Nebuloasa planetară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Organizarea imaginii este similară cu cea a ochiului unei pisici. Un cerc alb strălucitor aproape clar în centru descrie steaua centrală. Steaua centrală este încapsulată de o zonă cu formă eliptică, cu margini neregulate, violete și roșii, care sugerează o coajă tridimensională. Acesta este înconjurat de o pereche de regiuni circulare suprapuse de roșu cu margini galbene și verzi, sugerând o altă coajă tridimensională.
Nebuloasa Ochi de pisică , o imagine compusă alcătuită din imagini în vizibil ( telescopul spațial Hubble ) și în raze X ( Chandra X-ray Observatory ).
Formarea nebuloaselor planetare.
NGC 6326 , o nebuloasă planetară cu strălucire cu smocuri de gaz expandat iluminate de o stea centrală binară [1]

O nebuloasă planetară este o nebuloasă de emisie formată dintr-o coajă strălucitoare de gaz ionizat în expansiune, expulzată în timpul gigantului asimptotic al anumitor tipuri de stele în etapa finală a vieții lor. [2] Termenul atribuit acestei clase de obiecte, care nu este foarte potrivit, a luat naștere în anii 1780 cu astronomul William Herschel căruia aceste obiecte, după ce le-au observat prin telescopul său, păreau a fi sisteme planetare în curs de formare . Astronomii au adoptat pentru aceste obiecte numele dat de Herschel, nu l-au schimbat mai târziu, chiar dacă nebuloasele planetare nu au nimic de-a face cu planetele sistemului solar. [3] Nebuloasele planetare conțin adesea stele, dar nu conțin planete vizibile. Acesta este un fenomen relativ scurt, care durează câteva zeci de mii de ani, în comparație cu durata stelară tipică de câteva miliarde de ani.

Se crede că mecanismul de formare a multor nebuloase este următorul: la sfârșitul vieții stelei, în faza gigantului roșu , straturile exterioare ale stelei sunt expulzate prin pulsații și vânturi stelare puternice . Nucleul cald și luminos emite o radiație ultravioletă care ionizează straturile exterioare expulzate ale stelei. [2] Această anvelopă de gaz nebular foarte energetic re-radiază energia ultravioletă absorbită și apare ca o nebuloasă planetară.

Nebuloasele planetare joacă un rol crucial în evoluția chimică a galaxiilor , readucând materialul în mediul interstelar care a fost îmbogățit cu elemente grele și alte produse de nucleosinteză , precum carbonul , azotul , oxigenul și calciul . În cele mai îndepărtate galaxii, nebuloasele planetare pot fi singurele obiecte care oferă informații despre „ abundența chimică ”.

În ultimii ani, imaginile telescopului spațial Hubble au dezvăluit că mai multe nebuloase planetare au morfologii extrem de complexe și diferențiate. Aproximativ o cincime sunt aproximativ sferice, dar majoritatea nu sunt sferice simetrice. Mecanismele care produc o astfel de varietate de forme și caracteristici nu sunt încă bine înțelese, dar stelele binare centrale , vânturile stelare și câmpurile magnetice pot juca un rol.

fundal

NGC 7293, Nebuloasa Helix
Credit: NASA, ESA și CR O'Dell (Universitatea Vanderbilt)
NGC 2392, nebuloasa Eskimo
Credit: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) și echipa ERO (STScI + ST-ECF)

Nebuloasele planetare sunt în general obiecte slabe, niciunul nu este vizibil cu ochiul liber . Prima nebuloasă planetară descoperită a fost Nebuloasa Dumbbell din constelația Vulpecula , observată de Charles Messier în 1764, listată ca M27 în catalogul său de obiecte nebuloase. [4] În primele telescoape cu rezoluție joasă, M27 și ulterior descoperite nebuloase planetare, arătau ca planete gigantice ca Uranus; în cele din urmă, William Herschel, descoperitorul acestei planete, a inventat termenul „nebuloase planetare” pentru ei. [4] [5] Herschel a crezut că obiectele erau stele înconjurate de materiale care se condensau în planete, dar acum știm că sunt stele moarte care ar fi incinerat orice planetă care orbitează. [6]

Natura nebuloaselor planetare a rămas necunoscută până la primele observații spectroscopice, făcute la mijlocul secolului al XIX-lea. William Huggins a fost unul dintre primii astronomi care a studiat spectrele optice ale obiectelor astronomice, folosind o prismă pentru a dispersa lumina lor. [5] El a fost primul, 29 august 1864, care a obținut spectrul unei nebuloase planetare, analizând NGC 6543 . [4] Observațiile sale asupra stelelor au arătat că spectrele lor constau dintr-un continuum cu multe linii întunecate suprapuse; De asemenea, a descoperit că multe obiecte nebuloase precum Nebuloasa Andromeda (așa cum se știa atunci) aveau spectre care erau foarte asemănătoare cu aceasta; aceste nebuloase s-au arătat mai târziu a fi galaxii.

