Planetaarinen sumu

Planetaarinen sumu on tähtitieteessä hehkuva kaasukuori, joka on syntynyt normaalikokoisen tai pienen tähden elinkaaren lopussa tähden puhallettua ulkokuorensa avaruuteen. Planetaariset sumut ovat kaasusumuista pienimpiä – niiden koko on korkeintaan muutamia valovuosia ja elinikä joitakin tuhansia vuosia. Planetaaristen sumujen sukulaisia ovat supernovajäänteet, jotka ovat kuitenkin syntyneet varsin erilaisissa olosuhteissa ja poikkeavat yleensä myös ulkonäöltään planetaarisista sumuista.
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.
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.
Rakenne.
Planetaariset sumut ovat yleensä vain 1–3 valovuoden kokoisia – huomattavasti pienempiä kuin useimmat muut kaasusumut. Ne koostuvat erittäin harvasta kaasusta, jonka tiheys on noin 1024 kertaa pienempi kuin maan ilmakehän. Tyypillisesti yhdessä kuutiosenttimetrissä on vain 1 000 hiukkasta – vähemmän kuin missään ihmisen keinotekoisesti luomassa ”tyhjiössä”.
Keskustähden säteily kuumentaa sumun noin 10 000 kelviniin. Lämpötila nousee, kun sumu on laajentunut jonkin verran, sillä sumu absorboi ensin kaikkein vähiten energiset fotonit, jotka absorboituvat kaasuatomeihin kaikkein todennäköisemmin. Vasta myöhemmin korkeaenergiaiset fotonit absorboituvat, mikä johtaa sumun lämpötilan kasvuun.
Jos sumussa on tarpeeksi materiaa, absorboi se kaikki tähden lähettämät UV-fotonit, ja näkyvän osan ulkopuolelle jää kerros ionisoitumatonta sumua. Tällöin sumun sanotaan olevan "säteilyllisesti rajoittunut". "Materiaalisesti rajoittuneessa" sumussa UV-säteily riittää ionisoimaan koko sumun, ja säteilyä voi jäädä ylikin.
Planetaariset sumut ovat yleensä muodoltaan melko symmetrisiä ja enemmän tai vähemmän pallomaisia. Noin 10 prosentilla sumuista on bipolaarinen (kaksiosainen) rakenne. Sumun muoto riippuu myös siitä, missä kulmassa näemme sen: suoraan sivulta päin katsottuna tietynlaiset sumut ovat tynnyrimäisiä (esimerkiksi Nostopainosumu M27), kun taas navan suunnalta katsottuna ne vaikuttavat rengasmaisilta (esimerkiksi Lyyran rengassumu M57 ja Helix-sumu). Planetaariset sumut ovat kuin lumihiutaleita: vaikka niissä toistuvat samat niille luonteenomaiset piirteet, ovat ne silti ällistyttävän monimuotoisia, eikä kahta samanlaista ole mahdollista löytää. Suurten teleskooppien kuvat ovat paljastaneet sumujen rakenteessa monimutkaisia kuvioita, joiden syntymekanismi on toistaiseksi epäselvä. Ne saattavat olla seurausta häiriötekijöistä, kuten kaksoistähden jäljelle jääneestä komponentista tai planeetoista. Uuden teorian (tammikuu 2005) mukaan sumujen rakenne on magneettikenttien synnyttämä.
"Vorontsovin–Veljaminovin jaottelun" mukaan planetaariset sumut jaetaan seuraaviin tyyppeihin: