Planetární mlhoviny – vývoj

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.

Animace symbiotického systému složeného z horkého degenerovaného CO trpaslíka a chladného rudého obra. Trpaslík UV zářením zahřívá plyn vzdalující se od rudého obra. Zdroj: www.ing.iac.es

V případě, že okolo vyvíjejícího se rudého obra obíhá nějaká planeta (velikosti Jupitera), můžeme po jejím vstupu do atmosféry hvězdy pozorovat zjasnění hvězdy a dokonce přítomnost nových prvků, jako například u pozorované hvězdy V838 Mon, kde bylo zjištěno lithium. Lithium se při tom ve hvězdách tohoto typu dlouhodobě nevyskytuje, zato jej obsahují planety právě o velikosti Jupitera.

Fáze protoplanetární mlhoviny

Velice chladná mlhovina Bumerang, která je ve fázi 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.

Fáze planetární mlhoviny

Ve většině případů po první ztrátě hmoty proces nekončí. Hvězda začne zvětšovat svůj jas a pomalý (~10 km.s^-1) hvězdný vítr odnáší stále větší množství hmoty z centrální hvězdy. Rychlost hvězdného větru se zvětšuje, hustota se zmenšuje, ale odnáší stále více hmoty, a když ztráta hmoty dosáhne hodnoty 10^-4 M_Slunce/rok, následuje fáze tzv. supervětru. Tento vítr pak velmi rychle přemisťuje hmotu v okolí hvězdy, vymetá z okolí hvězdy prach, zahřívá a tlačí jej před sebou směrem pryč od hvězdy, což má zásadní vliv na vzhled mlhoviny.

Ztráta hmoty může v určitých případech probíhat i odlišně, a to: například u  symbiotického systému může rotací vzniknout přechodný akreční disk a tím i odvržení hmoty. Nemusíme nutně pozorovat všechny objekty symbiotického systému, protože mohou být velmi blízko centrální hvězdě, ale důkazem tohoto symbiotického systému jsou výrazné jety ve směru pólové osy, které mohou podléhat precesnímu pohybu.

Podle Pikel'nerova modelu hvězdných větrů v planetární mlhovině rychlé větry začnou předbíhat dřívější větry pomalé a vytváří jakousi dutinu uvnitř mlhoviny. Protože však nejsou PM vždy sférické, tak je nutno poznamenat, že ani hvězdný vítr není sférický a je hustší v rovině rovníku, což je pravděpodobně způsobeno společníkem mateřské hvězdy, jak již bylo zmíněno výše.

Do fáze planetární mlhoviny (nebo do fáze jí podobné) se hvězda dostane, pokud má hmotnost mezi 1,4 M_Slunce a 8 M_Slunce.

Počítačová simulace kuželovitého výtrysku plynu do mírně zploštělé atmosféry bipolární mlhoviny Mz 3. V animaci jsou čtvrtiny průřezu mlhovinou. Animace vlevo ukazuje vývoj hustoty, prostřední teploty a vpravo rychlosti plynu. Centrální hvězda mlhoviny je v každé části v levém dolním rohu. Červená barva zastupuje maximální hodnoty a modrá minimální. Animace je vertikálně cylindricky symetrická a horizontálně zrcadlově symetrická.
Zdroj: http://www.strw.leidenuniv.nl/~icke/html/VincentPN.html

„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^-1. 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 = (Δ(λ)/λ)c. 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.

a) Planetární mlhovina se rozpíná rychlostí V

b) Tvar jejich emisních linií

S výjimkou vodíkových a heliových čar jsou šířky složek spektrálních čar skoro identické a odpovídají rychlosti 10 km.s^-1. Protože rychlost rozpínání je dvakrát nebo třikrát větší a téměř stejná pro všechny planetární mlhoviny, můžeme předpokládat, že turbulentní rychlosti v planetární mlhovině jsou malé v porovnání s rozpínáním mlhoviny. U planetárních mlhovin se stává, že rozmístění jasu v prostoru disku není stejné. V různých případech získáváme velmi odlišné hodnoty v rozložení jasných oblastí. Intenzita fluktuací se shoduje (u menších úhlů) s kolísáním koncentrací elektronů (iontů). Jestliže předpokládáme, že kolísání v rozložení koncentrace elektronů je vázáno k turbulentním pohybům, pak bychom mohli očekávat přítomnost kolísání v rychlostech vnitřních pohybů. Bohužel doposud nemůžeme tuto teorii podložit pozorováním, které by ji potvrdilo.

Rychlost rozpínání se určuje emisními čarami HI, HeII, [SII], [OII], [ArIV], [NeIII], [NeV] a nejčastěji [OIII]. Bylo pozorováno 300 planetárních mlhovin se známou velikostí rychlosti rozpínání (údaj z roku 1989). Mezi nimi jsou objekty s téměř nulovou rychlostí rozpínání (IC 418, A 35) a také s vysokou rychlostí (2V₀ = 70-80 km.s^-1). Rychlost rozpínání větší než 2V₀=100 km.s^-1 byla zjištěna u NGC 2392.

Spektrogram Prstencové mlhoviny

Z analýzy dat získaných pozorováním dostáváme zajímavé a nečekané údaje. Jeden z nich se vztahuje ke gradientu rychlosti rozpínání v planetární mlhovině. Rychlost rozpínání průměrně ubývá s přírůstkem ionizačního potenciálu iontu nebo atomu excitující danou emisní čáru. Pro tři objekty tato závislost 2V₀ (km.s^-1) na ionizačním potenciálu je:

Na základě vztahu mezi rozměrem planetární mlhoviny a ionizačním potenciálem emisních čar můžeme říci, že zde existuje gradient rychlosti rozpínání uvnitř samotné planetární mlhoviny, tj. vnější slupky se rozpínají rychleji než vnitřní.

Animace vývoje planetární mlhoviny Helix

Další animace vývoje planetární mlhoviny Helix