Posmatrane manjim teleskopom, planetarne magline neodoljivo podsećaju na diskove planeta, otud su i dobile ime. Planetarne magline su gasoviti ostaci atmosfera umrlih zvezda. Na fotografijama, snimljenim velikim teleskopima i dugim eskpozicijama opažamo raznolikost čudnovatih oblika koje smaterijaaju gasovi u maglinama. Za mnoge su to najlepši objekti na nebu. Za astrofizičare to su najbolje kosmičke laboratorije, u kojima mogu u prirodnim uslovima proučavati fizičke procese u međuzvezdanoj materiji.

Kliknite na sliku Prstenasta planetarna maglina M57 u sazvežđu Lire jedna je od najpoznatijih. Njena nam svetlost stiže s udaljenosti od 1.410 s.g. (Hubble Heritage Team AURA/STScI/NASA/ESA).

Danas znamo da su to u pravilu bele zvezde spektralnog tipa O s vrlo visokim površinskim temperaturama koje dostižu do 100.000 K i spektrima sličnim onima kao kod vrućih zvezda tipa Wolf-Rayet. S druge strane, njihov slabašni sjaj govori kako se radi o majušnim zvezdama, dakle – belim patuljcima. Zračenje tih zvezda naročito je intenzivno u nevidljivom ultraljubičastom delu spektra. Gasovi i čestice od kojih je maglina sazdana, upijaju to zračenje i reemitiraju ga u vidljivom delu spektra - pojava dobro poznata fizičarima kao fluorescencija. Gasovi u maglici su jonizovani. Ta pojava nam omogućuje da maglinu vidimo u optičkom teleskopu.

Kratki život magline

Prva spektralna istraživanja potvrdila su postojanje dve moćnih linija u spektrima planetarnih maglina koje se nisu mogle povezati ni sa jednom od poznatih linija hemijskih elemenata. Linije se javljaju pri talasnim dužinama 495,9 i 500,7 nanometara. S razvojem spektroskopije godine 1927. uspelo se tajanstvene dve linije, koje su označene kao N₁ i N₂, objasniti linijama dvostruko jonizovanog kiseonika i azota.

Planetarne magline veoma su prozračne. Srednja koncentracija čestica iznosi oko 1.000 čestica na cm³, što je 10²⁴ puta manje nego koncentracija molekula u atmosferi Zemlje. Ultraljubičasto zračenje središnje zvezde zagrejava gas u maglici na temperaturu do 10.000 K. Višegodišnja proučavanja dovela su do otkrića niza zanimljivih procesa, karakterističnih za razređenu plazmu u polju snažnog ultraljubičastog zračenja.

Kliknite na sliku Neobična planetarna maglina Eskimo u sazvežđu Blizanaca (NASA, ESA, STScI, ERO team).

Hemijski sastav planetarnih maglina otkriven je spektralnom analizom. Uočena je velika prisutnost vodonika i helijuma i drugih elemenata - kiseonika, ugljenika itd. - ali u znatno manjim količinama. Zanimljivo je da u sastavu planetarnih maglina ima ugljenika više od pet puta nego na Suncu.

Sastavnim spektroskopskim proučavanjima velikog broja planetarnih maglina astronomi su utvrdili da se mešavina gasova od kojih su sazdane razlikuje takođe u zavisnosti od udaljenosti magline od središta i ekvatorijalne ravni naše Galaksije.

Do danas je katalogizirano oko 1.500 planetarnih maglina. Većina ih se nalazi blizu ravni Mlečnog puta, najviše se koncetrišu blizu galaktičkog jezgra. Vrlo retko se opažaju u zvezdanim jatima. Ako sa dovoljnom točnošću odredimo udaljenosti do planetarnih maglina i proučimo njihov prostorni raspored u Galaksiji, možemo izračunati njihov ukupan broj u Mlečnom putu - prema današnjim proračunima ukupno ih ima oko 40.000.

Kliknite na sliku Sl. 3. Planetarna maglina Mačje oko (NGC 6543) u sazvežđu Zmaja jedna je od najsloženijih, najverojatnije je nastala u dvojnom zvezdanom sastavu. Njena starost iznosi oko 1.000 godina (ESA, NASA, HEIC and The Hubble Heritage Team STScI/AURA).

Gas koji čini planetarnu maglinu, stalno se širi brzinom od oko 30 km/s. Usled toga gustina gasa brzo pada, a s tim u vezi slabi i sjaj magline, koja na kraju prestaje biti vidljiva. Životni vek planetarne magline - vremen za koje je ona vidljiva, iznosi svega nekoliko desetaka hiljada godina.