Cu toate acestea, când s-a uitat la Nebuloasa Ochi de Pisică , a găsit un spectru foarte diferit. În loc de un continuum cu linii de absorbție suprapuse, Nebuloasa Ochiului de Pisică și alte obiecte similare au prezentat doar un număr mic de linii de emisie . [5] Cel mai strălucitor dintre acestea a fost la o lungime de undă de 500,7 nanometri , care nu corespundea unei linii a vreunui element cunoscut. [7] La început s-a presupus că linia se putea datora unui element necunoscut, numit nebilium; o idee similară a condus la descoperirea „ heliului prin analiza spectrului Soarelui în 1868. [4]

În timp ce heliul a fost izolat pe Pământ la scurt timp după descoperirea sa în spectrul Soarelui, așa că nu a fost pentru nebuliu. În primii ani ai secolului al XX-lea, Henry Norris Russell a propus că linia la 500,7 nm se datora unui element familiar în condiții necunoscute, mai degrabă decât a fi un element nou.

În anii 1920, fizicienii au demonstrat că într-un gaz cu densitate extrem de scăzută, electronii din atomi și ioni pot fi populari pentru perioade relativ lungi și niveluri de energie într-o stare metastabilă excitată că densitatea mare ar fi rapid dezactivată de coliziuni. [8] În azotul ionic și oxigen (O 2+, O III sau O + și N +) tranzițiile electronice de la aceste niveluri metastabile dau naștere liniei de 500,7 nm și a altor linii. [4] Aceste linii spectrale, care pot fi văzute doar în gaze cu densitate foarte mică, se numesc linii interzise . Observațiile spectroscopice au arătat astfel că nebuloasele erau realizate din gaze extrem de rarefiate. [9]

Stelele centrale ale nebuloaselor planetare sunt foarte fierbinți și densi. [2] După ce a epuizat cea mai mare parte a combustibilului său nuclear, o stea se poate prăbuși într-o pitică albă , în care materialul este situat într-o stare degenerată . Nebuloasele planetare au fost considerate ca etapa finală a „ evoluției stelare a stelelor cu masă medie și mici. Observațiile spectroscopice arată că toate nebuloasele planetare se extind. Acest lucru a condus la ideea că nebuloasele planetare sunt formate din straturile exterioare ale unei stele aruncate în spațiu la sfârșitul vieții sale. [4]

Spre sfârșitul secolului al XX-lea, progresele tehnologice au contribuit la favorizarea studiului nebuloaselor planetare. [10] Telescoapele spațiale au permis astronomilor să studieze lumina emisă la diferite lungimi de undă decât cele ale spectrului vizibil nu sunt detectabile de către observatorii plasați pe Pământ (deoarece doar undele radio și lumina vizibilă pătrund în atmosfera Pământului). Studiile asupra radiațiilor infraroșii și a nebuloaselor planetare ultraviolete au permis să se determine mai exact modul în care temperatura, densitatea și abundențele chimice. [11] [12] Tehnologia CCD a făcut posibilă măsurarea mai precisă decât înaintea celor mai slabe linii spectrale. Telescopul spațial Hubble a mai arătat că, deși mai multe nebuloase par să aibă structuri simple și regulate, multe altele dezvăluie morfologii extrem de complexe. [13] [14]

Mecanism de formare

Steaua centrală are o curbă alungită în formă de S de alb care emană în direcții opuse marginii. O zonă asemănătoare unui fluture înconjoară forma S cu forma S corespunzătoare corpului fluturelui.
Simulare computerizată a formării unei nebuloase planetare pornind de la o stea cu un disc deformat; se arată complexitatea care poate apărea dintr-o mică asimetrie inițială.
Credit: Vincent Icke

Stele mai masive decât 8 mase solare (M ⊙) își încheie viața cu o supernova explozivă spectaculoasă. [15] O nebuloasă planetară poate fi rezultatul morții în masă a stelelor între 0,8 și 8 M ⊙. [15]

Stelele își petrec cea mai mare parte a vieții emitând energie datorită reacțiilor de fuziune nucleară care transformă „ hidrogenul în heliu din miezul stelei. Presiunea exterioară exercitată de fuziunea în miez echilibrează prăbușirea interioară datorită gravitației stelei. [16] Această fază se numește secvența principală .

