ΟΙ ΕΞΕΛΙΚΤΙΚΕΣ ΜΟΡΦΕΣ ΤΩΝ ΑΣΤΕΡΩΝ.
ΛΕΥΚΟΙ
ΚΑΙ ΜΕΛΑΝΟΙ ΝΑΝΟΙ.
Το τελικό στάδιο της εξελίξεως
των αστέρων οι οποίοι δέν θα έχουν ολοσχερές εκρηκτικό τέλος, φαίνεται ότι
είναι οι λευκοί νάνοι οι οποίοι αφού εξάντλησαν ολοσχερώς όλα τα αποθέματα ενεργείας των αποτελούνται
από εκφυλισμένη ύλη και γι' αυτόν τον λόγο έχουν τεράστιες πυκνότητες, δέν είναι δυνατόν να συσταλούν περισσότερο
και σταδιακά ψύχονται. Με την πάροδο του
χρόνου θα καταλήξουν να γίνουν μελανοί νάνοι, αστέρες τελείως
νεκροί. Εξαίρεση παρουσιάζεται στην
περίπτωση ενός ζεύγους λευκών νάνων ή ζεύγους αστέρος και λευκού νάνου όπου
κάτω από συνθήκες αλληλοεπιδράσεων επαναλειτουργούν πυρηνικές αντιδράσεις
(βλέπε κεφ. Διπλοί αστέρες).
Φυσική κατάσταση των λευκών νάνων. Οι
λευκοί νάνοι έχουν χρώμα λευκό, κίτρινο ή ελαφρώς κόκκινο, χρώματα των
φασματικών τύπων B, A, F και G μέν, αλλά με
πολύ μικρά απόλυτα μεγέθη (9-10 φορές αμυδρότερα των αστέρων της κυρίας
ακολουθίας) δέ, γεγονός που αντικατοπτρίζει τις πολύ μικρές των
διαστάσεις. Στό διάγραμμα H-R οι
λευκοί νάνοι καταλαμβάνουν την κάτω αριστερή γωνία. Γιά παράδειγμα ο αστέρας Wolf
1346 φασματικού τύπου B9V και απολύτου μεγέθους +10,9 έχει μόλις
διπλάσια ακτίνα από αυτήν της γής. Η
μάζα των λευκών νάνων ισούται με το μισό της ηλιακής, οι διάμετροί των όμως
κυμαίνονται μεταξύ του μισού και του τετραπλασίου της γής, αλλά οι πυκνότητές
των είναι κατά μέσον όρο 400,000 φορές μεγαλύτερες του ηλίου. Τουλάχιστον το 3% των αστέρων του γαλαξία μας
είναι λευκοί νάνοι ο πρώτος από αυτούς , ο 40 Ηριδανού παρατηρήθηκε το
1910. Άλλος γνωστός είναι και ο νάνος
συνοδός του Σειρίου.
Μερικά από τα φάσματα των
λευκών νάνων περιέχουν έντονες γραμμές υδρογόνου, ηλίου, ιονισμένου ασβεστίου
κλπ. Οι γραμμές παρουσιάζονται πολύ
ευρείες από την τεράστια πίεση που επικρατεί στις ατμόσφαιρές των που έχουν
πάχος λίγων μόνο μέτρων. Στο εσωτερικό
των αστέρων αυτών τα άτομα των χημικών στοιχείων έχουν υποστεί μεγάλο βαθμό
ιονισμού και είναι τελείως εκφυλισμένα.
Αυτό σημαίνει ότι υπάρχει πολύ
ελεύθερος χώρος ώστε η ύλη να συμπυκνωθεί χιλιάδες φορές περισσότερο σε σχέση
με την πυκνότητα του νερού. Γιά
παράδειγμα η πυκνότης του συνοδού του Σειρίου είναι 275.000 φορές μεγαλύτερη
της γής . Συνοψίζοντάς το με ένα παράδειγμα, ένας άνθρωπος 80 κιλών στή γή, σε αυτόν
τον αστέρα θα είχε βάρος 280,000 τόννων ! Μαθηματικά, έχει αποδειχθεί ότι όσο
μεγαλύτερη είναι η μάζα ενός λευκού
νάνου, τόσο μικρότερη είναι η ακτίνα του και στό όριο των 1,4 ηλιακών μαζών
αυτή θα γίνει μηδέν. (όριο Chandrasekhar).
