Planetárna hmlovina

Planetárna hmlovina je astronomický objekt skladajúci sa z približne guľovej žiariacej zmesi plynov tvorenej niektorými typmi hviezd na konci ich života. Tento pojem nemá žiadnu súvislosť s planétami: názov pochádza z v minulosti predpokladanej podobnosti so vzhľadom obrích planét. Jav netrvá dlho, iba niekoľko tisíc rokov z typického života hviezdy dosahujúceho niekoľko miliárd rokov. V našej Galaxii poznáme asi 1 500 týchto objektov.
Planetárne hmloviny sú dôležitými astronomickými objektami, pretože hrajú kľúčovú úlohu v chemickom vývoji galaxie. Vracajú totiž materiál do medzihviezdneho priestoru a obohacujú ho tak o ťažké prvky, produkty nukleárnej syntézy. V iných galaxiách sú planetárne hmloviny jedinými pozorovateľnými objektami poskytujúcimi informácie o chemickom zložení.
V posledných rokoch priniesol Hubblov vesmírny ďalekohľad snímky, ktoré odhalili, že mnoho planetárnych hmlovín má veľmi zložitú a rôznorodú morfológiu. Mechanizmus vzniku takej širokej palety tvarov a rysov dosiaľ nebol celkom objasnený.

Pozorovania

Planetárne hmloviny sú zvyčajne slabo viditeľné objekty, žiadna nie je viditeľná voľným okom. Prvá objavená planetárna hmlovina bola hmlovina Činka v súhvezdí Líšky, pozorovaná Charlesom Messierom v roku 1764 a zapísaná ako M27 v jeho katalógu hmlovín. Prvým objaviteľom so slabými ďalekohľadmi sa zdalo, že sa M27 a iné hmloviny podobajú plynovým obrom, preto William Herschel, objaviteľ Uránu, pre nich presadil termín planetárna hmlovina, aj keď, ako teraz vieme, nemajú s planétami nič spoločné.
Povaha planetárnych hmlovín nebola známa až do prvých spektroskopických pozorovaní v polovici 19. storočia. William Huggins bol jedným z prvých pozorovateľov ich optického spektra. Pre rozklad svetla používal optický hranol. Jeho pozorovania hviezd ukázali, že majú spojité spektrá s mnohými tmavými čiarami na nich navrstvenými. Neskôr zistil, že mnoho hmlovín ako hmlovina Andromeda majú spektrá podobné hviezdnym – tieto hmloviny sa neskôr ukázali byť galaxiami.
Naopak, pri pozorovaní hmloviny Mačacie oko, videl veľmi odlišné spektrum. Skôr ako súvislé spektrum s navrstvenými absorpčnými čiarami vykazuje hmlovina Mačacie oko a iné podobné objekty iba malý počet emisných čiar. Najjasnejšia z nich má vlnovú dĺžku 500,7 nanometrov, čo nezodpovedalo čiare žiadneho známeho prvku. Najskôr si vytvoril hypotézu, že na tejto dĺžke vyžaruje dosiaľ neznámy prvok, ktorý nazval nebulium – podobná úvaha viedla k objavu hélia v slnečnom spektre v roku 1868.
Zatiaľ čo hélium sa skoro po objave v slnečnom spektru podarilo izolovať aj na Zemi, nebulium nie. Na začiatku 20. storočia Henry Norris Russell predložil hypotézu, že skôr ako neznámy prvok, vyžaruje s vlnovou dĺžkou 500,7 nm známy prvok, iba za dovtedy neznámych podmienok.
V 20. rokoch 20. storočia fyzici ukázali, že v plyne s extrémne nízkou hustotou môžu elektróny obsadiť excitované metastabilné energetické úrovne v atómoch a iónoch, ktoré by inak pri vyšších hustotách boli veľmi rýchlo deexcitované zrážkami . Prechody elektrónov z týchto hladín dávajú pri kyslíku hodnotu 500,7 nm. Tieto spektrálne čiary, ktoré je možno uvidieť iba pri plynoch s veľmi nízkou hustotou, sa nazývajú zakázané čiary. Spektoskopické pozorovania teda ukazujú, že hmloviny sú tvorené extrémne zriedeným plynom.
Ako je vysvetlené ďalej, centrálne hviezdy planetárnych hmlovín sú veľmi horúce. Ich jasnosť je ale veľmi malá, z čoho vyplýva, že musia byť veľmi malé. Iba v okamihu, keď hviezda vyčerpá všetko svoje nukleárne palivo, sa môže zmrštiť do tak malej veľkosti. Planetárne hmloviny teda možno chápať ako záverečnú fázu vývoja hviezdy. Spektroskopické pozorovania ukazujú, že všetky planetárne hmloviny expandujú, čo vyvoláva myšlienku, že planetárne hmloviny sú vonkajšie vrstvy hviezdy odhodené do priestoru na konci jej života.
Na konci 20. storočia technologický pokrok rozšíril štúdium planetárnych hmlovín. Hubbleov teleskop umožnil astronómom študovať svetelné emisie mimo viditeľného svetla, neviditeľné z pozemských observatórií. Infračervené a ultrafialové štúdie planetárnych hmlovín dovolili omnoho presnejšie určenie teploty, hustoty a početnosti výskytu hmlovín. Technológia CCD umožňuje, oproti predchádzajúcim možnostiam, omnoho presnejšie merania aj veľmi slabých spektrálnych čiar. Hubbleov teleskop tiež ukázal, že aj keď sa mnoho hmlovín zo Zeme zdá byť jednoduchými a pravidelnými, pri veľmi vysokom optickom rozlíšení dosiahnuteľnom nad zemskou atmosférou boli odhalené aj veľmi zložité štruktúry.