Stelele de masă mici / intermediare rămân fără hidrogen în nucleele lor după zeci de milioane până la miliarde de ani de ședere în secvența principală. În prezent, miezul solar are o temperatură de aproximativ 15 milioane K , dar epuizarea hidrogenului, comprimarea miezului va produce o creștere a temperaturii până la aproximativ 100 milioane K. [17]

Când se întâmplă acest lucru, straturile exterioare ale stelei se extind enorm și se răcesc considerabil: steaua devine astfel un gigant roșu. Când nucleul s-a contractat suficient pentru a atinge o temperatură de 100 de milioane de K, nucleele de heliu încep să se contopească în carbon și oxigen. Reluarea reacțiilor de fuziune oprește contracția nucleului. Fuziunea nucleilor de heliu formează imediat un nucleu inert de carbon și oxigen, înconjurat de o coajă de heliu care se topește și o alta cu hidrogen care se topește. În ultima fază, steaua pătrunde în ramura gigantică asimptotică . [17]

Reacțiile de fuziune au loc prin ciclul alfa-heliu-3, care este extrem de sensibil la temperatură, cu o eficiență a reacției proporțională cu T 25 (la temperaturi relativ scăzute). Aceste condiții fac steaua foarte instabilă, astfel încât o mică creștere a temperaturii duce la o creștere rapidă a vitezei reacțiilor, rezultând în eliberarea multă energie și o creștere suplimentară a temperaturii. Datorită acestui fapt, stratul de heliu ars se extinde rapid și apoi se răcește din nou, ceea ce reduce viteza de reacție. Se creează pulsații uriașe, care în cele din urmă devin atât de mari încât atmosfera stelară este evacuată în spațiu. [18]

Gazele evacuate formează un nor de material în jurul nucleului acum expus al stelei. Cu cât atmosfera se îndepărtează mai mult de stea, cu atât straturile mai adânci sunt expuse la temperaturi mai ridicate. Când suprafața expusă atinge o temperatură de aproximativ 30.000 K, fotonii ultraviolete emiși sunt suficienți pentru a ioniza atmosfera expulzată, făcând-o strălucitoare. Norul a devenit astfel o nebuloasă planetară. [17]

Durata de viata

Colierul Nebula este alcătuit dintr-un inel strălucitor, care măsoară aproximativ doi ani lumină, punctat de noduri strălucitoare cu gaz dens, care seamănă cu diamantele dintr-un colier. Nodurile strălucesc prin absorbția luminii ultraviolete de la stelele centrale. [19]

După ce steaua a trecut spre ramura gigantică asimptotică (AGB), faza scurtă a nebuloasei planetare începe [10] când gazele se îndepărtează de steaua centrală cu o viteză de câțiva kilometri pe secundă. Steaua centrală este reziduul progenitorului său AGB, un nucleu degenerat carbon-oxigen, care și-a pierdut cea mai mare parte a anvelopei de hidrogen din cauza pierderii de masă în timpul fazei AGB. [10] Când gazul se extinde, steaua centrală suferă o transformare în două etape. La început, pe măsură ce continuă să se contracte și reacțiile de fuziune ale hidrogenului apar în cochilia din jurul miezului, devine mai fierbinte; apoi încet, odată ce hidrogenul cojii se scurge prin topire și pierderea de masă, se răcește. [10] În a doua fază, își radiază energia și reacțiile de fuziune încetează, deoarece steaua centrală nu este suficient de grea pentru a genera temperaturi interne necesare pentru topirea carbonului și a oxigenului. [4] [10] În timpul primei faze, steaua centrală menține o luminozitate constantă, [10] în timp ce, în același timp, temperatura sa crește până la aproximativ 100.000 K. În a doua fază, se răcește până când nu mai este capabil să emită suficientă radiație ultravioletă pentru a ioniza norul din ce în ce mai îndepărtat de gaz. Steaua devine o pitică albă , iar norul de gaz în expansiune devine invizibil pentru noi, încheind astfel faza nebuloasei planetare. [10] Pentru o nebuloasă planetară tipică, treceți aproximativ 10.000 de ani [10] între formarea sa și sfârșitul perioadei sale de vizibilitate. [4]