Μελανοί νάνοι. Με την
πάροδο του χρόνου οι λευκοί νάνοι αστέρες αφού το εκφυλισμένο υλικό των
νεκρωθεί τελείως, θα καταλήξουν σε μαύρα σκοτεινά σώματα, τους νεκρούς μελανούς
νάνους οι οποίοι δέν είναι δυνατόν ποτέ να αναζωογωνηθούν εκτός άν συγκρουσθούν
με άλλους αστέρες. Γενικά, η μοίρα της εξελίξεως των αστέρων είναι ότι μία
χρονική εποχή στην ιστορία του σύμπαντος θα μετατραπούν όλοι οι εναπομείναντες
σε σκοτεινούς νάνους γιατί ο μηχανισμός της δημιουργίας νέων αστέρων από τα
υπολείμματα της στάχτης των γηρασμένων αστέρων προχωρά με φθίνοντα αριθμό.
ΟΙ
ΥΠΕΡΚΑΙΝΟΦΑΝΕΙΣ ΑΣΤΕΡΕΣ (SUPERNOVAE).
Όπως εξετάσαμε σε προηγούμενο
κεφάλαιο η εξέλιξη και το τέλος αστέρων με μεγάλες μάζες προοιονίζεται να
συμβεί κατά τρόπο εκρηκτικό, απροειδοποίητο
και εντελώς χαωτικό σε αντίθεση με τους αστέρες μικρών μαζών όπως ο
ήλιος μας οι οποίοι θα "σβήσουν" σιγά-σιγά με μορφή σκοτεινού
νάνου. Οι πολύ μεγάλες θερμοκρασίες οι
οποίες αναπτύσσονται στο κέντρο αυτών των αστέρων κατά την περίοδο καύσεως του
αερίου ηλίου κατά την εξέλιξή των στο στάδιο των υπεργιγάντων, αποτέλεσμα της
μεγάλης μάζας των έχουν αφ' ενός μεν σαν αποτέλεσμα την παραγωγή βαρυτέρων
χημικών στοιχείων, αφ' ετέρου δέ την
παιρετέρω μεταστοιχείωσή
των. Όταν οι πυρηνικές αντιδράσεις
φθάσουν στο σημείο "καύσεως" του σιδήρου πρός την εκ νέου παραγωγή
ηλίου, τότε εντελώς απότομα ο υπεργίγαντας αστέρας καταρρέει τελείως
παρουσιάζοντας μεγάλη λαμπρότητα στον ουρανό. Τελικά, αυτό που απομένει
είναι ένας σφαιροειδής χώρος πολύ μικρών διαστάσεων, ένας αστέρας pulsar όπου
οι πυρήνες των γυμνών στοιχείων συγκεντρώνονται σε αφάνταστα μικρούς χώρους,
όπως επίσης και ένα αεριώδες κατάλοιπο όλων των διασκορπισθέντων από την έκρηξη
υλικών του αστέρος , υλικά από τα οποία θα γεννηθούν νέοι αστέρες στα μεσοαστρικά
νέφη.
Οι υπερκαινοφανείς αστέρες στην ιστορία.
