السديم الكوكبي

📅 آخر تحديث: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٩ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 12 صور
الموسوعة الحرة

يشبه تنظيم الصورة تنظيم عين القطة. دائرة بيضاء ساطعة، تكاد تكون دقيقة، في المركز تمثل النجمة المركزية. تُحاط النجمة المركزية بمنطقة بيضاوية الشكل ذات حواف غير منتظمة باللونين الأرجواني والأحمر، مما يوحي بوجود غلاف ثلاثي الأبعاد. ويحيط بهذه المنطقة زوج من الدوائر المتراكبة باللون الأحمر ذات حواف صفراء وخضراء، مما يوحي بوجود غلاف ثلاثي الأبعاد آخر.
صورة مركبة بالأشعة السينية/البصرية لسديم عين القط (NGC 6543)
التقطت كاميرتان على متن تلسكوب جيمس ويب أحدث صورة لهذا السديم الكوكبي، المصنف تحت اسم NGC 3132، والمعروف بشكل غير رسمي باسم سديم الحلقة الجنوبية. ويقع على بعد حوالي 2500 سنة ضوئية.
التقطت كاميرتان على متن تلسكوب جيمس ويب أحدث صورة لهذا السديم الكوكبي، المصنف تحت اسم NGC 3132 ، والمعروف بشكل غير رسمي باسم سديم الحلقة الجنوبية. ويقع على بعد حوالي 2500 سنة ضوئية.
NGC 6326 ، سديم كوكبي ذو خيوط متوهجة من الغاز المتدفق، مضاءة بنجم مركزي ثنائي [ 3 ]

السديم الكوكبي هو نوع من السدم الانبعاثية يتكون من غلاف متوهج ومتمدد من الغاز المتأين [ أ ] ينبعث من النجوم العملاقة الحمراء في أواخر حياتها. [ 5 ]

يُعدّ مصطلح "السديم الكوكبي" تسميةً غير دقيقة، إذ لا علاقة له بالكواكب . ويعود أصل المصطلح إلى الشكل الكروي الشبيه بالكواكب لهذه السدم ، والذي رصده علماء الفلك عبر التلسكوبات القديمة. ربما استُخدم المصطلح لأول مرة في ثمانينيات القرن الثامن عشر الميلادي على يد عالم الفلك الإنجليزي ويليام هيرشل ، الذي وصف هذه السدم بأنها تُشبه الكواكب؛ إلا أنه في يناير 1779، وصف عالم الفلك الفرنسي أنطوان داركييه دي بيلبوا، في ملاحظاته لسديم الحلقة ، بأنه "خافت للغاية ولكنه واضح المعالم تمامًا؛ وهو بحجم كوكب المشتري ويُشبه كوكبًا خافتًا". [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] ورغم اختلاف التفسير الحديث، لا يزال المصطلح القديم مُستخدمًا.

تتشكل جميع السدم الكوكبية في نهاية عمر نجم متوسط ​​الكتلة، يتراوح بين كتلة شمسية واحدة وثماني كتل شمسية. ومن المتوقع أن تُشكل الشمس سديمًا كوكبيًا في نهاية دورة حياتها. [ 9 ] وهي ظواهر قصيرة العمر نسبيًا، إذ تدوم ربما بضعة عشرات آلاف من السنين، مقارنةً بمراحل تطور النجوم الأطول بكثير . [ 10 ] بمجرد تبدد الغلاف الجوي للعملاق الأحمر بالكامل، يقوم الإشعاع فوق البنفسجي عالي الطاقة المنبعث من النواة الساخنة المضيئة المكشوفة، والتي تُسمى نواة السديم الكوكبي، بتأيين المادة المقذوفة. [ 5 ] ثم يقوم الضوء فوق البنفسجي الممتص بتنشيط غلاف الغاز السديمي المحيط بالنجم المركزي، مما يجعله يظهر كسديم كوكبي ذي ألوان زاهية.

من المحتمل أن تلعب السدم الكوكبية دورًا حاسمًا في التطور الكيميائي لمجرة درب التبانة، وذلك من خلال قذف العناصر إلى الوسط بين النجوم من النجوم التي نشأت فيها هذه العناصر. وتُرصد السدم الكوكبية في مجرات أبعد ، مما يوفر معلومات قيّمة حول وفرة العناصر الكيميائية فيها.

ابتداءً من تسعينيات القرن الماضي، كشفت صور تلسكوب هابل الفضائي أن العديد من السدم الكوكبية تتميز بأشكال معقدة ومتنوعة للغاية. حوالي خُمسها كروي الشكل تقريبًا، لكن معظمها غير متناظر كرويًا. لا تزال الآليات التي تُنتج هذا التنوع الواسع في الأشكال والخصائص غير مفهومة تمامًا، ولكن قد تلعب النجوم المركزية الثنائية والرياح النجمية والمجالات المغناطيسية دورًا في ذلك.

ملاحظات

صدفة ملونة تشبه العين إلى حد كبير. يظهر في مركزها نجمة صغيرة محاطة بدائرة زرقاء قد تمثل قزحية العين. هذه الدائرة محاطة بمنطقة تشبه القزحية مكونة من حلقات برتقالية متحدة المركز. وتحيط بها منطقة حمراء على شكل جفن قبل الحافة حيث تظهر مساحة فارغة. وتنتشر النجوم في خلفية الصورة.
NGC 7293 ، سديم الحلزون
غلاف كروي ذو مساحة ملونة مقابل نجوم الخلفية. تشع عقد معقدة تشبه المذنبات من الحافة إلى حوالي ثلث المسافة نحو المركز. يحتوي النصف المركزي على أغلفة كروية أكثر سطوعًا تتداخل مع بعضها البعض ولها حواف خشنة. يظهر نجم مركزي وحيد في المنتصف. لا تظهر نجوم الخلفية.
NGC 2392 ، سديم الإسكيمو

اكتشاف

كان سديم الدمبل في كوكبة الثعلب أول سديم كوكبي تم اكتشافه (وإن لم يُطلق عليه هذا الاسم بعد) . رصده شارل ميسييه في 12 يوليو 1764، وأدرجه تحت اسم M27 في فهرسه للأجرام السديمية. [ 11 ] بالنسبة للمراقبين الأوائل الذين استخدموا تلسكوبات منخفضة الدقة، شبّه سديم الدمبل، والسدم الكوكبية التي اكتُشفت لاحقًا، بالكواكب العملاقة مثل أورانوس . في يناير 1779، وصف الفلكي الفرنسي أنطوان داركييه دي بيلبوا، في ملاحظاته لسديم الحلقة ، بأنه "سديم باهت للغاية، ولكنه محدد المعالم بدقة؛ بحجم كوكب المشتري ويبدو ككوكب يتلاشى". [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]

ظلّت طبيعة هذه الأجرام غامضة. في عام 1782، اكتشف ويليام هيرشل ، مكتشف أورانوس، سديم زحل (NGC 7009) ووصفه بأنه "سديم غريب، أو لا أدري كيف أصفه". وصف هيرشل هذه الأجرام لاحقًا بأنها تبدو كواكب "من النوع النجمي". [ 12 ] وكما لاحظ داركييه قبله، وجد هيرشل أن القرص يشبه كوكبًا، لكنه كان خافتًا جدًا ليكون كذلك. في عام 1785، كتب هيرشل إلى جيروم لالاند :

هذه أجرام سماوية لا نملك عنها فكرة واضحة حتى الآن، وربما تكون من نوع مختلف تمامًا عن تلك التي نعرفها في السماء. لقد عثرتُ بالفعل على أربعة منها بقطر مرئي يتراوح بين 15 و30 ثانية قوسية. ويبدو أن لهذه الأجرام قرصًا يشبه قرص الكوكب، أي أنه متساوي السطوع في جميع أنحائه، مستدير أو بيضاوي الشكل تقريبًا، وذو حدود واضحة المعالم كأقراص الكواكب، بضوء قوي بما يكفي لرؤيته بتلسكوب عادي طوله قدم واحدة فقط، ومع ذلك لا يظهر منها سوى مظهر نجم من القدر التاسع تقريبًا. [ 13 ]