Reciclatori galactici

Nebuloasele planetare joacă un rol foarte important în evoluția galactică. Anterior, universul era compus aproape în întregime din hidrogen și heliu. În timp, stelele creează elemente mai grele prin fuziunea nucleară. Gazele nebuloaselor planetare conțin astfel cantități mari de carbon , azot și oxigen și, pe măsură ce se extind până se amestecă cu mediul interstelar , îl îmbogățesc cu aceste elemente mai grele, numite metale de către astronomi. [20]

Următoarele generații de stele care se formează vor avea, prin urmare, un conținut inițial mai mare de elemente mai grele. În ciuda elementelor grele care constituie o componentă foarte mică a stelei, acestea au un efect marcat asupra evoluției sale. Stelele care s-au format la începutul universului și conțin cantități mici de elemente grele sunt cunoscute ca stele ale Populației II , în timp ce stelele mai tinere cu un conținut mai ridicat de elemente grele sunt cunoscute ca stele ale Populației I. [21]

Caracteristici

Caracteristici fizice

Coajă eliptică cu marginea exterioară roșie fină care înconjoară regiunea galbenă și apoi roz în jurul unei zone albastre aproape circulare cu steaua centrală în centru. Câteva stele de fundal sunt vizibile.
NGC 6720, Nebuloasa Inelului
Credit: STScI / AURA
Felie de lămâie nebuloasă (IC 3568).

O nebuloasă planetară tipică are un diametru de aproximativ un an lumină și constă din gaz extrem de rarefiat, în general cu o densitate de la 100 la 10.000 de particule pe cm³. [22] (În comparație, atmosfera Pământului conține 2,5 x 10 19 particule pe cm³.) Nebuloasele planetare mai tinere au o densitate mai mare, uneori până la 10 6 particule pe cm³. În timp, expansiunea nebuloaselor determină o scădere a densității acestora. Masa nebuloaselor planetare este de la 0,1 la 1 mase solare . [22]

Radiația de la steaua centrală încălzește gazul la temperaturi de aproximativ 10.000 K. [23] Temperatura gazului în regiunile centrale este de obicei mult mai mare decât cea din periferie, ajungând la 16.000-25.000 K. [24] Volumul din apropierea stelei centrale este adesea umplut cu un gaz foarte fierbinte (coronal) având o temperatură de aproximativ 1.000.000 K. Acest gaz provine de la suprafața stelei centrale sub forma unui vânt stelar rapid. [25]

Nebuloasele poate fi descrisă ca radiație materie delimitată sau delimitate. În primul caz, nu există suficientă materie în nebuloasă pentru a absorbi toți fotonii UV emiși de stea, iar nebuloasa vizibilă este complet ionizată. În cel de-al doilea caz, nu există suficienți fotoni UV emiși de steaua centrală pentru a ioniza tot gazul înconjurător, iar un front de ionizare se propagă spre exterior în învelișul circumstelar neutru. [26]

Distribuție

În galaxia noastră știm încă aproximativ 3000 de nebuloase planetare, [27] din 200 miliarde de stele. Durata lor de viață foarte scurtă în comparație cu cea a stelelor explică numărul lor mic. Acestea se găsesc în cea mai mare parte aproape de planul Căii Lactee , cu o concentrație mai mare în vecinătatea centrului galactic . [28]

Morfologie

Această animație arată cum cele două stele din centrul unei nebuloase planetare precum Fleming 1 pot controla crearea jeturilor spectaculoase de material evacuate din obiect.

