Planetaarinen sumu
Kehitys

Planetaarinen sumu on elinkaaren viimeinen vaihe valtaosalle tähdistä. Vain Aurinkoa vähintään 1,44 kertaa massiivisemmat tähdet (kyseinen suhde tunnetaan Chandrasekharin rajana) päättävät päivänsä supernovana, jolloin on usein seurauksena supernovajäänne. Tyypillinen auringonkaltainen tähti viettää suurimman osan useita miljardeja vuosia kestävästä elämästään varsin rauhallisesti muuttamalla fuusioreaktion avulla vetyä heliumiksi ytimessään. Energian virratessa kaasun mukana ulospäin syntyy painetta. Sen kumoaa tähden oma painovoima, joka puolestaan pyrkii luhistamaan tähden kasaan. Näin tähti pysyy tasapainossa.
Kun tähden vetyvarastot alkavat loppua, paine ei enää riitä pitämään tähden osia kasassa, vaan sen ydin alkaa luhistua painovoiman vaikutuksesta. Samalla sen ydinosien lämpötila nousee moninkertaiseksi – Auringolla noin 15 miljoonasta kelvinistä 100 miljoonaan kelviniin. Lämpötilan nousu aiheuttaa tähden ulkokerrosten nopean laajenemisen, ja ne puolestaan viilenevät. Tähdestä on tullut punainen jättiläinen. 100 miljoonassa asteessa ydin alkaa muuttaa heliumia hiileksi ja hapeksi, ja sen luhistuminen pysähtyy. Ytimen sisään muodostuu sisempi, hiilestä ja hapesta koostuva ydin, ja heliumkerros on sen ulkopuolella.
Heliumin fuusioreaktio on erittäin herkkä lämpötilan vaihteluille: jo kahden prosentin kasvu lämpötilassa yli kaksinkertaistaa reaktion nopeuden. Tällöin vapautunut energia kuumentaa tähteä entisestään, jolloin heliumkerros ensin laajenee, viilenee ja lopulta viilentää koko ytimen hidastaen taas reaktion entiselle tasolleen. Tähdestä on tullut äärimmäisen epävakaa – pulssinomaisesti se vuoroin laajenee ja supistuu yhä voimakkaammin, kunnes se lopulta puhaltaa ulko-osansa kauas avaruuteen. Tällaisessa laajenemis-supistumisvaiheessa on muun muassa Valaan tähdistössä oleva kuuluisa muuttuva tähti Mira. Useilla planetaarisilla sumuilla on havaittavissa heikko halo, joka on peräisin kyseisen vaiheen ajalta ennen tähden lopullista tuhoa.
Tähdestä irtoava kaasu muodostaa laajenevan pilven, ja paljastaa vähitellen tähden sisempiä ja yhä lämpimämpiä osia. Kun paljastuneen pinnan lämpötila on noussut noin 30 000 kelviniin, lähettää se runsaasti ultraviolettisäteilyä, jonka fotonit ionisoivat kaasupilven atomit ja kaasu alkaa hehkua. Pilvestä on syntynyt planetaarinen sumu.
Lähekkäisille kaksoistähdille voi syntyä erikoisen muotoinen planeetaarinen sumu, kun kaksi tähden ydintä kiertää yhteisen harvahkon kaasuvaipan sisässä. Kaasuvaippa syntyy massiivisen tähden laajetessa nielaisten pienemmän pääsarjan tähden. Toisesta tähdestä tulee valkoinen kääpiö ja toisesta pääsarjan tähti. Yhteisen kaasuvaipan kitka aiheuttaa tähtien tiheiden ydinten kiertoratojen lähestymistä ajan mukana yhä nopeammin, kyse on "spiralloitumisesta sisään". Lopputulos on erikoisen muotoinen planetaarinen sumu, jonka sisässä on valkea kääpiö ja pääsarjan tähti.
Koska auringonkaltaisia tähtiä on Linnunradassa ainakin sata miljardia ja planetaarisia sumuja taas vain 10 000, on sumujen eliniän oltava korkeintaan muutamia kymmeniä tuhansia vuosia. Tähden jäänne viilenee ajan myötä energian poistuessa siitä säteilynä, ja sen massa ei ole enää riittävä hiilen ja hapen fuusioimiseksi. UV-säteily heikkenee ja ionisoi yhä vähemmän yhä kauemmaksi laajentunutta kaasupilveä, kunnes tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, sumun atomit rekombinoituvat ja sumu häviää avaruuteen toimien ehkä myöhemmin uusien tähtien raaka-aineena. Tyypillisen planetaarisen sumun elinkaari on noin 10 000 vuoden mittainen.