وقد صنّف هذه الأجرام ضمن الفئة الرابعة من فهرسه لـ"السدم"، حيث أدرج في النهاية 78 "سديمًا كوكبيًا"، معظمها في الواقع مجرات. [ 14 ]

استخدم هيرشل مصطلح "السدم الكوكبية" لوصف هذه الأجرام. أصل هذا المصطلح غير معروف. [ 11 ] [ 15 ] أصبح مصطلح "السدم الكوكبية" شائعًا بين علماء الفلك لتصنيف هذه الأنواع من السدم، ولا يزال مستخدمًا حتى اليوم. [ 16 ] [ 17 ]

الأطياف

ظلت طبيعة السدم الكوكبية مجهولة حتى إجراء أولى عمليات الرصد الطيفي في منتصف القرن التاسع عشر. وباستخدام منشور لتشتيت ضوئها، كان ويليام هيغنز من أوائل علماء الفلك الذين درسوا الأطياف الضوئية للأجرام السماوية. [ 15 ]

في 29 أغسطس 1864، كان هاغينز أول من حلل طيف سديم كوكبي عندما رصد سديم عين القط . [ 11 ] أظهرت ملاحظاته للنجوم أن أطيافها تتكون من طيف متصل من الإشعاع تتراكب عليه العديد من الخطوط الداكنة . ووجد أن العديد من الأجرام السديمية، مثل سديم أندروميدا (كما كان يُعرف آنذاك)، لها أطياف متشابهة إلى حد كبير. ومع ذلك، عندما نظر هاغينز إلى سديم عين القط، وجد طيفًا مختلفًا تمامًا. فبدلاً من طيف متصل قوي تتراكب عليه خطوط امتصاص، أظهر سديم عين القط والأجرام الأخرى المماثلة عددًا من خطوط الانبعاث . [ 15 ] وكان ألمع هذه الخطوط عند طول موجي 500.7 نانومتر ، وهو ما لا يتوافق مع خط أي عنصر معروف. [ 18 ] 

في البداية، افترض الباحثون أن هذا الخط الطيفي قد يكون ناتجًا عن عنصر مجهول، أُطلق عليه اسم " نيبوليوم ". وقد أدت فكرة مماثلة إلى اكتشاف الهيليوم من خلال تحليل طيف الشمس عام 1868. [ 11 ] وبينما تم عزل الهيليوم على الأرض بعد فترة وجيزة من اكتشافه في طيف الشمس، لم يتم عزل "نيبوليوم". في أوائل القرن العشرين، اقترح هنري نوريس راسل أن الخط الطيفي عند 500.7  نانومتر، بدلًا من كونه عنصرًا جديدًا، يعود إلى عنصر مألوف في ظروف غير مألوفة. [ 11 ]

أظهر الفيزيائيون في عشرينيات القرن الماضي أنه في الغازات ذات الكثافة المنخفضة للغاية، يمكن للإلكترونات أن تشغل مستويات طاقة شبه مستقرة مثارة في الذرات والأيونات ، والتي كانت ستفقد إثارتها لولا ذلك نتيجة التصادمات التي تحدث عند كثافات أعلى. [ 19 ] وتؤدي انتقالات الإلكترونات من هذه المستويات في أيونات النيتروجين والأكسجين ( O⁺ ، O²⁺ (المعروف أيضًا باسم O III ) ، و N⁺ ) إلى ظهور خط الانبعاث عند 500.7 نانومتر وخطوط أخرى. [ 11 ] وتُسمى هذه الخطوط الطيفية، التي لا يمكن رؤيتها إلا في الغازات ذات الكثافة المنخفضة جدًا، بالخطوط المحظورة . وبذلك، أظهرت الملاحظات الطيفية أن السدم تتكون من غاز شديد التخلخل. [ 20 ]  

تتميز السديم الكوكبي NGC 3699 بمظهر غير منتظم مرقط وصدع مظلم. [ 21 ]

النجوم المركزية

تتميز النجوم المركزية في السدم الكوكبية بدرجة حرارة عالية جدًا. [ 5 ] ولا يتقلص حجم النجم إلا بعد استنفاد معظم وقوده النووي. وتُعتبر السدم الكوكبية مرحلة نهائية من مراحل تطور النجوم . تُظهر الملاحظات الطيفية أن جميع السدم الكوكبية تتمدد. وقد أدى ذلك إلى الاعتقاد بأن السدم الكوكبية ناتجة عن قذف الطبقات الخارجية للنجم إلى الفضاء في نهاية حياته. [ 11 ]

الملاحظات الحديثة

مع اقتراب نهاية القرن العشرين، ساهمت التطورات التكنولوجية في تعزيز دراسة السدم الكوكبية. [ 22 ] سمحت التلسكوبات الفضائية لعلماء الفلك بدراسة أطوال موجات الضوء خارج نطاق تلك التي ينقلها الغلاف الجوي للأرض. أُجريت أولى عمليات الرصد بالأشعة فوق البنفسجية للسدم الكوكبية ( IC 2149 ) من الفضاء، باستخدام مرصد أوريون 2 الفضائي (انظر مرصدي أوريون 1 وأوريون 2 الفضائيين ) على متن مركبة سويوز 13 الفضائية في ديسمبر 1973، [ 23 ] حيث تم رصد انبعاث فوتونين من السدم لأول مرة. [ 24 ] سمحت الدراسات بالأشعة تحت الحمراء وفوق البنفسجية للسدم الكوكبية بتحديد درجات حرارة السدم وكثافتها ووفرة العناصر فيها بدقة أكبر بكثير. [ 25 ] [ 26 ] كما سمحت تقنية أجهزة اقتران الشحنات بقياس خطوط طيفية خافتة بدقة لم تكن ممكنة سابقًا. أظهر تلسكوب هابل الفضائي أيضاً أنه على الرغم من أن العديد من السدم تبدو ذات هياكل بسيطة ومنتظمة عند رصدها من الأرض، إلا أن الدقة البصرية العالية جداً التي يمكن تحقيقها بواسطة التلسكوبات الموجودة فوق الغلاف الجوي للأرض تكشف عن هياكل بالغة التعقيد. [ 27 ] [ 28 ]

وفقًا لتصنيف مورغان-كينان الطيفي ، تُصنف السدم الكوكبية على أنها من النوع P ، على الرغم من أن هذا الترميز نادرًا ما يُستخدم عمليًا. [ 29 ]

الأصول

تتميز النجمة المركزية بانحناء أبيض ممتد على شكل حرف S ينبعث في اتجاهين متعاكسين من الحافة. ​​وتحيط بهذا الشكل منطقة تشبه الفراشة، حيث يتوافق شكل حرف S مع جسم الفراشة.
محاكاة حاسوبية لتكوين سديم كوكبي من نجم ذي قرص ملتوٍ، توضح التعقيد الذي يمكن أن ينتج عن عدم تناظر أولي صغير

من المرجح أن تنتهي حياة النجوم التي تزيد كتلتها عن 8 كتل شمسية ( M☉ ) بانفجارات مستعرات عظمى هائلة ، بينما يبدو أن السدم الكوكبية لا تتشكل إلا في نهاية حياة النجوم متوسطة ومنخفضة الكتلة التي تتراوح كتلتها بين 0.8 و8.0 M☉. [ 30 ] تقضي النجوم الأصلية التي تُشكل السدم الكوكبية معظم حياتها في تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في لب النجم عن طريق الاندماج النووي عند درجة حرارة تقارب 15 مليون كلفن . يُولد هذا طاقة في اللب، مما يُنشئ ضغطًا خارجيًا يُوازن ضغوط الجاذبية الهائلة الداخلية. [ 31 ] تُعرف حالة التوازن هذه باسم التسلسل الرئيسي ، والذي قد يستمر لعشرات الملايين إلى مليارات السنين، اعتمادًا على الكتلة.    