Doar 20% din nebuloasele planetare sunt sferice simetrice (cum ar fi Abell 39 ). [29] Există o varietate remarcabilă de forme, unele dintre ele foarte complexe. Pot fi clasificate în: stelare, discoide, inelare, neregulate, elicoidale, bipolare , cvadrupolare, [30] și altele, [31] deși majoritatea aparțin doar a trei tipuri: sferice, eliptice și bipolare. Ultimele nebuloase de tip prezintă o concentrație mai puternică pe planul galactic și, prin urmare, progenitorii lor sunt stele masive relativ tinere. Pe de altă parte, nebuloasele sferice sunt probabil produse de stele vechi asemănătoare soarelui. [25]

Marea varietate de forme se datorează parțial efectului de perspectivă: aceeași nebuloasă văzută din puncte de vedere diferite va avea aspecte diferite. Cu toate acestea, motivul pentru o mare varietate de forme fizice nu este pe deplin înțeles, [31] deși ar putea fi cauzat de interacțiunile gravitaționale cu stelele însoțitoare dacă stelele centrale sunt stele duble . O altă posibilitate este ca planetele să oprească fluxul de material de la stea când se formează nebuloasa. S-a stabilit că stelele mai masive produc nebuloase de formă mai neregulată. [32] În ianuarie 2005, astronomii au anunțat detectarea câmpurilor magnetice în jurul celor două stele centrale ale nebuloaselor planetare, presupunând că acestea pot fi parțial sau total responsabile de formele lor particulare. [33] [34]

Calitatea de membru în clustere

Abell 78, preluat de un telescop de 24 inci pe Muntele Lemmon, Arizona. Amabilitatea lui Joseph D. Schulman.

Nebuloasele planetare au fost identificate în patru grupuri globulare : Messier 15 , Messier 22 , NGC 6441 și Palomar 6 , în timp ce există încă un singur caz confirmat de nebuloasă planetară descoperită într-un cluster deschis . [35] În parte datorită masei lor totale mici, grupurile deschise au o coeziune gravitațională relativ slabă. În consecință, tind să se disperseze după un timp relativ scurt, de obicei 100-600 milioane de ani, din cauza influențelor gravitaționale externe sau a altor factori. În condiții excepționale, grupurile deschise pot rămâne intacte până la un miliard de ani sau mai mult. [36]

Modelele teoretice prezic că nebuloasele planetare pot forma stele care în secvența principală au o masă cuprinsă între 0,8 și 8 mase solare: durata minimă de viață a stelei este de 40 de milioane de ani. Deși se știe că câteva sute de clustere deschise au peste 40 de milioane de ani, o serie de motive limitează șansele de a găsi un membru al unui cluster deschis în faza nebuloasă planetară. Unul dintre acestea este că faza nebuloasă planetară pentru stele mai masive aparținând celor mai tinere clustere este de ordinul a mii de ani, o perioadă foarte scurtă la scară astronomică. [28]

Probleme încă nerezolvate

O pereche ciudată de stele vechi sculptează o formă spectaculoasă a unei nebuloase planetare. [37]
Micuța nebuloasă planetară NGC 6886 .

O problemă de lungă durată în studierea nebuloaselor planetare este că, în majoritatea cazurilor, distanțele lor sunt foarte aproximativ determinate. Pentru cele mai apropiate nebuloase planetare, este posibil să se determine distanța măsurând expansiunea lor de paralaxă . Rezoluție înaltă luată la ani diferiți Observațiile permit să evalueze „ expansiunea unghiulară atinsă de nebuloasă în direcții perpendiculare pe linia de vedere , în timp ce observațiile spectroscopice ale efectului Doppler dezvăluie viteza de expansiune pe linia de vedere. Comparând expansiunea unghiulară cu rata de expansiune, se obține distanța până la nebuloasă. [13]

Întrebarea despre cum poate fi produsă o gamă atât de largă de forme nebulare este un subiect controversat. Se crede că interacțiunile dintre materialul care se îndepărtează de stea la viteze diferite duc la varietatea de forme observate. [31] Cu toate acestea, unii astronomi cred că prezența stelelor centrale duble este responsabilă pentru forma celor mai complexe nebuloase planetare. [38] Unele s-au dovedit a găzdui câmpuri magnetice puternice: [39] interacțiunile magnetice cu gazul ionizat pot avea un rol în modelarea unor nebuloase planetare. [34]

Există două metode pentru determinarea abundențelor de metale în nebuloase, care se bazează pe două tipuri diferite de linii spectrale: linii de recombinare și linii excitate de coliziune. Uneori se observă discrepanțe mari între rezultatele obținute prin cele două metode. Unii astronomi explică acest lucru cu prezența unor mici variații ale temperaturii în interiorul nebuloaselor planetare; alții susțin că diferențele sunt prea mari pentru a putea fi explicate de efectele temperaturii și fac ipoteza existenței nodurilor reci care conțin o cantitate mică de hidrogen pentru a explica observațiile. Cu toate acestea, astfel de noduri nu au fost încă observate. [40]