Pôvod

Planetárne hmloviny sú konečným štádiom vývoja väčšiny hviezd. Naše Slnko je veľmi priemernou hviezdou a iba malé množstvo hviezd má omnoho väčšiu hmotnosť ako ono. Hviezdy majúce viac ako niekoľko hmotností Slnka končia svoj život pri dramatickej explózií supernovy, ale priemerné a menej hmotné hviezdy na konci vytvárajú planetárnu hmlovinu.
Typická hviezda vážiaca menej ako dvojnásobok hmotnosti Slnka strávi väčšinu svojho života žiarením produkovaným nukleárnou fúziou, ktorá premieňa vodík na hélium v jej jadre. Energia uvoľňovaná fúznymi reakciami zabraňuje gravitačnému kolapsu hviezdy a hviezda je preto stabilná.
Po niekoľkých miliardách rokov hviezda vyčerpá svoje zásoby vodíka a v jadre už nie je dosť energie, ktorá by mohla brániť tlaku vonkajších vrstiev. Jadro sa preto zmršťuje a zahrieva. Dnešné slnečné jadro má teplotu 15 miliónov K, no hneď ako vyčerpá svoj vodík, zmršťovanie jadra zvýši teplotu asi na 100 miliónov K.
Vonkajšie vrstvy hviezdy sa naopak vďaka veľmi vysokej teplote predávanej z jadra začnú enormne rozpínať a potom sa stanú oveľa chladnejšími. Hviezda sa zmení na červeného obra. Jadro hviezdy pokračuje v zmršťovaní a zahrievaní, na hneď ako teplota dosiahne 100 miliónov K, jadrá hélia sa začnú spájať a vzniká tak uhlík a kyslík. Obnovenie fúznych reakcií zastaví kontrakciu jadra hviezdy. Horenie hélia skoro vytvorí inertné jadro hviezdy z uhlíka a kyslíka obklopené šupkou hélia.
Fúzia hélia je extrémne citlivá na teplotu s reakčnou rýchlosťou úmernou T⁴⁰. To znamená, že iba 2 % nárast teploty viac ako zdvojnásobí rýchlosť reakcií. To zapríčiňuje, že hviezda sa stáva veľmi nestabilnou – malé zvýšenie teploty vedie k prudkému nárastu rýchlosti reakcií, čo uvoľní veľké množstvá energie ďalej zvyšujúce teplotu. Héliová horiaca šupka rýchlo expanduje a ochladí sa, čo opäť zníži rýchlosť reakcií. To vytvára mohutné pulzácie, ktoré sa časom stanú dostatočne mohutnými na to, aby odhodili celú hviezdnu atmosféru do priestoru.
Vyvrhnuté plyny sa sformujú do mraku materiálov okolo teraz už odhaleného jadra hviezdy. Ako sa stále väčšia a väčšia časť atmosféry vzďaľuje od hviezdy, sú odhaľované stále hlbšie a hlbšie vrstvy s vyššou a vyššou teplotou. Len čo obnažený povrch dosiahne teplotu 30 000 K, začne sa uvoľňovať dosť ultrafialových fotónov, aby došlo k ionizácii vyvrhnutej atmosféry, čo spôsobí jej svit. Mrak sa stane planetárnou hmlovinou.