عندما يبدأ الهيدروجين في النواة بالنفاد، يُولّد الاندماج النووي طاقة أقل، وتبدأ الجاذبية بضغط النواة، مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارتها إلى حوالي 100  مليون  كلفن، بينما ينتقل احتراق الهيدروجين إلى غلاف رقيق حول النواة. [ 32 ] وللحفاظ على التوازن الحراري، تتمدد الطبقات الخارجية للنجم وتبرد. [ 33 ] تُسبب هذه المرحلة ارتفاعًا كبيرًا في لمعان النجم، ولكن نظرًا لأن الطاقة المنبعثة تتوزع على مساحة سطح أكبر بكثير، فإنها في الواقع تُسبب انخفاضًا في درجة حرارة السطح. تُعرف هذه المرحلة من تطور النجوم باسم فرع العملاق الأحمر . في النجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية ، تُشعل النواة، التي تتكون الآن في الغالب من الهيليوم، مرة أخرى؛ ثم يتحول الهيليوم إلى كربون وأكسجين ، مستهلكًا ببطء هيليوم النواة. [ 33 ] 

مع نفاد الهيليوم في النواة، تبدأ درجة حرارة النواة بالارتفاع مجددًا على غرار فرع العملاق الأحمر. ويزداد اللمعان مرة أخرى، ويتمدد النجم مجددًا، مما يؤدي إلى انخفاض درجة حرارة سطحه. تُعرف النجوم في هذه المرحلة من حياتها باسم نجوم فرع العملاق المقارب (AGB). [ 32 ] خلال هذه المرحلة، قد يفقد النجم ما بين 50 و70% من كتلته الكلية بفعل الرياح النجمية . [ 34 ]

يستمر تفريغ الغلاف الجوي دون انقطاع إلى الفضاء بين النجوم. عندما تصل درجة حرارة السطح الخارجي للنواة المكشوفة إلى ما يزيد عن 30,000  كلفن، يكون هناك ما يكفي من فوتونات الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة لتأيين الغلاف الجوي المقذوف ، مما يجعل الغاز يتوهج كسديم كوكبي. [ 32 ]

حياة

يتكون سديم العقد من حلقة ساطعة، يبلغ قطرها حوالي سنتين ضوئيتين، تتخللها عقد كثيفة ساطعة من الغاز تشبه الماس في عقد. وتتوهج هذه العقد بشدة نتيجة امتصاصها للأشعة فوق البنفسجية من النجوم المركزية. [ 35 ]

بعد أن يمر النجم بمرحلة الفرع العملاق المقارب (AGB)، تبدأ مرحلة السديم الكوكبي القصيرة في تطور النجوم [ 22 ]، حيث تنطلق الغازات بعيدًا عن النجم المركزي بسرعات تصل إلى بضعة كيلومترات في الثانية. النجم المركزي هو بقايا سلفه في مرحلة الفرع العملاق المقارب، وهو نواة من الكربون والأكسجين متحللة إلكترونيًا فقدت معظم غلافها الهيدروجيني نتيجة فقدان الكتلة في هذه المرحلة. [ 22 ] مع تمدد الغازات، يمر النجم المركزي بمرحلتين من التطور، حيث يزداد سخونته أولًا مع استمرار انكماشه وحدوث تفاعلات اندماج الهيدروجين في الغلاف المحيط بالنواة، ثم يبرد ببطء عندما ينفد غلاف الهيدروجين من خلال الاندماج وفقدان الكتلة. [ 22 ] في المرحلة الثانية، يشع النجم طاقته وتتوقف تفاعلات الاندماج، لأن كتلة النجم المركزي ليست كافية لتوليد درجات حرارة النواة اللازمة لاندماج الكربون والأكسجين. [ 11 ] [ 22 ] خلال المرحلة الأولى، يحافظ النجم المركزي على لمعان ثابت، [ 22 ] بينما تزداد حرارته باستمرار، ليصل في النهاية إلى درجات حرارة تقارب 100,000  كلفن. في المرحلة الثانية، يبرد النجم لدرجة أنه لا يُصدر ما يكفي من الأشعة فوق البنفسجية لتأيين سحابة الغاز التي تبتعد عنه تدريجيًا. يتحول النجم إلى قزم أبيض ، وتصبح سحابة الغاز المتمددة غير مرئية لنا، منهيةً بذلك مرحلة السديم الكوكبي من مراحل تطوره. [ 22 ] بالنسبة للسديم الكوكبي النموذجي، تمر حوالي 10,000  سنة [ 22 ] بين تكوينه وإعادة تركيب البلازما الناتجة عنه . [ 11 ]

دورها في إثراء المجرة

ESO 455-10 هو سديم كوكبي يقع في كوكبة العقرب . [ 36 ]

قد تلعب السدم الكوكبية دورًا بالغ الأهمية في تطور المجرات. تتكون النجوم حديثة الولادة بالكامل تقريبًا من الهيدروجين والهيليوم ، [ 37 ] ولكن مع تطور النجوم عبر مرحلة الفرع العملاق المقارب ، [ 38 ] فإنها تُنتج عناصر أثقل عبر الاندماج النووي ، والتي تُقذف في النهاية بواسطة الرياح النجمية القوية . [ 39 ] عادةً ما تحتوي السدم الكوكبية على نسب أكبر من عناصر مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين ، والتي تُعاد تدويرها إلى الوسط بين النجوم عبر هذه الرياح القوية. وبهذه الطريقة، تُثري السدم الكوكبية مجرة ​​درب التبانة وسدمها بشكل كبير بهذه العناصر الأثقل - والتي يُطلق عليها علماء الفلك مجتمعةً اسم المعادن ، ويُشار إليها تحديدًا بمعامل المعدنية Z. [ 40 ]

تميل الأجيال اللاحقة من النجوم المتكونة من هذه السدم إلى امتلاك نسب أعلى من المعادن. ورغم وجود هذه المعادن في النجوم بكميات ضئيلة نسبيًا، إلا أنها تُحدث تأثيرات ملحوظة على تطور النجوم وتفاعلات الاندماج النووي. نظريًا، عندما تشكلت النجوم في مراحل مبكرة من الكون ، كانت تحتوي على كميات أقل من العناصر الأثقل. [ 41 ] ومن الأمثلة المعروفة نجوم المجموعة الثانية الفقيرة بالمعادن . (انظر: التجمعات النجمية ). [ 42 ] [ 43 ] ويتم تحديد نسبة المعادن في النجوم باستخدام التحليل الطيفي .