Nastajanje planetarnih maglina je neizbežna  posledica razvoja «normalnih« zvezda  glavnog niza Hertzsprung-Russellovog dijagrama, s masom 1 do 5 masa Sunca. Kroz nekih 7 do 8 milijardi godina  takva sudbina najveroatnije čeka i naše Sunce..

Znamo da se planetarne magline neprestano šire. Ako znamo brzinu širenja i sadašnji veličinu magline, možemo se u mislima vratiti u prošlost - u vreme kada je veličina magline bio stotinu puta manja, a gustina desetak milijuna puta veća. Bili su to kompaktni objekti s srednjom koncentracijom atoma 10¹¹ na kubni centimetar i veličine približno deset astronomskih jedinica. Kompaktan objekt s površinskom  gustinom od oko 100 g po kubičnom centimetru, neproziran je za zračenje jezgra, usled čega je jonizovan samo onaj deo vodonikove omotača neposredno oko jezgra. U spoljašnjim slojevima debelog omotača, na koju može otpasti veći deo mase, vodonik je neutralan i uglavnom u molekularnom obliku. Temperatura tih slojeva je 2.000 do 3.000 stepeni.

Kliknite na sliku Sl. 4. Mlada planetarna maglina MyCn18 ima oblik peščanog sata, udaljena je od nas 8.000 s.g. (JPL,WFPC2 science team, NASA/ESA).

Objekti takvih osobina mogu biti samo džinovske zvezde, astronomima poznate kao - crveni džinovi. U naše vreme je posve jasno da planetarne magline nastaju kad se od zvezde odvoji debeli spoljašnji omotač. Zvezda u središtu planetarne magline je “obnažena” jezgrom nekad džinovske crvene zvezde.

Zašto se spoljašnji slojevi zvezde odvoje od središta i rasprše u međuzvezdanom prostoru? Na to pitanje teško je dati pouzdan odgovor, posve je sigurno da su mehanizmi izbacivanja omotača mnogobrojni. Posebnu ulogu u odvajanju omotača ima tlak zračenja vruće jezgra koji nadvladava silu gravitacijskog privlačenja i ovojnica otplovi u svemir. Astronomi vjeruju da odvajanje spoljašnje omotača od jezgra nema eksplozivni karakter, sve započinje posve mirno, s «nultom» brzinom.

Kliknite na sliku Planetarna maglina Helix u Vodenjaku jedna je od najbližih. Udaljena je samo 470 s.g. (NASA, NOAO, ESA, STScI, NRAO).

Nakon što je spoljašnji sloj bogat vodonikom odbačen u svemir, od zvezde je ostala tek majušno jezgro, ne veće od našega Sunca. Spoljašnji slojevi su sa sobom odneli većinu preostalog vodonika i helijuma pa su u središtu zvezde termonuklearne reakcije zamrle. Jezgro se naglo sažme na veličinu Zemljine kugle, pri čemu ne eksplodira. Zvezda se jako zagreje i temperatura na površini dosegne 100.000 Kelvina. S obzirom na to da je tokom dosadašnje evolucije zvezda potpuno utrošila nuklearno gorivo, izuzev tankog površinskog sloja od helijuma, ona će tokom narednih nekoliko milijardi godina postupno hladeti, dok se posve ne ugasi i postane hladno, tamno telo. Planetarna maglina, koja je zvezdu krasila tokom prvih nekoliko hiljada godina, davno se već raspršila u međuzvezdanom prostoru.

Kliknite na sliku Snimka magline Helix načinjena u infracrvenom delu spektra, pokazuje ogroman oblak međuzvezdanog gasa i prašine, koji se poput zavese «kometskih repova», prstenasto prostire oko središnje zvezde (Spitzer space telescope/NASA).

Proučavanje planetarnih maglina

Uloga planetarnih maglina u galaktičkim procesima velika je i važna. Crveni džin u stadijumu koji prethodi pojavi magline obogaćuje zvezdanim vetrom međuzvezdani prostor raznim oblicima materije. Razrjđivanjem i sama planetarna maglina prelazi u međuzvezdani prostor obogaćujući ga težim elementima nastalim u raznim nuklearnim procesima čime se menja sastav međuzvezdanog materijala. Procjenjuje se da u jednoj godini planetarne magline pridonesu galaktičkom prostoru 0,1 do 0,2 M₀ prerađene materiji.

