Planetaarinen sumu
Löytöhistoria

Planetaariset sumut ovat kaikki melko himmeitä, eikä niitä voi havaita paljain silmin. Ensimmäisen lajityypin edustajan, Nostopainosumun M27, löysikin vasta vuonna 1764 Charles Messier kaukoputkellaan. Ajan alkeellisilla havaintovälineillä sumut näyttivät pieniltä vihertäviltä kiekoilta – siten hyvin samanlaisilta kuin kaukaiset kaasuplaneetat Uranus ja Neptunus. William Herschel antoi niille yhä nykyisin käytössä olevan nimen, vaikka planetaarisilla sumuilla ei todellisuudessa olekaan mitään tekemistä planeettojen kanssa.
Planetaaristen sumujen luonne säilyi arvoituksena aina spektroskopian keksimiseen saakka 1800-luvun puolivälissä. Silloin havaittiin, että tähdet sekä tietyt "tähtisumut" (jotka myöhemmin paljastuivat galakseiksi) synnyttivät jatkuvan spektrin, jossa oli tummia absorptioviivoja kertomassa eri alkuaineiden läsnäolosta. Kun William Huggins tutki Kissansilmäsumun spektriä, hän huomasi sen olevan tyystin erilainen tähtien spektreihin verrattuna. Se koostui vain muutamista emissioviivoista, joista kirkkaimman aallonpituus oli 500,7 nanometriä. Viiva ei vastannut mitään tunnettua alkuainetta, ja niinpä sen oletettiin olevan uusi alkuaine, jolle annettiin nimeksi nebulium. Samalla periaatteella oli vuonna 1868 löydetty helium Auringon spektristä. Nebuliumia ei kuitenkaan koskaan löydetty planeetaltamme, toisin kuin heliumia, ja 1900-luvun alussa Henry Russell ehdotti, että outo emissioviiva saattaisikin olla poikkeuksellisissa olosuhteissa olevan tunnetun alkuaineen aiheuttama.
1920-luvulla keksittiin, että erittäin harvassa kaasussa elektronit voivat siirtyä metastaattisille korkeammille energiatasoille atomeissa ja ioneissa, mikä tiheämmässä kaasussa ei ole mahdollista, koska atomien törmäykset estävät kyseisten energiatasojen säilymisen. Spektrospooppisin mittauksin todettiin, että planetaariset sumut todella koostuvat hyvin harvasta kaasusta. 500,7 nanometrin emissioviivan aiheuttaa elektronien siirtyminen metastaattisille tasoille hapessa. Se sijaitsee näkyvän valon sinivihreällä alueella, mikä aiheuttaa sumuille niiden ominaisvärin. Valokuvaustekniikat eivät yleensä ole kovin herkkiä vihertäville väreille, joten sumun saaminen näkymään valokuvassa luonnollisen värisenä on hankalaa.
Planetaaristen sumujen ymmärrettiin olevan osa tähtien kehityskaaren loppua, kun sumujen keskuksista löydettiin pieniä ja kuumia valkoisia kääpiötähtiä ja kun sumujen havaittiin laajenevan. 1900-luvun lopulla avaruusteleskoopit mahdollistivat muiden kohteiden ohella myös planetaaristen sumujen tutkimisen sellaisilla aallonpituuksilla, jotka eivät läpäise Maan ilmakehää, sekä sumujen tiheyden ja lämpötilan tarkemman mittauksen. Hubble-avaruusteleskooppi on paljastanut lukuisista sumuista aiemmin luultua paljon monimutkaisempia rakenteita.
Planetaarisia sumuja on löydetty Linnunradasta yli 1 500 kappaletta, mutta todellisuudessa niitä arvellaan olevan galaksissamme noin 10 000. Ne ovat keskittyneet galaktisen tason lähettyville. Tähtijoukoissa planetaariset sumut ovat hyvin harvinaisia: vain neljä sumua on löydetty pallomaisista tähtijoukoista (muun muassa Pease 1 M15:ssä ja IRAS 18333-2357 M22:ssa) ja yksi vanhasta avoimesta tähtijoukosta (NGC 2818 tähtijoukossa NGC 2818A). Avoimet tähtijoukot hajaantuvat yleensä ennen kuin niiden tähdet pääsevät elinkaarensa loppuun, joten sumut eivät ehdi yleensä syntyä niiden aikana. Suurimmilla kaukoputkilla planetaarisia sumuja on kyetty löytämään myös paikallisryhmän galakseista: Suuresta ja Pienestä Magalhãesin pilvestä, Andromedan galaksista (M31), M32:sta, Kolmion galaksista (M33) ja NGC 6822:sta. Ne ovat siten mitä todennäköisimmin tavallisia kaikissa galakseissa.