Οι εκρήξεις των υπερκαινοφανών αστέρων είναι ένα γεγονός
σπάνιο τόσο γιά το σύνολο των γαλαξιών, όσο και γιά τον δικό μας γαλαξία στον
οποίο υπολογίζεται ότι κατά τα τελευταία 2000 έτη έχουν συμβεί 6-7 εκρήξεις
σουπερνόβα. Σε άλλους γαλαξίες έχουν
ανακαλυφθεί γύρω στους 400 υπερκαινοφανείς αστέρες. Ιστορικά στον γαλαξία μας μνημονεύονται οι
εξής "επισκέπτες αστέρες" όπως
τους αποκαλούσε τότε ο κόσμος μάλιστα διακατεχόμενος από αισθήματα φόβου και προοινισμού
σημαντικών γεγονότων δυσαρέστων ή μή :
1) Ο
υπερκαινοφανής του Ταύρου (έτος 1054 μ.Χ) ο οποίος αναφέρεται στα κινέζικα
χρονικά. Η λάμψη του ξεπέρασε αυτήν της
Αφροδίτης και φαινόταν κατά την διάρκεια της ημέρας. Από τα υπολείμματα της εκρήξεώς του προήλθε
το γνωστό νεφέλωμα του Καρκίνου (Crab nebula, M1)
ορατό με τηλεσκόπιο.
2) Ο αστέρας του Τύχωνος ή
Προσκυνητής (έτος 1572 μ.Χ).
Ανέλαμψε στον αστερισμό της Κασσιόπης τον Νοέμβριο του 1572 με
λαμπρότητα μεγαλύτερη της Αφροδίτης (-4,4) και φθίνοντας, ήταν ορατός γιά 18
μήνες. Τον αστέρα εμελέτησε ο Δανός αστρονόμος Τύχων Βράχιος.
3) Ο
αστέρας του Κέπλερ (έτος 1604 μ.Χ).
Παρουσιάσθηκε στον αστερισμό του Οφιούχου και ανέλαμψε όσο ο Ζεύς (-2,8)
και μελετήθηκε από τον Ιωάννη Κέπλερ.
Τύποι και λαμπρότητες των υπερκαινοφανών αστέρων. Κατά την ανάλαμψή του ένας καινοφανής αστέρας
απελευθερώνει τόση πολλή ενέργεια ώστε να λάμπει όσο δισεκατομμύρια αστέρες
μαζί, μάλιστα όταν συμβαίνει να εμφανισθεί σε άλλο γαλαξία είναι φωτεινός όσο ο
ίδιος ο γαλαξίας. Ανάλογα με την ένταση των
φασματικών γραμμών και την περιεκτικότητα σε υδρογόνο, διακρίνουμε δύο τύπους υπερκαινοφανών
αστέρων, τον τύπο Ι και τον τύπο ΙΙ
οι οποίοι σχετίζονται με τους 2 αστρικούς πληθυσμούς και παρουσιάζουν
διαφορετικούς μηχανισμούς εκρήξεων.
Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ι έχουν απόλυτο μέγεθος Μ -18 έως -19 λάμποντας
1 δισεκατομμύριο φορές περισσότερο από τον ήλιο μας και σε μία ημέρα
ακτινοβολούν όσο ο ήλιος σε 10 εκατομμύρια έτη και "σβήνουν" γρήγορα
μέσα σε 100 ημέρες. Παρατηρούνται στον
αστρικό πληθυσμό II σε αστέρες παλαιοτέρων ηλικιών.
Ο τύπος II
περιλαμβάνει υπερκαινοφανείς που
προήλθαν από αστέρες μεγάλων μαζών με πλούσιο περίβλημα σε υδρογόνο. Υποδιαιρείται στους τύπους Ia και Ib
σύμφωνα με τις εντάσεις των γραμμών απορροφήσεως του φάσματος.
Ο τύπος Ιa
απαντάται σε υπερκαινοφανείς αστέρες που προέρχονται από ένα κατακλυσμικό
ζεύγος λευκών νάνων αστέρων όπου γίνεται μεταφορά μαζών από τον έναν στον άλλο
η οποία κάτω από συνθήκες τεραστίων πιέσεων και θερμοκρασιών υποδαυλίζουν και
δημιουργούν την έκρηξη (βλέπε κεφάλαιο εξέλιξη διπλών αστέρων).
