Planetární mlhovina je astronomický objekt skládající se z přibližně kulové zářící obálky plynů tvořený jistými typy hvězd na konci jejich života. Tento pojem nemá žádnou souvislost s planetami: název pochází z domnělé podobnosti se vzhledem obřích planet. Jev netrvá dlouho, trvá jen několik tisíc let z typického života hvězdy dosahujícího několik miliard let. V naší Galaxii známe asi 1 500 těchto objektů.

Planetární mlhoviny jsou důležitými astronomickými objekty, poněvadž hrají klíčovou roli v chemickém vývoji galaxie, vracejí materiál do mezihvězdného prostoru a obohacují jej tak o těžké prvky, produkty jaderné syntézy. V jiných galaxiích jsou planetární mlhoviny jedinými pozorovatelnými objekty poskytujícími informace o chemickém složení. V posledních letech přinesl Hubbleův vesmírný dalekohled snímky, které odhalily, že mnoho planetárních mlhovin má velmi složitou a různorodou morfologii. Mechanismu vzniku tak široké palety tvarů a rysů dosud nebylo zcela porozuměno.



Původ
Planetární mlhoviny jsou konečným stádiem vývoje většiny hvězd. Naše Slunce je velmi průměrnou hvězdou a pouze malé množství hvězd má mnohem větší hmotnost než ono. Hvězdy mající více než několik slunečních hmotností končí svůj život při dramatické explozi supernovy, ale průměrné a méně hmotné hvězdy na konci vytvářejí planetární mlhovinu. Typická hvězda vážící méně než dvojnásobek hmotnosti Slunce stráví většinu svého života zářením produkovaným nukleární fúzí, která přeměňuje vodík na hélium v jejím jádře. Energie uvolňovaná fúzními reakcemi zabraňuje gravitačnímu kolapsu hvězdy a hvězda je proto stabilní. Po několika miliardách let hvězda vyčerpá své zásoby vodíku a v jádře už není dost energie, která by mohla bránit tlaku vnějších vrstev. Jádro se proto smršťuje a zahřívá. Dnešní sluneční jádro má teplotu 15 miliónů K, jakmile však vyčerpá svůj vodík, smršťování jádra zvýší teplotu asi na 100 miliónů K. Vnější vrstvy hvězdy se naopak díky velmi vysoké teplotě předávané z jádra enormně rozepnou a poté stanou mnohem chladnější. Hvězda se změní v rudého obra. Jádro hvězdy pokračuje ve smršťování a zahřívání, jakmile však teplota dosáhne 100 miliónů K, jádra hélia se začnou spojovat a vzniká tak uhlík a kyslík. Obnovení fúzních reakcí zastaví kontrakci jádra hvězdy. Hoření hélia brzy vytvoří inertní jádro hvězdy z uhlíku a kyslíku obklopené slupkou hélia. Fúze hélia je extrémně citlivá na teplotu s reakční rychlostí úměrnou T40. To znamená, že pouhý 2% nárůst teploty více než zdvojnásobí rychlost reakcí. To činí hvězdu velmi nestabilní – malé zvýšení teploty vede k prudkému nárůstu rychlosti reakcí, což uvolní velké množství energie dále zvyšující teplotu. Héliová hořící slupka rychle expanduje a ochladí se, což opět sníží rychlost reakcí. To vytváří mohutné pulsace, které se časem stanou dostatečně mohutnými na to, aby odhodily celou hvězdnou atmosféru do prostoru. Vyvržené plyny se zformují v mrak materiálu kolem nyní již obnaženého jádra hvězdy. Jak se stále větší a větší část atmosféry vzdaluje od hvězdy, jsou obnažovány stále hlubší a hlubší vrstvy o vyšší a vyšší teplotě. Jakmile obnažený povrch dosáhne teploty 30 000 K, začne se uvolňovat dost ultrafialových fotonů, aby došlo k ionizaci vyvržené atmosféry, což způsobí její svit. Mrak se stane planetární mlhovinou.



