
Planetární mlhoviny jsou mlhoviny vzniklé po zániku hvězd ve fázi červeného obra, který na konci své existence odvrhuje svůj plynný obal. Ten, jak se postupně vzdaluje, vytváří jakési zářící slupky v prostoru okolo hvězdy. Takovýchto odvržení může být několik. Rychlost rozpínání těchto slupek je několik desítek km za sekundu a po několika desítkách tisících let se rozplynou. Mlhoviny byla nazvány planetární, protože v dřívějších dobách, při pozorování teleskopy s malým rozlišením, připomínaly planety. Toto pojmenování poprvé použil William Herschel .Tvar
Prvním, kdo označil pozorovaný objekt za planetární mlhovinu, byl William Herschel v roce 1783. Nejčastějším tvarem je pravděpodobně eliptický tvar, ale jsou zřejmě případy i tvaru kruhového.




Pravidelný tvar planetárních mlhovin není příliš častý. Planetární mlhoviny jsou velmi často mírně zploštělé nebo protáhlé. Na základě prvních spektrografických pozorování předpokládali Campbell a Moore (1918), že zploštělost je výsledkem rotace planetární mlhoviny kolem vedlejších os. Bohužel mnoho přesných a spolehlivých pozorování selhalo při zjišťování nějakého důkazu rotace mlhoviny. Zploštělost nebo protáhlost planetárních mlhovin může být také vysvětlena přítomností magnetického pole mlhoviny. Planetární mlhoviny mají velice různorodé tvary, ale jsou planetární mlhoviny, které jsou si velice podobné. Příkladem podobnosti tvarů mohou být planetární mlhoviny prstencovitého tvaru NGC 6720 v souhvězdí Lyra a jedna z nejjasnějších planetárních mlhovin NGC 7293 ve Vodnáři.




Pravidelný tvar planetárních mlhovin není příliš častý. Planetární mlhoviny jsou velmi často mírně zploštělé nebo protáhlé. Na základě prvních spektrografických pozorování předpokládali Campbell a Moore (1918), že zploštělost je výsledkem rotace planetární mlhoviny kolem vedlejších os. Bohužel mnoho přesných a spolehlivých pozorování selhalo při zjišťování nějakého důkazu rotace mlhoviny. Zploštělost nebo protáhlost planetárních mlhovin může být také vysvětlena přítomností magnetického pole mlhoviny. Planetární mlhoviny mají velice různorodé tvary, ale jsou planetární mlhoviny, které jsou si velice podobné. Příkladem podobnosti tvarů mohou být planetární mlhoviny prstencovitého tvaru NGC 6720 v souhvězdí Lyra a jedna z nejjasnějších planetárních mlhovin NGC 7293 ve Vodnáři.
Vývoj
Vývoj planetární mlhoviny můžeme rozdělit do čtyř fází:
- Fáze rudého obra
Hvězda - rudý obr postupně ztrácí svoji obálku hvězdným větrem. Začne se tak odkrývat uhlíkokyslíkové jádro, které je nyní centrální hvězdou mlhoviny. Pokud je v blízkosti rudého obra jiný hmotný objekt, je pravděpodobné, že při expanzi rudého obra se přiblíží slapové hranici a obě tělesa začnou ztrácet hmotu přes společný Lagrangeův bod L1, a pokud je hvězdný vítr dostatečně silný, rudý obr obklopí svého společníka ve společnou obálku, která zvýší úbytek hmoty do orbitální roviny a zapříčiní budoucí tvar mlhoviny jako bipolární. Takovýto vztah několika objektů se nazývá symbiotický systém. Při odvržení na vodík bohaté atmosféry hvězdy nastává období, kdy se atmosféra hvězdy vzdaluje a rozpíná od rudého obra. Hvězda v tomto období není dost horká na produkování UV záření, a proto není mlhovina dostatečně ionizována a nastává období, kdy je mlhovina temná a málo výrazná.