Μετά από την έκρηξη του
υπερκαινοφανούς αστέρος αυτό που απομένει στο κέντρο της τεράστιας μάζας που
κατέρρευσε είναι ένας πολύ μικρός αστέρας νετρονίων (pulsar) όπως και τα κατάλοιπα της ατμόσφαιρας του
αστέρος με την μορφή εντυπωσιακού αεριώδους νεφελώματος που διαστέλλεται γύρω
από το κέντρο της εκρήξεως .
Νεφελώδη
κατάλοιπα υπερκαινοφανών (supernova remnaints). Μαρτυρούν τα υπολείμματα
εκρήξεων υπερκαινοφανών αστέρων στο παρελθόν και από την ταχύτητα διαστολής των
υπολογίζεται ο χρόνος εκρήξεως του αστέρος και η απόστασίς του. Παρατηρώνται
είτε οπτικά, είτε με ραδιοτηλεσκόπια. Το κλασσικώτερο παράδειγμα υπολειμμάτων
σουπερνόβα, είναι το νεφέλωμα "καρκίνος" (crab nebula ή Μessier1). Ορατό ακόμα και με μικρά τηλεσκόπια σαν μία
αχνή νεφελώδης κηλίδα (ολικού μεγέθους +9,5 περίπου) στις λεπτομερείςφωτογραφίες παρουσιάζει
το
σχήμα κάβουρα όπου και το όνομά του. Η ακτίνα τουνεφελώματος είναι 180"
και μεγαλώνει 0"21 κάθε χρόνο. Το
καραβιδονεφέλωμα αποτελείται από πολύπλοκο σύστημα νημάτων με περιοχές λευκού
φωτός το οποίο σχηματίζεται από την ακτινοβολία συχρότρου. (Αποτελείται
από ιονισμένο αέριο και μαγνητικά πεδία).
Η πραγματική ταχύτητα διαστολής του νεφελώματος είναι 1500 χιλ/ώρα και
μία από τίς ισχυρότερες πηγές ραδιοκυμάτων και ακτίνων Χ. Άλλα παραδείγματα καταλοίπων υπερκαινοφανών
αστέρων είναι :
i-
Κασσιόπη Α. Είναι η ισχυρότερη ραδιοπηγή
στον ουρανό, υπόλειμμα εκρήξεως σουπερνόβα του έτους 1607 μ.Χ που όλως παραδόξως δέν μνημονεύεται στα
ιστορικά χρονικά. Από τα χαρακτηριστικά
των ραδιοεκπομπών υπολογίζεται ότι κατά την έκρηξη του αστέρος εκτοξεύθηκε ένα
κέλυφος υλικού σε σχήμα δακτυλίου το οποίο είναι πηγή ακτίνων Χ.
 |
ii-
"Δαντέλλα". Κυκλικό
νεφελοειδές κέλυφος διαμέτρου 3ο στον αστερισμό του Κύκνου, υπόλειμμα εκρήξεως
αστέρος που έγινε πρίν από 30.000 χρόνια.
Η απόστασή του υπολογίζεται σε 2500 έτη φωτός και διάστέλλεται 6"
κάθε έτος.
Παρόμοια παραδείγματα
καταλοίπων υπερκαινοφανών ευρίσκονται και στους αστέρες του Τύχωνος και του Κέπλερ.
ΟΙ
ΑΣΤΕΡΕΣ ΝΕΤΡΟΝΙΩΝ (PULSARS).
H
αναπόφευκτη έκρηξη ενός σουπερνόβα εκτός από την ολοσχερή δυάλυση του
υπεργίγαντος αστέρος έχει σάν αποτέλεσμα την κατάρρευση και εγκλωβισμό σε ένα
σφαιρικό χώρο πάρα πολύ μικρών διαστάσεων των πρωτονίων και ηλεκτρονίων του αστέρος ,
τα οποία λόγω των τεραστίων πυκνοτήτων έχουν μορφή νετρονίων. Λόγω αυτής της συνθέσεως ο "ειδικός" αυτός χώρος
ο οποίος καταλαμβάνει το κέντρο
του πάλαι ποτέ υπεργίγαντος
ονομάζεται αστέρας νετρονίων.
