1. Stråling med høj energi:
- Massive stjerner er meget varme, med overfladetemperaturer, der overstiger 25.000 Kelvin.
- Denne intense varme fører til emission af store mængder UV -stråling.
2. Ionisering:
- UV -fotoner fra stjernen bærer nok energi til at slå elektroner ud af brintatomerne i den omgivende gas, hvilket skaber positivt ladede hydrogenioner (protoner) og frie elektroner. Denne proces kaldes fotoionisering .
3. Emission af lys:
- Når hydrogenatomerne er ioniseret, rekombineres protoner og elektroner og frigiver energi i form af lys.
- Dette rekombinationslys er ofte synligt som en karakteristisk rødlig glød på grund af den stærke emissionslinie af brint ved 656,3 nm (Balmer Alpha -linjen).
4. Nebula -dannelse:
- Den ioniserede gas, der nu er varm og lysende, danner en skylignende struktur kaldet en ioniserings-tåge.
Kortfattet:
Varme, massive stjerner giver den kraftige UV -stråling, der er nødvendig for at ionisere den omgivende gas. Den efterfølgende rekombination af ioniserede atomer frigiver energi i form af lys, hvilket skaber den livlige og farverige ioniseringsnebler, vi observerer.
Sidste artikelHvor gammel er himlen?
Næste artikelHvor høj er solen?