Životnosť hmlovín

Plyny planetárnych hmlovín sa pohybujú od centrálnej hviezdy rýchlosťou niekoľkých kilometrov za sekundu. V rovnakej chvíli, keď plyny expandujú, sa centrálna hviezda ochladzuje, ako vyžaruje svoju energiu – fúzne reakcie sa zastavujú, pretože hviezda nie je dostatočne hmotná, aby dosiahla teplotu jadra potrebnú pre fúziu uhlíka a kyslíka. Nakoniec sa ochladí natoľko, že nie je schopná vydávať dosť ultrafialového žiarenia, aby udržala vzďaľujúce sa plyny ionizované. Hviezda sa stane bielym trpaslíkom a atómy a molekuly plynného mraku sa rekombinujú, čím sa pre nás stanú neviditeľnými.

Galaktická recyklácia

Planetárne hmloviny hrajú veľmi dôležitú úlohu v galaktickej evolúcii. Raný vesmír bol zložený takmer výlučne iba z vodíka a hélia, ťažšie prvky je možné vytvoriť pomocou nukleárnej fúzie iba vo hviezdach. Plyny z planetárnych hmlovín obsahujú veľký podiel prvkov ako uhlík, dusík a kyslík, a len čo sa dostatočne rozplynú a dostanú do medzihviezdneho priestoru, obohacujú ho o ťažšie prvky, astronómami súhrnne nazývanými kovy.
Nasledujúce generácie hviezd, ktoré sa sformovali, obsahovali už od počiatku ťažšie prvky. Aj keď sú tieto ťažšie prvky iba malou časťou hviezdy, majú významný dopad na jej vývoj. Hviezdy vytvorené veľmi skoro po začiatku vesmíru, obsahujúce extrémne malé množstvá ťažších prvkov, sú známe ako hviezdy populácie II (hviezdy 1. generácie), zatiaľ čo mladšie hviezdy s vyšším podielom ťažších prvkov sú známe ako hviezdy populácie I (hviezdy 2. generácie).

Fyzikálne vlastnosti

Typická planetárna hmlovina má dĺžku zhruba jeden svetelný rok a obsahuje extrémne zriedený plyn s hustotou zvyčajne okolo 1000 častíc v cm³ – takže je asi biliarda-krát redší ako zemská atmosféra. Mladšie planetárne hmloviny majú väčšiu hustotu, niekedy aj vyššiu ako 10⁶ častíc na cm³. Ako hmlovina starne, jej rozpínanie spôsobuje znižovanie hustoty.
Žiarenie z centrálnej hviezdy ohrieva plyny na teploty asi 10 000 K. Napriek intuícii sa teplota plynov so vzrastajúcou vzdialenosťou od centrálnej hviezdy zvyšuje. Čím energetickejší je fotón, tým je horšie absorbovateľný a preto sú nízkoenergetické fotóny prvými, ktoré sú absorbované. Vo vonkajších objemnejších častiach hmloviny sú nízkoenergetické fotóny už pohltené a zostávajúce vysokoenergetické fotóny dávajú oveľa vyššie teploty.
Hmloviny možno popisovať ako ohraničené žiarením alebo ohraničené hmotou. V prvom prípade je okolo hviezdy toľko hmoty, že všetky jej ultrafialové fotóny sú absorbované a viditeľná hmlovina je obklopená množstvom neionizovaného plynu. V druhom prípade vyžaruje centrálna hviezda dosť ultrafialového žiarenia, aby ionizovala všetok okolitý plyn.

