Planetární mlhoviny rozšiřují plynové náboje, které jsou na konci své životnosti vypuzovány hvězdami podobnými Slunci. Slunce podobné hvězdy tráví většinu svého života spalováním vodíku do helia. Na konci této fáze vodíkové fúze tyto hvězdy zvětšují svůj průměr asi o faktor 100 a stávají se „červenými obřími hvězdami“. Na konci fáze červeného obra jsou vnější vrstvy hvězdy odfouknuty. Vypouštěný plyn se dále rozšiřuje ze zbývající centrální hvězdy, která se po ukončení veškeré jaderné fúze později mění na „bílého trpaslíka“. Astronomové věří, že se vytvoří planetární mlhovina, když rychlý hvězdný vítr, který přichází z centrální hvězdy, zachytí pomalejší vítr, který vznikl dříve, když hvězda vypustila většinu svých vnějších vrstev. Na hranici mezi dvěma větry dochází k šoku, který vytváří viditelnou hustou skořápku charakteristickou pro planetární mlhoviny. Plynový obal je vzrušený a zapálený světlem vyzařovaným horkou centrální hvězdou. Světlo z centrální hvězdy je schopné osvětlit planetární mlhovinu asi 10 000 let.
Pozorované tvary planetárních mlhovin jsou velmi záhadné: většina z nich (asi 80%) je spíše bipolární nebo eliptická než sféricky symetrická. Tato složitost vedla k nádherným a úžasným obrazům získaným pomocí moderních dalekohledů. Následující obrázky srovnávají planetární mlhoviny s bipolárními (vlevo) a sférickými (vpravo) tvary.
Důvod, proč většina planetárních mlhovin není sférický, není dobře pochopen. Dosud bylo zváženo několik hypotéz. Jeden z nich naznačuje, že podivné tvary planetárních mlhovin mohou být způsobeny nějakým odstředivým účinkem, který je výsledkem rychlé rotace červených obrů. Další teorie je taková, že symetrie větru hvězdy může být ovlivněna doprovodnou hvězdou. Nejnovější a přesvědčivé teorie vysvětlující tvary mlhovin však zahrnují magnetická pole.
Přítomnost magnetických polí by pěkně vysvětlovala komplikované tvary planetárních mlhovin, protože vystřelená hmota je zachycena podél čar magnetického pole. To lze přirovnat k železným pilinám uvězněným po liniích tyčového magnetu - klasická demonstrace v učebnách fyziky na střední škole. Protože silná magnetická pole na povrchu hvězdy také vyvíjejí tlak na plyn, může hmota snáze opustit hvězdu na magnetických pólech, kde je magnetické pole nejsilnější.
Existuje několik způsobů, jak lze magnetická pole vytvořit v blízkosti planetárních mlhovin. Magnetická pole mohou být vytvářena hvězdným dynamem během fáze, kdy je mlhovina vypuzována. Aby existovalo dynamo, musí se jádro hvězdy otáčet rychleji než obálka (jako je tomu na Slunci). Je také možné, že magnetická pole jsou fosilní pozůstatky předchozích fází hvězdného vývoje. Ve většině případů je hmota ve hvězdách tak elektricky vodivá, že magnetická pole mohou přežít miliony nebo miliardy let. Oba mechanismy, v kombinaci s interakcí vypuzené hmoty s okolním mezihvězdným plynem, by byly schopné tvarovat planetární mlhoviny.
Až donedávna byla myšlenka, že magnetická pole jsou důležitou součástí formování planetárních mlhovin, čistě teoretickým požadavkem. V roce 2002 byly nalezeny první náznaky přítomnosti těchto magnetických polí. Rádiová pozorování odhalila magnetická pole v obvodových obálkách obřích hvězd. Tyto obvodové obálky jsou skutečně předky planetárních mlhovin. V samotných mlhovinách však nikdy nebylo pozorováno žádné takové magnetické pole. Aby získali přímou stopu o přítomnosti magnetických polí v planetárních mlhovinách, rozhodli se astronomové zaměřit na centrální hvězdy, kde by magnetická pole měla přežít.
Tento první přímý důkaz byl nyní získán. Stefan Jordan a jeho tým poprvé detekovali magnetická pole v několika centrálních hvězdách planetárních mlhovin. Pomocí spektrografu FORS1 z 8m velkého dalekohledu třídy (VLT, European Southern Observatory, Chile) změřili polarizaci světla emitovaného čtyřmi z těchto hvězd. Polarizační podpisy ve spektrálních liniích umožňují stanovit intenzitu magnetických polí v pozorovaných hvězdách. V přítomnosti magnetického pole atomy mění svou energii charakteristickým způsobem; tento efekt se nazývá Zeemanův efekt a byl objeven v roce 1896 Pieterem Zeemanem v Leidenu (Nizozemsko). Pokud tyto atomy absorbují nebo emitují světlo, stává se polarizované. To umožňuje určit sílu magnetického pole měřením síly polarizace. Tyto polarizační podpisy jsou obvykle velmi slabé. Taková měření vyžadují velmi kvalitní data, která lze získat pouze pomocí dalekohledů třídy 8 metrů, jako je VLT.
Tým pozoroval čtyři centrální hvězdy planetárních mlhovin a ve všech z nich byly nalezeny magnetická pole. Tyto čtyři hvězdy byly vybrány, protože jejich přidružené planetární mlhoviny (pojmenované NGC 1360, HBDS1, EGB 5 a Abell 36) jsou všechny nesférické. Pokud je tedy hypotéza o magnetickém poli pro vysvětlení tvarů planetárních mlhovin správná, měly by tyto hvězdy mít silná magnetická pole. Tyto nové výsledky ukazují, že tomu tak skutečně je: síly detekovaných magnetických polí se pohybují od 1 000 do 3 000 Gauss, což je asi tisícinásobek intenzity globálního magnetického pole Slunce.
Tato nová pozorování publikovaná Stefanem Jordanem a jeho kolegy podporují hypotézu, že magnetická pole hrají hlavní roli při utváření planetárních mlhovin. Tým nyní plánuje hledat magnetická pole v centrálních hvězdách sférických planetárních mlhovin. Takové hvězdy by měly mít slabší magnetická pole než právě detekovaná. Tato budoucí pozorování umožní astronomům lépe kvantifikovat korelaci mezi magnetickými poli a podivnými tvary planetárních mlhovin.
V několika minulých letech vedla polarimetrická pozorování pomocí VLT k objevu magnetických polí ve velkém počtu hvězdných objektů v pozdních vývojových stádiích. Kromě lepšího pochopení těchto krásných planetárních mlhovin umožňuje detekce těchto magnetických polí i vědu o krok vpřed k objasnění vztahu mezi magnetickými poli a hvězdnou fyzikou.
Původní zdroj: NASA Astrobiology Story