صفات

الخصائص الفيزيائية

قبة بيضاوية الشكل ذات حافة خارجية حمراء دقيقة تحيط بمنطقة صفراء ثم وردية اللون حول منطقة زرقاء شبه دائرية تتوسطها نجمة مركزية. تظهر بعض النجوم في الخلفية.
NGC 6720، سديم الحلقة
سديم شريحة الليمون (IC 3568)

يبلغ قطر السديم الكوكبي النموذجي حوالي سنة ضوئية واحدة ، ويتكون من غاز شديد التخلخل، بكثافة تتراوح عمومًا من 100 إلى 10000 جسيم لكل سنتيمتر مكعب . [ 44 ] (يحتوي الغلاف الجوي للأرض، بالمقارنة، على 2.5 × 1019 جسيمًا لكل سنتيمتر مكعب . تتميز السدم الكوكبية الفتية بأعلى كثافة، تصل أحيانًا إلى 10⁶ جسيم لكل سنتيمتر مكعب . ومع تقدم السدم في العمر، يؤدي تمددها إلى انخفاض كثافتها. تتراوح كتل السدم الكوكبية بين 0.1 و1 كتلة شمسية . [ 44 ] 

يُسخّن الإشعاع الصادر من النجم المركزي الغازات إلى درجات حرارة تصل إلى حوالي 10,000 كلفن . [ 45 ] عادةً ما تكون درجة حرارة الغاز في المناطق المركزية أعلى بكثير من درجة حرارته في المحيط، حيث تصل إلى 16,000-25,000 كلفن. [ 46 ] غالبًا ما يمتلئ الحيز المحيط بالنجم المركزي بغاز شديد السخونة (غاز إكليلي) تبلغ درجة حرارته حوالي مليون كلفن. ينشأ هذا الغاز من سطح النجم المركزي على شكل رياح نجمية سريعة. [ 47 ]   

يمكن وصف السدم بأنها سدم محدودة بالمادة أو سدم محدودة بالإشعاع . في الحالة الأولى، لا توجد كمية كافية من المادة في السديم لامتصاص جميع فوتونات الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من النجم، ويكون السديم المرئي متأينًا بالكامل. أما في الحالة الثانية، فلا توجد كمية كافية من فوتونات الأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من النجم المركزي لتأيين جميع الغاز المحيط به، وتنتشر جبهة التأين إلى الخارج داخل الغلاف المحيط بالنجم والمكون من ذرات متعادلة. [ 48 ]

الأرقام والتوزيع

يُعرف الآن وجود حوالي 3000 سديم كوكبي في مجرتنا، [ 49 ] من أصل 200 مليار نجم. ويُعزى ندرتها إلى قصر عمرها مقارنةً بعمر النجوم الكلي. وتوجد في الغالب بالقرب من مستوى مجرة ​​درب التبانة ، مع أعلى تركيز لها بالقرب من مركز المجرة . [ 50 ]

علم التشكل

يوضح هذا الرسم المتحرك كيف يمكن للنجمين الموجودين في قلب سديم كوكبي مثل فليمنج 1 التحكم في تكوين النفاثات المذهلة من المواد المقذوفة من الجسم.

حوالي 20% فقط من السدم الكوكبية متناظرة كرويًا (انظر، على سبيل المثال، Abell 39 ). [ 51 ] توجد أشكال متنوعة، بما في ذلك بعض الأشكال المعقدة للغاية. يصنف مؤلفون مختلفون السدم الكوكبية إلى: نجمية، قرصية، حلقية، غير منتظمة، حلزونية، ثنائية القطب ، رباعية القطب، [ 52 ] وأنواع أخرى، [ 53 ] على الرغم من أن غالبيتها تنتمي إلى ثلاثة أنواع فقط: كروية، إهليلجية، وثنائية القطب. تتركز السدم ثنائية القطب في مستوى المجرة ، ويُحتمل أنها ناتجة عن نجوم أولية ضخمة وشابّة نسبيًا؛ ويبدو أن السدم ثنائية القطب في انتفاخ المجرة تُفضل توجيه محاور مداراتها بالتوازي مع مستوى المجرة. [ 54 ] من ناحية أخرى، يُحتمل أن تكون السدم الكروية ناتجة عن نجوم قديمة شبيهة بالشمس. [ 1 ]

يعود التنوع الهائل في أشكال السدم الكوكبية جزئيًا إلى تأثير الإسقاط، حيث تبدو السديم نفسه مختلفة عند النظر إليها من زوايا مختلفة. [ 55 ] ومع ذلك، فإن سبب هذا التنوع الهائل في الأشكال الفيزيائية غير مفهوم تمامًا. [ 53 ] قد تكون التفاعلات الجاذبية مع النجوم المرافقة، في حال كانت النجوم المركزية ثنائية، أحد الأسباب. ومن الاحتمالات الأخرى أن الكواكب تعيق تدفق المادة بعيدًا عن النجم أثناء تشكل السديم. وقد ثبت أن النجوم الأكثر ضخامة تُنتج سدمًا ذات أشكال غير منتظمة. [ 56 ] في يناير 2005، أعلن علماء الفلك عن أول رصد للحقول المغناطيسية حول النجوم المركزية لسديمين كوكبيين، [ 57 ] كان قد تم التنبؤ بوجودهما في ستينيات القرن الماضي، [ 58 ] وافترضوا أن هذه الحقول قد تكون مسؤولة جزئيًا أو كليًا عن أشكالها المميزة. [ 59 ] يعتمد تصنيف أشكال السدم الكوكبية على حساسية الرصد وعلى الأنواع المرصودة. على سبيل المثال، قد يُصنَّف خصر السديم ثنائي القطب على أنه بيضاوي الشكل إذا كانت فصوصه ثنائية القطب خافتة للغاية بحيث لا يمكن رصدها. وقد أُبلغ عن ذلك بالنسبة للسديمات NGC 650–1 وSh 1–89 وSaWe 3 من قِبل هوا (A&AS، 125، 355، 1997) وهوا وآخرون (A&AS، 133، 361، 1998).

العضوية في المجموعات

تلسكوب أبيل 78 ، 24 بوصة على جبل ليمون، أريزونا.

تم رصد سدم كوكبية ضمن أربعة عناقيد كروية في مجرتنا : ميسييه 15 ، ميسييه 22 ، إن جي سي 6441 ، وبالومار 6. وتشير الأدلة أيضًا إلى احتمال اكتشاف سدم كوكبية في عناقيد كروية في مجرة ​​أندروميدا (M31) . [ 60 ] مع ذلك، لا توجد حاليًا سوى حالة واحدة لسديم كوكبي تم اكتشافه في عنقود مفتوح، وقد اتفق عليها باحثون مستقلون. [ 61 ] [ 62 ] [ 63 ] وتتعلق هذه الحالة بالسديم الكوكبي PHR 1315-6555 والعنقود المفتوح Andrews-Lindsay 1. في الواقع، وبفضل انتمائه إلى العنقود، يمتلك PHR 1315-6555 أحد أدق المسافات المحددة لسديم كوكبي (أي، دقة قياس مسافة تبلغ 4%). تُظهر حالتا NGC 2818 وNGC 2348 في مسييه 46 تباينًا في السرعات بين السدم الكوكبية والتجمعات النجمية، مما يشير إلى أنهما متطابقتان على خط الرؤية. [ 50 ] [ 64 ] [ 65 ] وتشمل عينة فرعية من الحالات المحتملة التي قد تكون أزواجًا من التجمعات النجمية والسدم الكوكبية: Abell 8 وBica 6، [ 66 ] [ 67 ] وHe 2-86 وNGC 4463. [ 68 ]

تتنبأ النماذج النظرية بإمكانية تشكل السدم الكوكبية من نجوم التسلسل الرئيسي التي تتراوح كتلتها بين كتلة شمسية واحدة وثماني كتل شمسية، مما يجعل عمر النجم الأصلي يزيد عن 40 مليون سنة. ورغم وجود بضع مئات من التجمعات النجمية المفتوحة المعروفة ضمن هذا النطاق العمري، إلا أن هناك عدة أسباب تحد من فرص العثور على سديم كوكبي ضمنه. [ 50 ] أحد هذه الأسباب هو أن مرحلة السديم الكوكبي للنجوم الأكثر ضخامة تستغرق آلاف السنين، وهي فترة وجيزة للغاية في علم الفلك. كما أن التجمعات النجمية المفتوحة، ويرجع ذلك جزئيًا إلى صغر كتلتها الإجمالية، تتميز بتماسك جاذبي ضعيف نسبيًا، وتميل إلى التشتت بعد فترة قصيرة نسبيًا، تتراوح عادةً بين 100 و600 مليون سنة. [ 69 ]

