Planétové hmloviny rozširujú plynové škrupiny, ktoré sú na konci svojej životnosti vytlačené hviezdami podobnými Slnku. Slnečné hviezdy trávia väčšinu svojho života spaľovaním vodíka do hélia. Na konci tejto fázy vodíkovej fúzie tieto hviezdy zväčšia svoj priemer približne o faktor 100 a stávajú sa „červenými obrovskými hviezdami“. Na konci fázy červeného obra sú vonkajšie vrstvy hviezdy odfúknuté. Vstrekovaný plyn sa ďalej rozširuje zo zostávajúcej centrálnej hviezdy, ktorá sa po ukončení jadrovej fúzie neskôr zmení na „biely trpaslík“. Astronómovia veria, že sa vytvorí planetárna hmlovina, keď rýchly hviezdny vietor, ktorý vychádza z centrálnej hviezdy, zachytí pomalší vietor, ktorý vznikol skôr, keď hviezda vyhodila väčšinu svojich vonkajších vrstiev. Na hranici medzi dvoma vetrami sa vyskytuje šok, ktorý vytvára viditeľnú hustú škrupinu charakteristickú pre planetárne hmloviny. Plynový obal je vzrušený a osvetlený svetlom emitovaným horúcou centrálnou hviezdou. Svetlo z centrálnej hviezdy je schopné rozsvietiť planétovú hmlovinu asi 10 000 rokov.
Pozorované tvary planétových hmlovín sú veľmi záhadné: väčšina z nich (asi 80%) je skôr bipolárna alebo eliptická než sféricky symetrická. Táto zložitosť viedla k nádherným a úžasným obrázkom získaným pomocou moderných ďalekohľadov. Obrázky nižšie porovnávajú planétové hmloviny s bipolárnymi (ľavými) a sférickými (pravými) tvarmi.
Dôvod, prečo väčšina planetárnych hmlovín nie je sférický, nie je dobre známy. Doteraz sa zvažovalo niekoľko hypotéz. Jeden z nich naznačuje, že podivné tvary planétových hmlovín môžu byť spôsobené nejakým odstredivým účinkom, ktorý je výsledkom rýchlej rotácie červených gigantov. Ďalšou teóriou je, že symetria vetra hviezdy môže byť ovplyvnená sprievodnou hviezdou. Najnovšie a presvedčivé teórie vysvetľujúce tvary hmlovín však zahŕňajú magnetické polia.
Prítomnosť magnetických polí by pekne vysvetlila komplikované tvary planétových hmlovín, pretože vyhodená hmota je zachytená pozdĺž magnetických siločiar. Dá sa to porovnať so železnými pilinami uviaznutými po línii tyčového magnetu - klasická demonštrácia v učebniach fyziky na strednej škole. Pretože silné magnetické polia na povrchu hviezdy tiež vyvíjajú tlak na plyn, hmota môže hviezdu ľahšie opustiť pri magnetických póloch, kde je magnetické pole najsilnejšie.
V blízkosti planétových hmlovín je možné vytvoriť niekoľko magnetických polí. Magnetické polia môžu byť produkované hviezdnym dynamom počas fázy, keď je hmlovina vyhodená. Aby mohlo existovať dynamo, musí sa jadro hviezdy otáčať rýchlejšie ako obálka (ako je tomu v prípade Slnka). Je tiež možné, že magnetické polia sú fosílnymi pozostatkami predchádzajúcich štádií vývoja hviezd. Vo väčšine prípadov je hmota hviezd tak elektricky vodivá, že magnetické polia môžu prežiť milióny alebo miliardy rokov. Oba mechanizmy spolu s interakciou vyhadzovanej hmoty s okolitým medzihviezdnym plynom by boli schopné tvarovať planétové hmloviny.
Až donedávna bola myšlienka, že magnetické polia sú dôležitou zložkou pri formovaní planetárnych hmlovín, čisto teoretickým tvrdením. V roku 2002 sa našli prvé náznaky prítomnosti takýchto magnetických polí. Rádiové pozorovania odhalili magnetické polia v oblých hviezdach obrovských hviezd. Tieto obojstranné obálky sú skutočne predchodcami planétových hmlovín. V samotných hmlovinách však nebolo pozorované žiadne také magnetické pole. Na získanie priamej stopy o prítomnosti magnetických polí v planétových hmlovinách sa astronómovia rozhodli zamerať sa na stredné hviezdy, kde mali magnetické polia prežiť.
Tento prvý priamy dôkaz bol už získaný. Stefan Jordan a jeho tím prvýkrát odhalili magnetické pole v niekoľkých centrálnych hviezdach planetárnych hmlovín. Pomocou spektrografu FORS1 8-m triedy Large Large Telescope (VLT, European Southern Observatory, Chile) zmerali polarizáciu svetla emitovaného štyrmi z týchto hviezd. Polarizačné podpisy v spektrálnych čiarach umožňujú určiť intenzitu magnetických polí v pozorovaných hviezdach. V prítomnosti magnetického poľa atómy menia svoju energiu charakteristickým spôsobom; tento účinok sa nazýva Zeemanov efekt a bol objavený v roku 1896 Pieterom Zeemanom v Leidene (Holandsko). Ak tieto atómy absorbujú alebo emitujú svetlo, stáva sa polarizované. To umožňuje určiť silu magnetického poľa meraním sily polarizácie. Tieto polarizačné podpisy sú zvyčajne veľmi slabé. Takéto merania si vyžadujú veľmi kvalitné údaje, ktoré je možné získať iba pomocou ďalekohľadov triedy 8 metrov, ako je VLT.
Tím pozoroval štyri stredné hviezdy planétových hmlovín a magnetické polia sa našli vo všetkých z nich. Tieto štyri hviezdy boli vybrané, pretože ich pridružené planétové hmloviny (nazvané NGC 1360, HBDS1, EGB 5 a Abell 36) sú všetky sférické. Preto, ak je hypotéza o magnetickom poli na vysvetlenie tvarov planetárnych hmlovín správna, tieto hviezdy by mali mať silné magnetické pole. Tieto nové výsledky ukazujú, že to tak skutočne je: sily detekovaných magnetických polí sa pohybujú od 1 000 do 3 000 Gaussov, čo je asi tisícnásobok intenzity globálneho magnetického poľa Slnka.
Tieto nové pozorovania, ktoré publikoval Stefan Jordan a jeho kolegovia, podporujú hypotézu, že magnetické polia hrajú hlavnú úlohu pri formovaní planetárnych hmlovín. Tím teraz plánuje hľadať magnetické polia v centrálnych hviezdach sférických planetárnych hmlovín. Také hviezdy by mali mať slabšie magnetické polia ako tie, ktoré boli práve zistené. Tieto budúce pozorovania umožnia astronómom lepšie kvantifikovať koreláciu medzi magnetickými poľami a podivnými tvarmi planetárnych hmlovín.
V posledných niekoľkých rokoch viedli polarimetrické pozorovania pomocou VLT k objavu magnetických polí vo veľkom počte hviezdnych objektov v neskorých vývojových štádiách. Okrem zlepšenia nášho chápania tejto krásnej formy planétových hmlovín umožňuje detekcia týchto magnetických polí aj vedu urobiť krok vpred k objasneniu vzťahu medzi magnetickými poľami a hviezdnou fyzikou.
Pôvodný zdroj: NASA Astrobiology Story