Počet a rozdelenie

V súčasnosti v našej galaxii, ktorá sa skladá z viac ako 200 miliárd hviezd, poznáme asi 1500 planetárnych hmlovín. Ich vzácnosť je daná ich veľmi krátkym životom v porovnaní s celkovou dĺžkou života hviezdy. Nachádzajú sa väčšinou pri rovine Mliečnej cesty s najväčšou koncentráciou blízko galaktického centra. Iba veľmi výnimočne je možné ich vidieť v hviezdokopách, iba v jednom alebo dvoch prípadoch.
Aj keď CCD prvky v modernej astronómii takmer úplne nahradili fotografický film, posledné prieskumy, ktoré významne zvýšili počet známych planetárnych hmlovín, používali film Kodak Technical Pan spolu s veľmi kvalitným filtrom izolujúcim najsvetlejšie emisné čiary vodíka, ktoré silno emitujú takmer všetky planetárne hmloviny.

Morfológia

Všeobecne povedané, planetárne hmloviny by mali byť symetrické alebo takmer guľové, je však možné pozorovať široké spektrum tvarov a zložitých foriem. Približne 10 % planetárnych hmlovín sú prísne bipolárne a malé množstvo je asymetrické. Jedna je takmer pravouhlá. Príčiny tak veľkého množstva foriem nie sú celkom objasnené, ale môže to byť spôsobené gravitačnými interakciami s hviezdnym sprievodcom, ak je centrálna hviezda zložkou dvojhviezdy. Druhou možnosťou je narušovanie toku materiálu planétami vzdialenejšími od hviezdy vo chvíli, keď sa hmlovina formuje.

Súčasné témy štúdia planetárnych hmlovín

Dlho pretrvávajúcim problémom štúdia planetárnych hmlovín je, rovnako ako v mnohých iných prípadoch, že ich vzdialenosti nie sú presne určené. Iba pre veľmi málo blízkych planetárnych hmlovín je možné určiť vzdialenosti zmeraním ich expanznej paralaxy: pozorovania s vysokým rozlíšením po niekoľkých rokoch ukážu expanziu hmloviny kolmo na líniu pohľadu, zatiaľ čo stroboskopické pozorovania Dopplerovho posunu odhalia rýchlosť expanzie v línii pohľadu. Porovnanie uhlovej expanzie s odvodenou rýchlosťou odhalí vzdialenosť hmloviny.
Problém vytvárania širokého spektra rozmanitých tvarov hmlovín je kontroverznou témou. Väčšinou sa predpokladá, že interakcie medzi vyvrhnutými materiálmi pohybujúcimi sa rozdielnymi rýchlosťami vysvetľujú väčšinu pozorovaných tvarov. Aj tak niektorí astronómovia veria, že dvojica centrálnych hviezd je zodpovedná za prinajmenšom niektoré z najzložitejších planetárnych hmlovín extrémnych tvarov.
Existujú dve odlišné cesty určovania početnosti kovov v hmlovinách, ku ktorým sa vzťahujú rôzne typy spektrálnych čiar, a občas sa vyskytujú veľké nezrovnalosti medzi výsledkami odvodenými z týchto dvoch metód. Niektorí astronómovia to pripisujú prítomnosti malých teplotných fluktuácií vo vnútri planetárnych hmlovín; iní tvrdia, že nezrovnalosti sú príliš veľké na to, aby mohli byť vysvetlené pomocou teplotných vplyvov, a pre vysvetlenie predpokladajú existenciu studených chuchvalcov obsahujúcich veľmi malé množstvo vodíka. Aj keď žiadne takéto chuchvalce doteraz neboli pozorované.