- Fáze protoplanetární mlhoviny
Dochází zde k opětovnému zvýšení teploty hvězdy. Když povrchová teplota hvězdy dosáhne asi 25 000 K, vzniká dostatečný počet fotonů s energiemi nad 13,6 eV, které jsou schopny ionizovat okolní materiál. Vzniká protoplanetární mlhovina (PPM), která vydatně září v infračerveném oboru. Toto záření vzniká v zahřátých prachových oblastech, které zůstaly v okolí mlhoviny po původním rudém obru. Jak se hvězdný vítr z hvězdy v centru mlhoviny rozptyluje, prach chladne a vlnová délka tepelného záření se posouvá směrem k delším vlnovým délkám. Množství PPM má, jak bylo určeno z optických i infračervených snímků, asymetrickou obálku a bipolární výtrysky (jety). Období fáze protoplanetární mlhoviny trvá ~102-103 let podle hmotnosti centrální hvězdy. PP mlhovinami se hvězdy stanou pouze pokud mají hmotnost mezi 0,57-8(10) hmotnosti Slunce. - Konec planetární mlhoviny
Jak se mlhovina rozpíná a hustota klesá, záření může pronikat stále hlouběji do oblaků prachu a plynu okolo centrální hvězdy. Záření začne ionizovat stále více plynu, až dosáhne i neodváté oblasti a poté i vnější haló, které je pozůstatkem rudého obra. Vlivem ionizace se mlhovina rozptyluje a mizí, ale mohou zde přežít jisté hloučky husté hmoty, které přežívají i samotnou mlhovinu. Ta se nakonec stane tak velkou a řídkou, že je její pohyb ovlivněn mezihvězdnou hmotou, se kterou postupně splývá. Díky tomu může centrální hvězda opustit zbytkový oblak mlhoviny. Ve vývoji mlhoviny však může nastat další situace. Při vzniku bílého trpaslíka se jeho stará heliová obálka zažehne finálním termálním pulsem. Tento nový zdroj energie začne znovu rozpínat hvězdu. Nový soubor termonukleárních reakcí spojený s prouděním může dramaticky změnit chemické složení povrchu. Opět probuzená hvězda znovu odvrhuje velké množství látky pro produkci planetární mlhoviny. Nové zbytky jsou extrémně bohaté na helium a uhlík a celkové chemické složení je zcela odlišné od původní mlhoviny. Příkladem takových mlhovin jsou Abell 30 a Abell 78. - Expanze
Důkazem o rozpínání planetárních mlhovin jsou takové mlhoviny, které se tvarem odlišují od ostatních. Jejich tvar je bodový, hvězdný, prstencovitý nebo nepravidelný. Planetární mlhoviny jsou expandující plynné obálky, jejichž rychlost rozpínání je relativně malá, činí asi 30 km/s. Rychlost je zjištěna pomocí emisních čar, které se projevují rozštěpením do dvou složek přibližně o stejné intenzitě a jsou umístěny symetricky okolo hlavní frekvence. Rozštěpení, vzdálenost mezi složkami, je největší v centru mlhoviny a klesá s rostoucí vzdáleností od středu. Na okrajích planetární mlhoviny splývají dvě složky v jednu. Hlavní vnější spektrální čára má tvar elipsy, jejíž hlavní osa závisí na poloměru planetární mlhoviny (D''/2) : a vedlejší osa na rychlosti rozpínání V . Fialová složka spektrální čáry souhlasí se zářením přicházejícím z oblasti mlhoviny, která je k nám blíže (zpředu), a červená složka z odlehlejší strany mlhoviny. Je nutno poznamenat, že metoda k určení rychlosti rozpínání planetární mlhoviny nevyžaduje znalost úhlové rychlosti. Skutečnost, že obě složky spektrálních čar mají téměř vždy stejnou intenzitu, ukazuje, že vyzařování od vzdálenější strany planetární mlhoviny se může rozšiřovat skrze celou mlhovinu bez jakékoliv absorpce. Díky tomu můžeme usoudit, že planetární mlhoviny jsou průhledné pro optické části spektra.
Fyzikální vlastnosti
Typická planetární mlhovina má zhruba světelný rok na délku a obsahuje extrémně zředěný plyn s hustotou obvykle kolem 1000 částic v cm3 - takže je asi biliarda-krát řidší než zemská atmosféra. Mladší planetární mlhoviny mají větší hustotu, někdy i vyšší než 106 částic na cm3. Jak mlhovina stárne, její rozpínání způsobuje snižování hustoty. Záření z centrální hvězdy ohřívá plyny na teploty asi 10 000 K. Navzdory intuici se teplota plynů se vzrůstající vzdáleností od centrální hvězdy zvyšuje. Čím energetičtější je foton, tím obtížněji je absorbovatelný a proto jsou nízkoenergetické fotony prvními, které jsou absorbovány. Ve vnějších objemnějších částech mlhoviny jsou nízkoenergetické fotony již pohlceny a zbývající vysokoenergetické fotony dávají mnohem vyšší teploty. Mlhoviny lze popisovat jako ohraničené zářením nebo ohraničené hmotou. V prvním případě je kolem hvězdy tolik hmoty, že jsou všechny její ultrafialové fotony absorbovány a viditelná mlhovina je obklopena množstvím neionizovaného plynu. V druhém případě vyzařuje centrální hvězda dost ultrafialového záření, aby ionizovala všechen okolní plyn.