القضايا الراهنة في دراسات السدم الكوكبية

تُعدّ المسافات إلى السدم الكوكبية غير محددة بدقة عمومًا، [ 70 ] لكن مهمة غايا تقيس الآن المسافات المباشرة الناتجة عن اختلاف المنظر بين نجومها المركزية والنجوم المجاورة. [ 71 ] كما يُمكن تحديد المسافات إلى السدم الكوكبية القريبة عن طريق قياس معدلات تمددها. ستُظهر عمليات الرصد عالية الدقة، التي تُجرى على فترات متباعدة لعدة سنوات، تمدد السديم عموديًا على خط الرؤية، بينما ستكشف عمليات الرصد الطيفي لانزياح دوبلر عن سرعة التمدد في خط الرؤية. وستُحدد مقارنة التمدد الزاوي مع سرعة التمدد المُستنتجة المسافة إلى السديم. [ 27 ]

تُعدّ مسألة كيفية تكوّن هذا التنوع الكبير في أشكال السدم موضوعًا مثيرًا للجدل. يُفترض أن التفاعلات بين المواد المتحركة بعيدًا عن النجم بسرعات مختلفة تُنتج معظم الأشكال المرصودة. [ 53 ] مع ذلك، يفترض بعض علماء الفلك أن النجوم الثنائية المركزية المتقاربة قد تكون مسؤولة عن السدم الكوكبية الأكثر تعقيدًا وتطرفًا. [ 72 ] وقد أظهرت العديد منها مجالات مغناطيسية قوية، [ 73 ] ويمكن أن تُفسّر تفاعلاتها مع الغاز المتأين بعض أشكال السدم الكوكبية. [ 57 ]

توجد طريقتان رئيسيتان لتحديد وفرة المعادن في السدم، تعتمدان على خطوط إعادة التركيب وخطوط الإثارة التصادمية. وتُلاحظ أحيانًا اختلافات كبيرة بين النتائج المُستخلصة من الطريقتين، وقد يُعزى ذلك إلى وجود تقلبات طفيفة في درجة الحرارة داخل السدم الكوكبية. وقد تكون هذه الاختلافات كبيرة جدًا بحيث لا يُمكن تفسيرها بتأثيرات درجة الحرارة، ولذا يفترض البعض وجود عُقد باردة تحتوي على كميات ضئيلة جدًا من الهيدروجين لتفسير هذه الملاحظات. ومع ذلك، لم يتم رصد مثل هذه العُقد حتى الآن. [ 74 ]

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ بينما يشير معظم علماء الفيزياء الفلكية إلى المادة الموجودة في الغلاف على أنها غاز، يستخدم البعض مصطلح البلازما بدلاً من ذلك. [ 4 ]