Η μάζα ενός αστέρος
νετρονίων είναι ίση με την μάζα του ηλίου, όμως η διάμετρός του
κυμαίνεται μεταξύ 10-20
χιλιόμετρα ενώ γύρω του υπάρχει ένα έντονο μαγνητικό
πεδίο που περιστρέφεται πολύ γρήγορα
μαζί με τον αστέρα. Εάν θελήσουμε να
εκφράσουμε με αριθμούς την πυκνότητα αυτών των αστέρων σε gr/cm3, τότε
στο νούμερο 10 πρέπει να προσθέσουμε 11 με 14 μηδενικά !
Ο πρώτος αστέρας νετρονίων
ανακαλύφθηκε το 1968 τυχαία από ραδιοαστρονόμους του πανεπιστημίου του
Καίμπριτζ οι οποίοι εντόπισαν μία πηγή
παλλομένων σημάτων με σταθερό ρυθμό νομίζοντας κατ' αρχάς ότι οφείλεται σε
νοήμοντα όντα. Πήραν το όνομα pulsar από
τις λέξεις Pulsating radio sources που
σημαίνει παλλόμενες ραδιοπηγές με κύριο χαρακτηριστικό την σταθερότητα της
περιόδου των εκπεμπομένων παλμών οι
οποίοι επαναλαμβάνονται κάθε 0,03-3 δευτερόλεπτα.
Οι μακροχρόνιες παρατηρήσεις
έδειξαν ότι οι περίοδοι παλμών αυτών των
"φάρων του διαστήματος" αυξάνουν σταθερά από την ακτινοβολία
βαρύτητος που εκπέμπουν. Αντίθετα, ορισμένες
απότομες ελαττώσεις των περίοδων οφείλονται σε μικροσεισμούς του κρυσταλλικού
φλοιού των.
Ο μηχανισμός ενός pulsar
οφείλεται στην εκπομπή ριπών ακτινοβολιών ηλεκτρονίων μικρής διαρκείας που
προκαλούνται από την ταχύτατη περιστροφή του με αποτέλεσμα την περιοδική σάρωση
του ουρανού. Ένας pulsar γίνεται
αντιληπτός, όταν τύχει οι στιγμιαίες παλμικές ριπές να ευρεθούν στο επίπεδο του
παρατηρητή, ενώ αυτές εκπέμπονται από δύο διαμετρικά αντίθετα άκρα του τα οποία
δεν συμπίπτουν με τον άξονα περιστροφής του αστέρος.
Στον γαλαξία μας έχουν
εντοπισθεί γύρω στους 300 pulsars οι οποίοι γενικά είναι ορατοί
σαν αμυδροί αστέρες κάτω του 16ου οπτικού μεγέθους. Ο pulsar που προήλθε από τον
υπερκαινοφανή του 1054 στο νεφέλωμα καρκίνος εκπέμπει οπτικούς παλμούς με περίοδο 0,033 δευτερολέπτων της
ώρας με μικρή αύξηση κάθε ημέρα.
ΟΙ ΜΕΛΑΝΕΣ ΟΠΕΣ
Οι τελειωτικές αστρικές
καταρρεύσεις όπως αναφέραμε οδηγούν σε
μία εξωφρενική κατάσταση "πακεταρίσματος" των υλικών του αστέρος με
ασύλληπτες πυκνότητες, ο βαθμός των
οποίων εξαρτάται από το μέγεθος της αρχικής μάζας του αστέρος.
Πάντα θεωρητικά, όταν η μάζα
ενός αστέρος είναι τριπλασία και πλέον της ηλιακής, τότε δημιουργούνται
υπέρπυκνες καταστάσεις και ο αστέρας γίνεται τελείως αόρατος καθώς οι φωτεινές
ακτίνες του δέν είναι δυνατόν να ξεφύγουν από μία ορισμένη απόσταση λόγω της
έλξεως που ασκείται σε αυτές από το διαμέτρου μερικών χιλιομέτρων "μαύρο
σώμα".
