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=== Características físicas ===
[[Ficheiro:Ngc2392.jpg|thumb|200px|[[NGC 2392]], também conhecida como a "Nebulosa Esquimó". <small>''Crédito: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI), e ERO team (STScI + ST-ECF)''.</small>]]
Uma nebulosa planetária típica tem aproximadamente um diâmetro de um [[ano luz]], e é formada por gás altamente enrarecido, com uma [[densidade]] de entre 100 e 10 000 [[partícula]]s por [[centímetro cúbico]]. Em comparação, a [[atmosfera terrestre]] contém 2,5 × 10<sup>19</sup> partículas por cm<sup>3</sup>. As nebulosas mais novas possuem densidades mais altas, ocasionalmente da ordem do milhão (10<sup>6</sup>) de partículas por cm<sup>3</sup>. À medida que a nebulosa envelhece, a densidade decrecedecresce devido à sua expansão no espaço, que sucede a uma velocidade que ronda os 25 [[km]]/[[s]], que equivale a cerca de 70 vezes a [[velocidade do som]] no [[ar]]. A sua [[massa]] pode ter um valor de entre 0,1 e 1 [[massa solar]].<ref name="Oster_p10">Osterbrock 2006, p. 10.</ref>
 
A radiação emitida pela estrela central esquenta os [[gás|gases]] até temperaturas de cerca de 10 000 [[kelvin|K]].<ref name="Gurz_p238">Gurzadyan 1997, p. 238.</ref> Pelo general, nas regiões mais próximas à estrela este gás pode atingir uma temperatura muito maior, em torno de 16 000-25 000 K.<ref name="Gurz_p130">Gurzadyan 1997, pp. 130-137.</ref> O volume existente nas proximidades da estrela central é com frequência ocupado por um gás muito quente, próximo a 1000 000 K. Este gás é originado na superfície da estrela em forma de [[vento estelar]] muito veloz.<ref name="Oster_p261" />
As nebulosas planetárias desempenham um papel fundamental na evolução galáctica. O [[universo]] primitivo consistia apenas em [[hidrogênio]] e [[hélio]], mas, com o passar do tempo, as [[estrela]]s foram criando no seu núcleo elementos mais pesados através da [[fusão nuclear]]. Assim, os gases que moldam a nebulosa planetária contêm uma importante proporção destes elementos mais pesados que o hélio chamados "metais", como o [[carbono]], o [[nitrogênio]], ou o [[oxigênio]], contribuindo para enriquecer o [[meio interestelar]] à medida que a nebulosa planetária se mistura com ele.<ref name="Kwok_p199-207">Kwok 2000, p. 199-207.</ref>
 
As gerações posteriores de estrelas terão portanto uma maior [[metalicidadeMetalicidade]], ou seja, uma maior concentração destes elementos pesados. Embora a sua proporção com referência ao total da estrela seja ainda muito pequena, tem um efeito muito importante na sua evolução. As estrelas formadas no começo do universo e que possuem uma baixa quantidade destes elementos pesados são englobadas na chamada População II de estrelas, enquanto as estrelas mais novas com alta metalicidade são englobadas na População I.<ref>{{citar livro |autor=Marochnik, L.S.; Shukurov, A.; Yastrzhembsky, I. |título=The Milky Way galaxy |data=1996|editorial=Taylor & Francis |isbn=978-2881249310|edição=2ª}}</ref> Pelo general, as estrelas da População I encontram-se espalhadas pelo [[disco galáctico]], enquanto as da População II estão situadas no [[bulbo galáctico]] e no [[halo galáctico|halo]].<ref>{{Citar livro |autor=Martínez, V.J.; Miralles, J.A.; Marco, E.; Galadí-Enríquez, D. |título=Astronomía fundamental |data=2005|editorial=Universitat de València |isbn=978-84-370-6104-7|edição=1ª|língua=espanhol|página=225}}</ref>
 
== Distribuição e abundância ==
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