مراجع

الاقتباسات

  1. 1 2 3 4 أوستربوك، دونالد إي.؛ فيرلاند، جي جي (2005)، فيرلاند، جي جي (محرر)، فيزياء الفلك للسدم الغازية والنوى المجرية النشطة ، منشورات جامعة العلوم، ISBN 978-1-891389-34-4
  2. ↑ "مسييه 27 (سديم الدمبل)" . nasa.gov . 19 أكتوبر 2017.
  3. ↑ ميسزالسكي وآخرون 2011
  4. ^ هاجدوك، مارسين؛ هافيركورن، ماريجكي؛ شيمويل، تيموثي. أوليش، ماتيوس. كالينجهام، جوزيف ر. فيدانثام، هاريش ك.؛ وايت، جلين ج. ياكوبيلي، ماركو؛ درابينت ، ألكسندر (2021-10-01). "دليل على البلازما الباردة في السدم الكوكبية من الملاحظات الراديوية باستخدام مصفوفة التردد المنخفض (LOFAR)" . مجلة الفيزياء الفلكية . 919 (2): 121. أرخايف : 2107.01112 . دوى : 10.3847/1538-4357/ac0fda . ISSN 0004-637X . 
  5. 1 2 3 فرانكوفسكي وسوكر 2009 ، ص 654–8 
  6. 1 2 داركوير، أ. (1777). الملاحظات الفلكية، faites à Toulouse (الملاحظات الفلكية، المحرز في تولوز) . أفينيون: ج. أوبيرت؛ (وباريس: لابورت، الخ).
  7. 1 2 أولسون، دون؛ كاليريس، جيوفاني ماريا (يونيو 2017). "من اكتشف سديم الحلقة؟". سكاي آند تلسكوب . ص 32-37 . 
  8. 1 2 وولفغانغ ستينيكي. "أنطوان داركييه دي بيليبوا" . تم الاسترجاع في 9 يونيو 2018 .
  9. ↑ دالي، جيسون (8 مايو 2018). "ستُنتج الشمس سديمًا كوكبيًا جميلًا عند موتها" . مجلة سميثسونيان . تم الاطلاع عليه في 30 مارس 2020 .
  10. ↑ تتشكل هذه النجوم بعد مرحلة العملاق الأحمر، عندما يتم طرد معظم الطبقات الخارجية للنجم بواسطة الرياح النجمية القوية (فرو وباركر 2010 ، ص 129-148) . 
  11. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 كووك 2000 ، الصفحات من 1 إلى 7 
  12. ^ زيجلسترا، أ. (2015). “السدم الكوكبية في عام 2014: مراجعة للأبحاث” (PDF) . Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica . 51 : 221 – 230. أرخايف : 1506.05508 . بيب كود : 2015RMxAA..51..221Z . مؤرشفة (PDF) من النسخة الأصلية بتاريخ 2022-10-09.
  13. ↑ مقتبس في هوسكين، مايكل (2014). "ويليام هيرشل والسدم الكوكبية". مجلة تاريخ علم الفلك . 45 (2): 209-225 . Bibcode : 2014JHA....45..209H . doi : 10.1177/002182861404500205 . S2CID 122897343 . 
  14. ↑ ص 16 في مولاني، جيمس (2007). أجرام هيرشل وكيفية رصدها . أدلة رصد الفلكيين. Bibcode : 2007hoho.book.....M . doi : 10.1007/978-0-387-68125-2 . ISBN 978-0-387-68124-5.
  15. 1 2 3 مور 2007 ، الصفحات 279-280 
  16. ↑ SEDS 2013
  17. ↑ Hubblesite.org 1997
  18. ↑ هوغينز وميلر 1864 ، الصفحات 437-444 
  19. ↑ بوين 1927 ، الصفحات 295-297 
  20. ↑ غورزاديان 1997
  21. ↑ "سديم كوكبي منقسم" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 ديسمبر 2015 .
  22. 1 2 3 4 5 6 7 8 كووك 2005 ، الصفحات من 271 إلى 8 
  23. ↑ غورزاديان، جي إيه (1975). "الطيف فوق البنفسجي للسديم الكوكبي IC 2149" . MNRAS . 172 : 249-256 . doi : 10.1093/mnras/172.1.249 .
  24. ↑ غورزاديان، جي إيه (1976). "انبعاث فوتونين في السديم الكوكبي IC 2149". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 88 : 891. doi : 10.1086/130041 .
  25. ^ هورا وآخرون. 2004 ، ص 296-301 
  26. ↑ كوك وآخرون، 2006 ، الصفحات 445-446 
  27. 1 2 ريد وآخرون 1999 ، الصفحات 2430-41 
  28. ^ ألير وهيونج 2003 ، ص. 15 
  29. ↑ كراوس 1961 ، ص 187 
  30. ^ ماسيل وكوستا وإيديارت 2009 ، ص 127–37 
  31. ↑ هارباز 1994 ، الصفحات 55-80 
  32. 1 2 3 هارباز 1994 ، ص 99-112 
  33. 1 2 بولز، أوريغون (سبتمبر 2011). "بنية النجوم وتطورها" . تم الاسترجاع في 31 يناير 2026 .
  34. ↑ وود، بي آر؛ أوليفييه، إي إيه؛ كاولر، إس دي (2004). "فترات ثانوية طويلة في نجوم فرع العملاق النابضة: دراسة لأصلها". المجلة الفيزيائية الفلكية . 604 (2): 800. Bibcode : 2004ApJ...604..800W . doi : 10.1086/382123 . S2CID 121264287 . 
  35. ↑ "هابل يقدم قلادة مبهرة" . صورة الأسبوع . وكالة الفضاء الأوروبية/هابل . تم الاطلاع عليها بتاريخ 18 أغسطس 2011 .
  36. ↑ "موزع بين النجوم" . صورة الأسبوع . وكالة الفضاء الأوروبية/تلسكوب هابل الفضائي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 يناير 2020 .
  37. ↑ دبليو. ساذرلاند (26 مارس 2013). "المجرة. الفصل 4. التطور الكيميائي للمجرة" (ملف PDF) . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 26 يناير 2020. تم الاطلاع عليه في 13 يناير 2015 .
  38. ↑ ساكمان، آي. -ج.؛ بوثرويد، إيه. آي.؛ كرامر، كيه. إي. (1993). "شمسنا. الجزء الثالث: الحاضر والمستقبل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . doi : 10.1086/173407 .
  39. ↑ كاستور، ج.؛ مكراي، ر.؛ ويفر، ر. (1975). "فقاعات بين النجوم" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 200 : L107– L110. Bibcode : 1975ApJ...200L.107C . doi : 10.1086/181908 .
  40. ↑ كوك 2000 ، الصفحات 199-207 
  41. ↑ بان، ليوبين؛ سكانابيكو، إيفان؛ سكالو، جون (1 أكتوبر 2013). "نمذجة تلوث الغاز النقي في الكون المبكر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 775 (2): 111. arXiv : 1306.4663 . Bibcode : 2013ApJ...775..111P . doi : 10.1088/0004-637X/775/2/111 . S2CID 119233184 . 
  42. ^ ماروتشنيك وشوكوروف وياسترزيمبسكي 1996 ، ص 6-10 
  43. ↑ زيليك، مايكل؛ غريغوري، ستيفن أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية ( الطبعة الرابعة). فورت وورث [ua]: دار نشر ساوندرز كوليدج. ص 322. ISBN   0-03-006228-4.
  44. 1 2 أوستربروك وفيرلاند 2005 ، ص 10 
  45. ↑ غورزاديان 1997 ، ص 238 
  46. ^ جورزاديان 1997 ، ص 130–7 
  47. ↑ أوستربروك وفيرلاند 2005 ، الصفحات 261-262 
  48. ↑ أوستربروك وفيرلاند 2005 ، ص 207 
  49. ^ باركر وآخرون. 2006 ، ص 79-94 
  50. 1 2 3 ماجايس، تيرنر ولين 2007 ، ص 1349-1360 
  51. ^ جاكوبي وفيرلاند وكوريستا 2001 ، ص 272-86 
  52. ^ كووك وسو 2005 ، ص. L49–52 
  53. 1 2 3 كوك 2000 ، الصفحات 89-96 
  54. ↑ ريس وزيلسترا 2013
  55. ↑ تشين، ز؛ أ. فرانك؛ إي. جي. بلاكمان؛ ج. نوردهاوس؛ ج. كارول-نيلينباك (2017). "انتقال الكتلة وتكوين القرص في الأنظمة الثنائية من نوع AGB" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 468 (4): 4465. arXiv : 1702.06160 . Bibcode : 2017MNRAS.468.4465C . doi : 10.1093/mnras/stx680 . S2CID 119073723 . 
  56. ↑ موريس 1990 ، الصفحات 526-530 
  57. 1 2 جوردان، فيرنر وأوتول 2005 ، ص 273-279 
  58. ↑ غورزاديان، غريغور (1969). السدم الكوكبية . نيويورك: غوردون وبريتش. ISBN 90-277-0117-2.
  59. ↑ سبيس ديلي إكسبريس 2005
  60. ↑ جاكوبي، جورج هـ.؛ سياردولو، روبن؛ دي ماركو، أورسولا ؛ لي، ميونغ غيون؛ هيرمان، كيمبرلي أ.؛ هوانغ، هو سيونغ؛ كابلان، إيفان؛ ديفيز، جيمس إي.، (2013). مسح للسدم الكوكبية في العناقيد الكروية M31 ، ApJ، 769، 1
  61. ↑ فريو، ديفيد ج. (2008). السدم الكوكبية في الجوار الشمسي: الإحصاءات، ومقياس المسافة، ودالة اللمعان ، أطروحة دكتوراه، قسم الفيزياء، جامعة ماكواري، سيدني، أستراليا
  62. ↑ باركر 2011 ، الصفحات 1835-1844 
  63. ↑ ماجايس، د.؛ كارارو، ج.؛ موني بيدين، س.؛ بوناتو، س.؛ تيرنر، د.؛ مويانو، م.؛ بيردنيكوف، ل.؛ جيورجي، إ.، (2014). حول التجمع النجمي الحاسم أندروز-ليندسي 1 وحل مسافة بنسبة 4% لسديمه الكوكبي ، علم الفلك والفيزياء الفلكية، 567
  64. ^ قبلة وآخرون. 2008 ، ص 399-404 
  65. ^ ميرميليود وآخرون. 2001 ، ص 30-9 
  66. ↑ بوناتو، سي.؛ بيكا، إي.؛ سانتوس، جيه إف سي، (2008). اكتشاف عنقود مفتوح ذي ارتباط فيزيائي محتمل بسديم كوكبي ، MNRAS، 386، 1
  67. ↑ تيرنر، دي جي؛ روسفيك، جي إم؛ بالام، دي دي؛ هيندن، إيه إيه؛ ماجايس، دي جي؛ لين، دي جي (2011). نتائج جديدة للعنقود المفتوح بيكا 6 والسديم الكوكبي المرتبط به أبيل 8 ، PASP، 123، 909
  68. ^ موني بيدين، سي. مجيس، د.؛ بوناتو، C .؛ ماورو، ف؛ تيرنر، د.؛ جيزلر، د.؛ تشيني، أ.ن.؛ جورماز ماتامالا، AC؛ بوريسوفا، J .؛ كورتيف، RG. مينيتي، د.؛ كارارو، ج.؛ جيرين، دبليو (2014). التحقيق في أزواج السديم/العناقيد الكوكبية المحتملة ، A&A، 561
  69. ↑ أليسون 2006 ، الصفحات 56-58 
  70. ↑ ر. غاتييه. "المسافات إلى السدم الكوكبية" (ملف PDF) . ESO Messenger . مؤرشف (PDF) من الأصل بتاريخ 9 أكتوبر 2022. تم الاطلاع عليه بتاريخ 31 مايو 2014 .
  71. ↑ "مراجع سيمباد" .
  72. ↑ سوكر 2002 ، ص 481-486 
  73. ↑ غورزاديان 1997 ، ص 424 
  74. ^ ليو وآخرون. 2000 ، ص 585-587 