Ο φυσικός Sshwarzschild
διατύπωσε την σχέση ότι η ακτίνα α μιάς μελανής οπής βάσει της Γενικής θεωρίας
της Σχετικότητος εξαρτάται από την μάζα του υπό κατάρρευση σώματος, από την
ταχύτητα του φωτός και από την παγκόσμιο σταθερά. Κάθε φωτεινή ακτίνα η οποία ξεκινά από αυτόν
τον χώρο με ακτίνα α δέν είναι δυνατόν να φθάσει στον παρατηρητή με αποτέλεσμα
η πηγή να είναι αόρατη. Η επιφάνεια της
σφαίρας λέγεται ορίζων γεγονότων και υποθετικά γιά τον ήλιο καθορίζεται στα 3 χιλιόμετρα.
Mία
θεωρία η οποία διατυπώθηκε το 1963 από τον R. Kerr έχει σχέση με την περιστροφή στον χωροχρόνο
μιάς μελανής οπής. Πολλές υποθέσεις
έχουν διατυπωθεί σχετικά με το πού και σε πιά άλλη χρονική διάσταση είναι
θεωρητικά δυνατόν να συγκοινωνούν οι μελανές οπές οι οποίες δέν θα αναφερθούν.
Οι μελανές οπές δέν είναι
δυνατόν να παρατηρηθούν, όμως η ύπαρξή των πιστοποιείται έμμεσα από τις
βαρυτικές επιδράσεις που ασκούν αυτές όταν τύχει να ευρίσκονται κοντά σε έναν
αστέρα ή από την εκπεμπόμενη ακτινοβολία των σωμάτων τα οποία έλκονται και
"πέφτουν" μέσα σε αυτές όπου η μελανή οπή θα παρουσιάζεται σάν μία
περιστρεφόμενη διαστημική ρουφήχτρα η οποία καταβροχθίζει ότι υλικό σώμα
υπάρχει κοντά της.
Κλασσικό παράδειγμα υπάρξεως
μελανής οπής αποτελεί η έντονη πηγή ακτίνων Χ
η οποία είναι γνωστή σάν Κύκνος Χ-1. Είναι ένα διπλό σύστημα αστέρων το οποίο
περιλαμβάνει έναν ογκώδη θερμό συνοδό φασματικού τύπου Ο ή Β και από μία μελανή
οπή η οποία πιστεύεται ότι απορροφά τα υλικά της επιφανείας του αστέρος με αποτέλεσμα την εκπομπή ακτίνων
Χ λόγω της μεγάλης ενεργείας που
εκλύεται.
ΤΑ
ΠΛΑΝΗΤΙΚΑ ΝΕΦΕΛΩΜΑΤΑ .
Άλλη μία μορφή αστέρος στην
πορεία της εξελίξεώς του είναι όταν περάσει στο στάδιο της διογκώσεώς του σε
ερυθρό γίγαντα, αποτέλεσμα της εξαντλήσεως του υδρογόνου στόν πυρήνα με την
καύση του ηλίου και του υδρογόνου πλέον στα ανώτερα στρώματα όπως
αναφέραμε. Σε αστέρες με μικρές μάζες
σάν τον ήλιο μας η μετέπειτα εξελικτική
πορεία κατά την συρρίκνωση είναι δυνατόν
να επιφέρει περιόδους μεγάλης ασταθείας στα ανώτερα ατμοσφαιρικά στρώματα του
αστέρος με δεδομένη την καταστροφή της θερμοδυναμικής ισορροπίας όπου είναι
δυνατόν τότε στήν προσπάθεια διατηρήσεώς της ο αστέρας να εκτινάξει κατά βίαιο
τρόπο μεγάλες ποσότητες των εξωτερικών του στρωμάτων στο διάστημα χωρίς όμως να
διαλυθεί, αλλά να συστέλλεται. Το εκτιναχθέν
υλικό δημιουργεί ένα αεριώδες δισκοειδές σχήμα γύρω από τον κεντρικό αστέρα σάν
ένα είδος δακτυλίου που τον περιβάλλει και το οποίο με την πάροδο δεκάδων
χιλιάδων ετών διασκορπίζεται στο διάστημα.