Pozorování
Planetární mlhoviny jsou obvykle slabě viditelné objekty, žádná není viditelná pouhým okem. První objevená planetární mlhovina byla mlhovina Činka v souhvězdí Lištičky, pozorovaná Charlesem Messierem v roce 1764 a zapsaná jako M27 v jeho katalogu mlhovin. Prvním objevitelům se slabými dalekohledy se zdálo, že se M27 a jiné mlhoviny podobají plynným obrům, a William Herschel, objevitel Uranu, pro ně prosadil termín planetární mlhovina, ačkoliv, jak nyní víme, se velmi liší od planet. Povaha planetárních mlhovin nebyla známa až do prvních spektroskopických pozorování v polovině 19. století. William Huggins byl jedním z prvních takových pozorovatelů, pro rozklad světla užíval optického hranolu. Jeho pozorování hvězd ukázalo, že mají spojitá spektra s mnoha temnými čarami na nich navrstvenými a později zjistil, že mnoho mlhovinových objektů jako mlhovina v Andromedě mají spektra podobná hvězdným — tyto mlhoviny se později ukázaly být galaxiemi. Naproti tomu, když se podíval na mlhovinu Kočičí oko, našel velmi odlišné spektrum. Spíše než souvislé spektrum s navrstvenými absorpčními čarami vykazuje mlhovina Kočičí oko a jiné podobné objekty jen malý počet emisních čar. Nejjasnější z nich má vlnovou délku 500,7 nanometrů, což neodpovídalo čáře žádného známého prvku. Nejprve si vytvořil hypotézu, že na této délce vyzařuje dosud neznámý prvek, který nazval nebulium — podobná úvaha vedla k objevu hélia ve slunečním spektru v roce 1868. Nicméně zatímco hélium se brzy po objevu ve slunečním spektru podařilo izolovat i na Zemi, nebulium nikoliv. Na počátku 20. století Henry Norris Russell předložil hypotézu, že spíše než neznámý vyzařuje vlnovou délku 500,7 nm známý prvek, jen za dosud neznámých podmínek. Ve 20. letech 20. století fyzikové ukázali, že v plynu o extrémně nízké hustotě mohou elektrony obsadit excitované metastabilní energetické úrovně v atomech a iontech, které by jinak při vyšších hustotách byly velmi rychle deexcitovány srážkami. Přechody elektronů z těchto hladin dávají u kyslíku hodnotu 500,7 nm. Tyto spektrální čáry, které je možno spatřit jen plynů o velmi nízké hustotě, se nazývají zakázané čáry. Spektroskopická pozorování tedy ukazují, že mlhoviny jsou tvořeny extrémně zředěným plynem. Jak je vysvětleno dále, centrální hvězdy planetárních mlhovin jsou velmi horké. Jejich jasnost je naproti tomu velmi malá, z čehož plyne, že musí být velmi malé. Pouze v okamžiku, kdy hvězda vyčerpá všechno své nukleární palivo, se může smrštit do tak malé velikosti a tak lze planetární mlhoviny chápat jako závěrečnou fázi vývoje hvězdy. Spektroskopická pozorování ukazují, že všechny planetární mlhoviny expandují, což evokuje myšlenku, že planetární mlhoviny jsou vnější vrstvy hvězdy odhozené do prostoru na konci jejího života. Na konci 20. století umožnil technologický pokrok prohloubit studium planetárních mlhovin. Kosmické dalekohledy umožnily astronomům studovat světelné emise mimo viditelné světlo, neviditelné z pozemských observatoří. Infračervené a ultrafialové studie planetárních mlhovin dovolily mnohem přesnější určení teploty, hustoty a četnosti výskytu mlhovin. Technologie CCD umožňuje oproti dřívějším možnostem mnohem přesnější měření i velmi slabých spektrálních čar. Hubbleův vesmírný dalekohled také ukázal, že ačkoliv se mnoho mlhovin ze Země zdá být jednoduchými a pravidelnými, při velmi vysokém optickém rozlišení dosažitelném nad zemskou atmosférou byly odhaleny i velmi složité struktury.

Galerie planetárních mlhovin

---

---