68 589
edicions
Canvis
sense resum d'edició
Les imàgens preses pel telescopi espacial Hubble han revelat que moltes nebuloses planetàries presenten morfologia extremadament complexes.7 Solament entorn a un quint d'elles mostren formes més o menys esfèriques. El mecanisme que produïx esta àmplia gama de formes no es comprén encara molt be, encara que es creu que les estreles binaries centrals, els vents estelars i els camps magnètics11 podrien eixercir un paper important.
Les imàgens preses pel telescopi espacial Hubble han revelat que moltes nebuloses planetàries presenten morfologia extremadament complexes.7 Solament entorn a un quint d'elles mostren formes més o menys esfèriques. El mecanisme que produïx esta àmplia gama de formes no es comprén encara molt be, encara que es creu que les estreles binaries centrals, els vents estelars i els camps magnètics11 podrien eixercir un paper important.
== Distribució ==
Es coneixen al voltant de 3000 nebuloses planetàries en la nostra [[galàxia]]. Es tracta d'un número chicotet si li'l compara en el número total d'estreles; existix aproximadament una nebulosa planetària per cada 60 millons d'elles. Açò és pel seu curt temps de vida en comparació a les estreles. S'estima que cada any es generen al voltant de tres noves nebuloses planetàries.
Generalment, es troben situades en el pla de la [[Via Làctea]], sent més abundants prop del centre galàctic.
Regularment es detecten nebuloses planetàries en cúmuls globulars, com ''Messier 15'', ''Messier 22'', ''NGC 6441'', i ''Palomar 6''. No obstant, en els cúmuls oberts són molt manco numeroses, ya que estos cúmuls posseïxen moltes menys estreles que els globulars, i com estan poc lligats gravitacionalment els seus membres es dispersen en qüestió de 100 a 600 millons d'anys,47 temps similar al necessari per a que la fase de nebulosa planetària es porte a terme. Es coneixen algunes nebuloses planetàries situades en cúmuls oberts, com és el cas de ''NGC 2348'' i ''NGC 2818''.
L'estudi de les nebuloses planetàries en cúmuls oberts permet determinar en major precisió el llímit de massa entre les estreles progenitores de les nanes blanques i les estreles de neutrons, situat entre 6-8 masses solars.
== Referències ==
== Referències ==
* Aller, L. H.; Hyung, S. (2001). «Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review)». En Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph, ed. Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union 209: 15. doi:10.1086/301091. Planetary
* Aller, L. H.; Hyung, S. (2001). «Historical Remarks on the Spectroscopic Analysis of Planetary Nebulae (invited review)». En Kwok, Sun; Dopita, Michael; Sutherland, Ralph, ed. Proceedings of the 209th Symposium of the International Astronomical Union 209: 15. doi:10.1086/301091. Planetary