Η όλη όψη που παρουσιάζει ένας
τέτοιος αστέρας στο τηλεσκόπιο και στίς λεπτομερείς φωτογραφίες είναι πολύ
όμορφη διότι μάς δημιουργείται η εντύπωση ενός
συγκεχυμένου πλανητοειδούς σχήματος με αισθητές διαστάσεις που γι' αυτόν
τον λόγο ονομάζεται πλανητικό νεφέλωμα (planetary neboula), ένας όρος που καθιερώθηκε τον 18ον αιώνα από
τον αστρονόμο J. Hersell .
Το λαμβανόμενο φάσμα ενός
πλανητικού νεφελώματος παρουσιάζει γραμμές εκπομπής οι οποίες προέρχονται από
υπέρθερμο αέριο σε συνδυασμό με το φάσμα του κεντρικού αστέρος το οποίο είναι
δυνατόν να περιλαμβάνει και ταινίες απορροφήσεως ή και εκπομπής.
Τα σπουδαιότερα πλανητικά
νεφελώματα που είναι δυνατόν να παρατηρηθούν με μικρά τηλεσκόπια είναι τα εξής
:
i-Το
δακτυλιοειδές νεφέλωμα
τής Λύρας(Ring nebula ή Messier 57).
Ευρίσκεται στον αστερισμό
της Λύρας με συντεταγμένες
(2000) α=18 ω 53 λ και δ= +33ο 02' και m=
9,7. Η ακτίνα του νεφελώματος είναι 1/3
έτους φωτός και απέχει από την γή 2000 έτη φωτός. Με την ευρεθείσα ταχύτητα
διαστολής του κελύφους 19 χιλ/δευτερόλεπτο, η ηλικία του πλανητικού νεφελώματος
της Λύρας υπολογίζεται σε 5500 έτη.
Ο κεντρικός αστέρας είναι
αμυδρός, μεγέθους 14,7.
ii- Αλτήρας (Dumbbell nebula, Messier
27). Ευρίσκεται
στον αστερισμό της Αλώπεκος με
συντεταγμένες α=19ω,59λ και δ=+22ο,43'. Με φαινόμενο μέγεθος 7,6 είναι από τα
λαμπρότερα πλανητικά νεφελώ-ματα ορατό ευκρινώς με μεγάλα κυάλια. Το σχήμα του θυμίζει μία κλεψύδρα ενώ η
ταχύτητα διαστολής του νεφελώματος υπολογίζεται σε 30 χιλ/δευτερόλεπτο.
iii-Νεφέλωμα
"Έλιξ" (NGC 7293). Ευρίσκεται
στον αστερισμό του Υδροχόου με συντεταγμένες α= 22ω,29 λ και δ= -20 ο,41'.
Είναι το πλησιέστερο πλανητικό νεφέλωμα σε απόσταση 500 έ.φ και παρουσιάζει την
μεγαλύτερη έκταση στον ουρανό όση η μισή πανσέληνος. Η ταχύτητα διαστολής του
νεφελώματος υπολογίζεται σε 13 χιλ/δευτερόλεπτο.
Άλλα περίεργα στην όψη
πλανητικά νεφελώματα είναι το νεφέλωμα "Κουκουβάγια"(ouwl nebula M97)
στην Μεγάλη Άρκτο, το νεφέλωμα
"Εσκιμώος" στους Διδύμους και
το νεφέλωμα "Κρόνος" στον αστερισμό του Υδροχόου που θυμίζει τον
ομώνυμο πλανήτη.