المصادر المذكورة

  • آلر، لورانس هـ.؛ هيونغ، سيك (2003). "ملاحظات تاريخية حول التحليل الطيفي للسدم الكوكبية (مراجعة مدعوة)". في: كوك، صن؛ دوبيتا، مايكل؛ ساذرلاند، رالف (محررون). السدم الكوكبية: تطورها ودورها في الكون، وقائع الندوة 209 للاتحاد الفلكي الدولي المنعقدة في كانبرا، أستراليا، 19-23 نوفمبر 2001. المجلد  209. الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص  15. رمز Bibcode : 2003IAUS..209...15A .
  • أليسون، مارك (2006)، التجمعات النجمية وكيفية رصدها ، بيركهاوزر، ص 56-58 ، ISBN  978-1-84628-190-7
  • بوين، آي إس (أكتوبر 1927)، "أصل خطوط السديم الرئيسية"، منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ ، 39 (231): 295-297 ، رمز Bibcode : 1927PASP...39..295B ، doi : 10.1086/123745
  • فرانكوفسكي، آدم؛ سوكر، نوام (نوفمبر 2009)، "النبضات الحرارية المتأخرة جدًا المتأثرة بالتراكم في السدم الكوكبية"، علم الفلك الجديد ، 14 (8): 654-8 ، arXiv : 0903.3364 ، Bibcode : 2009NewA...14..654F ، doi : 10.1016/j.newast.2009.03.006 ، S2CID 17128522 ، السديم الكوكبي (PN) هو سحابة متأينة متوسعة تحيط بالنجم وقد تم قذفها خلال مرحلة الفرع العملاق المقارب (AGB) للنجم الأصلي. 
  • فريو، ديفيد جيه؛ باركر، كوينتين أ. (مايو 2010)، "السدم الكوكبية: الخصائص الرصدية، والمحاكاة، والتشخيص"، منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية ، 27 (2): 129-148 ، arXiv : 1002.1525 ، Bibcode : 2010PASA...27..129F ، doi : 10.1071/AS09040 ، S2CID 59429975 
  • غورزاديان، غريغور أ. (1997)، فيزياء وديناميكيات السدم الكوكبية ، سبرينغر، ISBN 978-3-540-60965-0
  • هارباز، آموس (1994)، التطور النجمي ، إيه كيه بيترز المحدودة، رقم ISBN 978-1-56881-012-6
  • هورا، جوزيف ل.؛ لاتير، ويليام ب.؛ ألين، لوري إي .؛ مارينغو، ماسيمو؛ دويتش، لين ك.؛ بايفر، جوديث ل. (سبتمبر 2004)، "ملاحظات كاميرا المصفوفة بالأشعة تحت الحمراء (IRAC) للسدم الكوكبية" (ملف PDF) ، سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية ، 154 (1): 296-301 ، arXiv : astro-ph/0405614 ، Bibcode : 2004ApJS..154..296H ، doi : 10.1086/422820 ، S2CID 53381952 
  • هابل يشهد التوهج الأخير لمجد النجوم الشبيهة بالشمس ، Hubblesite.org - معهد علوم تلسكوب الفضاء (STScI) التابع لناسا، 17 ديسمبر 1997، مؤرشف من الأصل في 12 يونيو 2018 ، تم استرجاعه في 10 يونيو 2018
  • هوغينز، دبليو؛ ميلر، دبليو إيه (1864)، "حول أطياف بعض السدم"، المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية في لندن ، 154 : 437-444 ، Bibcode : 1864RSPT..154..437H ، doi : 10.1098/rstl.1864.0013
  • جاكوبي، جورج هـ.؛ فيرلاند، غاري ج.؛ كوريستا، كيرك ت. (2001)، "السديم الكوكبي A39: معيار رصدي للنمذجة العددية للبلازما المتأينة ضوئيًا" ، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 560 (1): 272-286 ، رمز Bibcode : 2001ApJ...560..272J ، doi : 10.1086/322489
  • جوردان، س.؛ فيرنر، ك.؛ أوتول، س. ج. (مارس 2005)، "اكتشاف المجالات المغناطيسية في النجوم المركزية للسدم الكوكبية"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 432 (1): 273-279 ، arXiv : astro-ph/0501040 ، Bibcode : 2005A & A...432..273J ، doi : 10.1051/0004-6361:20041993 ، S2CID 119361869 
  • كيس، إل إل؛ سزابو، جي إم؛ بالوغ، زد؛ باركر، كيو إيه؛ فريو، دي جيه (نوفمبر 2008)، "السرعات الشعاعية لـ AAOmega تستبعد الانتماء الحالي للسديم الكوكبي NGC 2438 إلى العنقود المفتوح M46"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 391 (1): 399-404 ، arXiv : 0809.0327 ، Bibcode : 2008MNRAS.391..399K ، doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13899.x ، S2CID 15207860 
  • كراوس، آرثر (1961)، علم الفلك ، أوليفر وبويد، ص  187
  • كوك، صن (2000)، أصل وتطور السدم الكوكبية ، مطبعة جامعة كامبريدج، ISBN 0-521-62313-8تمت أرشفة هذا النص من النسخة الأصلية في 2 مارس 2012(يمكن تحميل الفصل الأول من هنا .)
  • كوك، صن (يونيو 2005)، "السدم الكوكبية: تحديات جديدة في القرن الحادي والعشرين"، مجلة الجمعية الفلكية الكورية ، 38 (2): 271-278 ، رمز Bibcode : 2005JKAS...38..271K ، doi : 10.5303/JKAS.2005.38.2.271
  • كوك، صن؛ سو، كيت واي إل (ديسمبر 2005)، "اكتشاف حلقات متحدة المحور متعددة في السديم الكوكبي رباعي الأقطاب NGC 6881"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 635 (1): L49–52، Bibcode : 2005ApJ...635L..49K ، doi : 10.1086/499332 . نُبلغ عن اكتشاف حلقات ثنائية الأبعاد متعددة في السديم الكوكبي رباعي الأقطاب NGC 6881. يُلاحظ وجود ما يصل إلى أربعة أزواج من الحلقات في الفصوص ثنائية القطب، وثلاث حلقات في الحلقة المركزية. بينما تتشارك الحلقات في الفصوص نفس المحور مع أحد زوجي الفصوص ثنائية القطب، فإن الحلقات الداخلية تتراصف مع الزوج الآخر. من المرجح أن يكون زوجا الفصوص ثنائية القطب قد تشكلا بفعل تدفقين منفصلين عاليي السرعة من المادة المحيطة بالنجم المتبقية من رياح فرع العملاق المقارب (AGB). قد تكون الحلقات ثنائية الأبعاد ناتجة عن عدم استقرار ديناميكي أو نتيجة لتدفق سريع يتفاعل مع بقايا أغلفة منفصلة محيطة بالنجم من فرع العملاق المقارب.
  • كوك، صن؛ كونينغ، نيكو؛ هوانغ، هسيو-هوي؛ تشيرشويل، إدوارد (2006)، بارلو، إم جيه؛ مينديز، آر إتش (محررون)، "السدم الكوكبية في مسح GLIMPSE"، وقائع الاتحاد الفلكي الدولي ، السدم الكوكبية في مجرتنا وما وراءها، 2 (S234)، كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج: 445-446 ، Bibcode : 2006IAUS..234..445K ، doi : 10.1017/S1743921306003668 . تتميز السدم الكوكبية بمحتوى عالٍ من الغبار وتشع بقوة في نطاق الأشعة تحت الحمراء. بالنسبة للسدم الكوكبية الفتية، يمثل مكون الغبار حوالي ثلث إجمالي الطاقة المنبعثة من السدم (تشانغ وكوك 1991). تتراوح درجات حرارة اللون النموذجية للسدم الكوكبية بين 100 و200 كلفن، وعند أطوال موجية أكبر من 5 ميكرومتر، يبدأ الغبار بالهيمنة على الانبعاثات الحرة المرتبطة من المكون المتأين. على الرغم من أن السدم الكوكبية تُكتشف عادةً من خلال فحص الألواح الفوتوغرافية أو مسوحات خط هيدروجين ألفا، إلا أنه يمكن أيضًا تحديدها في المسوحات بالأشعة تحت الحمراء بالبحث عن أجسام حمراء ذات طيف متزايد بين 4 و10 ميكرومتر.
