever: Stichting ‘De Koepel’
Bipolaire Planetaire Nevels
door Niels Bos
5