Notă

  1. ^ Miszalski și colab. 2011 .
  2. ^ A b c Frankowski, Soker 2009 , pp. 654-8.
  3. ^ Hubble este martor la focul final al gloriei stelelor asemănătoare soarelui pe hubblesite.org. Adus pe 27 iulie 2013 .
  4. ^ A b c d și f g h Kwok 2000 , pp. 1-7.
  5. ^ A b c Moore 2007 , pp. 279-80.
  6. ^ Malin 1993 , p. 168 .
  7. ^ Huggins, Miller 1864 , pp. 437-44.
  8. ^ Bowen 1927 , pp. 295-7.
  9. ^ Gurzadyan 1997 .
  10. ^ A b c d și f g h Kwok 2005 , pp. 271-8.
  11. ^ Hora 2004 , pp. 296-301.
  12. ^ Kwok și colab. 2006 , pp. 445-6.
  13. ^ A b Reed și colab. 1999 , pp. 2430-41.
  14. ^ Aller, Hyung 2003 , p. 15 .
  15. ^ A b Maciel, Costa, Idiart 2009 , pp. 127-37.
  16. ^ Harpaz 1994 , pp. 55-80.
  17. ^ A b c Harpaz 1994 , pp. 99-112.
  18. ^ Renzini 1987 , pp. 391-400.
  19. ^ Hubble oferă un colier orbitor pe poza săptămânii, ESA / Hubble. Accesat la 6 august 2013 .
  20. ^ Kwok 2000 , pp. 199-207.
  21. ^ Marochnik, Shukurov, Yastrzhembsky 1996 , pp. 6-10 .
  22. ^ A b Osterbrock, Ferland 2005 , p. 10 .
  23. ^ Gurzadyan 1997 , p. 238 .
  24. ^ Gurzadyan 1997 , pp. 130-137.
  25. ^ A b Osterbrock 2005 , pp. 261-262.
  26. ^ Osterbrock, Ferland 2005 , p. 207 .
  27. ^ Parker și colab. 2006 , pp. 79-94.
  28. ^ A b Majaess, Turner, Lane 2007 , pp. 1349-60.
  29. ^ Jacoby, Ferland, Korista 2001 , pp. 272-86.
  30. ^ Kwok, Su 2005 , L49-52.
  31. ^ A b c Kwok 2000 , pp. 89-96.
  32. ^ Morris, Mennessier, Omont 1990 , pp. 526-30.
  33. ^ Prima detectare a câmpurilor magnetice în stelele centrale ale celor patru nebuloase planetare , de la spacedaily.com, SpaceDaily Express. Adus pe 14 august 2013 .
  34. ^ A b Jordan, Werner, O'Toole 2005 , pp. 273-9.
  35. ^ Parker și colab. 2011 , pp. 1835-1844.
  36. ^ Allison 2006 , pp. 56-8.
  37. ^ Sprinklerele cosmice explicate , în comunicatul de presă ESO. Adus la 13 februarie 2013 .
  38. ^ Soker 2002 , pp. 481-6.
  39. ^ Gurzadyan 1997 , p. 424 .
  40. ^ Liu și colab. 2000 , pp. 585-587.

Bibliografie

  • Christian Iliadis, Fizica nucleară a stelelor. Manual de fizică, Wiley-VCH, 2007, pp. 18, 439-42, ISBN 978-3-527-40602-9 .
  • WJ Maciel, RD Costa, TE Idiart, Nebuloasele planetare și evoluția chimică a norilor din Magellan, în Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, vol. 45, octombrie 2009, pp. 127–37.
  • SL Moore, Observing the Cat's Nebula Nebula , în Journal of the British Astronomical Association, vol. 117, nr. 5, ottobre 2007, pp. 279–80. URL consultato il 16 agosto 2013 .
  • Donald E. Osterbrock, GJ Ferland, Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei , University Science Books, 2005, ISBN 978-1-891389-34-4 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85102649 · GND ( DE ) 4174792-6 · BNF ( FR ) cb12002958q (data)
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebulosa_planetaria&oldid=121850334 "