Do sada razmatrani evolucijski put - crveni džin, planetarna maglina, beli patuljak - čeka većinu zvezda u našoj galaksiji jer se njihova masa nalazi u rasponu između 1 i 5 Sunčevih masa. Mali broj masivnijih zvezda ima kudikamo burniju evoluciju: poslije kolosalne eksplozije supernove zavisno o masi završavaju kao neutronske zvezde ili crne rupe. Za razliku od masivnih zvezda, manje masivne zvezde (manje od 0,85 Sunčeve mase) imaju tako sporu evoluciju da im vreme od 20 milijardi godina nije bilo dovoljno da se pomare s glavnog niza Hertzsprung-Russellova dijagrama.

Posljednjih deset godina astronomi posebnu pažnju posvećuju proučavanju planetarnih maglina u različitim delovima elektromagnetskog spektra. Posebno je važno proučavanje raspodele neutralnog i jonizovanog vodonika, koje se provodi u radio oblasti na dužini od 21 centimetra.

Kliknite na sliku Dumbell maglina (Bučica) u sazvežđu Lisice ili M 27, udaljena je od nas 800 s.g. Zvezda u središtu magline bila je izvor magline prije otprilike 10.000 godina, površinska temperatura zvezde jedna je među najvišima poznatima, doseže čak 125.000 K. Snimka: Robert Vanderbei.

Većinom su planetarne magline simetrične i približno okrugle, ali postoje i u vrlo različitim oblicima, ponekad vrlo složenim. Posmatrana struktura planetarnih maglina u pojedinim slučajevima potvrđuje postojanje dvojnih ili trojnih omotača; do sada je poznato tridesetak takvih primeraka. Pretpostavlja se da su pojedini delovi spoljašnje omotača izbacivani postupno, u više faza.

Neke od planetarnih maglina su dvopolne, jedna ima čak oblik pravougaonika. Još uvek nije dovoljno jasno što dovodi do tolike raznolikosti oblika, pretpostavlja se da ih mogu uzrokovati gravitacijski uticaji zvezda pratilica, ako je središnja zvezda dvojna. Druga mogućnost je da planeti prilikom nastanka magline ometaju odvajanje materije od zvezde.

Posebnost bliskih dvojnih zvezda

Zanimljiva je još jedna činjenica. Danas znamo, da više od 50 posto svih zvezda ulazi u sastav dvojnih i višestrukih sastava. Kako to uskladiti s činjenicom, da je od 1.500 poznatih planetarnih maglina samo u njih desetak posmatrano dvostruko jezgro?

Kliknite na sliku Planetarna maglina Minkovski 2-9 u sazvežđu Zmijonošca je primjer magline leptira. Gas se u dva mlaza širi brzinom od 320 km/s. Maglina je stara 1.200 godina.

Odgovor na to pitanje se nalazi u posebnostima evolucije tesnih dvojnih zvezda. Poznato je da evolucija masivnije komponente teče brže, ali zvezda ovde ne mora doživeti fazu crvenog džina - barem ne takvog prečnika koji bi omogućio površinskim slojevima da budu izbačeni u vidu planetarne magline. Kad prečnik zvezde naraste do kritične vrijednosti, dolazi do pretakanja materije na manje masivnu komponentu, i to spoljašnjeg omotača bogatog vodonikom. Ostaje užarena zvezda od helijuma, koja će u zavisnosti o preostaloj masi evoluirati u belog patuljka ili neutronsku zvezdu. Na ovom stadiju zvezdane  evolucije, masivnije zvezde mogu eksplodirati u vidu supernove, a konačan oblik može biti i crna jama.

Ako je pak došlo do mirnog kraja i prva zvezda završi kao beli patuljak, za nekoliko milijardi godina događaj će se ponoviti, ali sada u suprotnom smeru. Naime druga komponenta narašće u crvenog džina, gasovita materija spoljašnjeg omotača postepeno se prenosi na belog patuljka. Ni u jednom od tih slučajeva neće nastati planetarna maglina.

Kliknite na sliku Red Rectangle (Crveni pravokutnik) je planetarna maglica u nastajanju. Stepenasta struktura potječe od periodičkih izbacivanja vanjskih slojeva zvijezde koje je započelo prije 14.000 godina (NASA/ESA, Catholic University of Leuven, Belgium, University of California, USA).

Posmatrani malobrojni slučajevi dvojnih jezgara kod planetarnih maglina objašnjavaju se evolucijom bliskog dvojnog sastava u kojem su se zvezde razvijale istovremeno i istovremeno narasle u crvenog džina. Gasovite atmosfere obe zvezda slile su se u zajednički omotač koja je obavijala obe zvezde.

Sve su to za sada samo pretpostavke, još uvek prilično smo daleko od razumjevanja zanimljivih i složenih procesa u završnim fazama evolucije zvezda.