  • ليو، إكس.-دبليو.؛ ستوري، بي. جيه.؛ بارلو، إم. جيه.؛ دانزيغر، آي. جيه.؛ كوهين، إم.؛ برايس، إم. (مارس 2000)، "NGC 6153: سديم كوكبي فائق الغنى بالمعادن؟"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 312 (3): 585-628 ، رمز Bibcode : 2000MNRAS.312..585L ، doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03167.x
  • Maciel, WJ; Costa, RDD; Idiart, TEP (أكتوبر 2009)، "السدم الكوكبية والتطور الكيميائي لسحابتي ماجلان"، Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica ، 45 : 127-37 ، arXiv : 0904.2549 ، Bibcode : 2009RMxAA..45..127M ، يتم إنتاج هذه الأجسام بواسطة نجوم منخفضة ومتوسطة الكتلة، بكتل التسلسل الرئيسي تتراوح تقريبًا بين 0.8 و8 M ☉ ، وتتميز بانتشار كبير نسبيًا في العمر والمعدنية.
  • ماجيس، دي جيه؛ تيرنر، دي؛ لين، دي (ديسمبر 2007)، "بحثًا عن روابط محتملة بين السدم الكوكبية والتجمعات النجمية المفتوحة"، منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ ، 119 (862): 1349-1360 ، arXiv : 0710.2900 ، Bibcode : 2007PASP..119.1349M ، doi : 10.1086/524414 ، S2CID 18640979 
  • ماروشنيك، إل إس؛ شوكوروف، أنور؛ ياسترزيمبسكي، إيغور (1996)، "الفصل 19: الوفرة الكيميائية"، مجرة ​​درب التبانة ، تايلور وفرانسيس، الصفحات 6-10 ، ISBN  978-2-88124-931-0
  • ميرميليود، جيه.-سي.؛ كلاريا، جيه. جيه.؛ أندرسن، جيه.؛ بياتي، إيه. إي.؛ مايور، إم. (أغسطس 2001)، "العمالقة الحمر في التجمعات النجمية المفتوحة. الجزء التاسع: NGC 2324، 2818، 3960 و6259"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 375 (1): 30-39 ، Bibcode : 2001A & A...375...30M ، CiteSeerX 10.1.1.30.7545 ، doi : 10.1051/0004-6361:20010845 ، S2CID 122773065  
  • ميسزالسكي، ب.؛ جونز، د.؛ رودريغيز-جيل، ب.؛ بوفين، هـ.م.ج.؛ كورادي، ر.ل.م.؛ سانتاندير-غارسيا، م. (2011)، "اكتشاف نجوم مركزية ثنائية متقاربة في السدم الكوكبية NGC 6326 وNGC 6778"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 531 : A158، arXiv : 1105.5731 ، Bibcode : 2011A & A...531A.158M ، doi : 10.1051/0004-6361/201117084 ، S2CID 15010950 
  • مور، إس إل (أكتوبر 2007)، "رصد سديم عين القط"، مجلة الجمعية الفلكية البريطانية ، 117 (5): 279-280 ، رمز Bibcode : 2007JBAA..117R.279M
  • موريس، م. (1990)، "عدم التناظر ثنائي القطب في تدفقات الكتلة للنجوم في مرحلة انتقالية"، في مينيسييه، ميزوري؛ أومون، آلان (محرران)، من ميراس إلى السدم الكوكبية: أي مسار لتطور النجوم؟، مونبلييه، فرنسا، 4-7 سبتمبر 1989، اجتماع الفيزياء الفلكية التابع للمعهد الفلكي لعلم الفلك: أتلانتيكا سيغييه فرونتيرز، ص 526-530 ، ISBN  978-2-86332-077-8{{citation}}: CS1 maint: location ( link )
  • أوستربوك، دونالد إي.؛ فيرلاند، جي جي (2005)، فيرلاند، جي جي (محرر)، فيزياء الفلك للسدم الغازية والنوى المجرية النشطة ، منشورات جامعة العلوم، رقم ISBN 978-1-891389-34-4
  • باركر، كوينتين أ.؛ آكر، أ.؛ فريو، دي جيه.؛ هارتلي، م.؛ بيود، إيه إي جيه.؛ أوكسنباين، ف.؛ فيليبس، س.؛ روسيل، د.؛ بوليو، إس إف.؛ كوهين، م.؛ كوبن، ج.؛ ميسزالسكي، ب.؛ مورغان، دي إتش.؛ موريس، آر إيه إتش.؛ بيرس، إم جيه.؛ فوغان، إيه إي. (نوفمبر 2006)، "كتالوج سدم الكواكب Hα من ماكواري/مرصد الفلك الأمريكي/ستراسبورغ: MASH"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 373 (1): 79-94 ، Bibcode : 2006MNRAS.373...79P ، doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10950.x
  • باركر، كوينتين أ.؛ فريو، ديفيد ج.؛ ميسزالسكي، ب.؛ كوفاسيفيتش، آنا ف.؛ فرينشابوي، بيتر.؛ دوبي، بول د.؛ كوبن، ج. (مايو 2011)، "PHR 1315–6555: سديم كوكبي ثنائي القطب في العنقود المفتوح المضغوط ESO 96-SC04 من عصر الثريا"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 413 (3): 1835–1844 ، arXiv : 1101.3814 ، Bibcode : 2011MNRAS.413.1835P ، doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18259.x ، S2CID 16164749 
  • ريد، دارين س.؛ باليك، بروس. حاجيان، أرسين ر. كلايتون، تريسي L.؛ جيوفاناردي، ستيفانو؛ كاسيرتانو، ستيفانو؛ باناجيا، نينو؛ ترزيان، يرفانت (نوفمبر 1999)، “قياسات تلسكوب هابل الفضائي لتوسيع NGC 6543: مسافة اختلاف المنظر وتطور السديم”، المجلة الفلكية ، 118 (5): 2430–41 ، أرخايف : astro-ph/9907313 ، بيب كود : 1999AJ....118.2430R دوى : 10.1086/ 301091 ، S2CID 14746840 
  • سوكر، نوام (فبراير 2002)، "لماذا كل سديم كوكبي ثنائي القطب هو "فريد من نوعه"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 330 (2): 481-486 ، arXiv : astro-ph/0107554 ، Bibcode : 2002MNRAS.330..481S ، doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05105.x ، S2CID 16616082 
  • أول رصد للحقول المغناطيسية في النجوم المركزية لأربع سدم كوكبية ، SpaceDaily Express، 6 يناير 2005 ، تم الاطلاع عليه في 18 أكتوبر 2009 ، المصدر: مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية
  • ريس، ب.؛ زيلسترا، أ.أ. (يوليو 2013)، "محاذاة متجهات الزخم الزاوي للسدم الكوكبية في انتفاخ المجرة"، الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية ، 435 (2): 975-991 ، arXiv : 1307.5711 ، Bibcode : 2013MNRAS.435..975R ، doi : 10.1093/mnras/stt1300 ، S2CID 118414177 
  • السدم الكوكبية ، SEDS، 9 سبتمبر 2013 ، تاريخ الاطلاع 10 نوفمبر 2013

للمزيد من القراءة

  • إيلياديس، كريستيان (2007)، الفيزياء النووية للنجوم. كتاب مدرسي في الفيزياء ، وايلي-في سي إتش، الصفحات  18، 439-442 ، رقم ISBN 978-3-527-40602-9
  • رينزيني، أ. (1987)، س. توريس-بيمبيرت (محرر)، "النبضات الحرارية وتكوين أغلفة السدم الكوكبية"، وقائع الندوة 131 للاتحاد الفلكي الدولي ، 131 : 391-400 ، رمز Bibcode : 1989IAUS..131..391R