Planetaariset sumut

Planetaarisilla sumuilla ei nimestään huolimatta ole mitään tekemistä planeettojen kanssa. Nimitys on saanut alkunsa 18. vuosisadan visuaalihavainnoista, tuolloisilla havaintovälineillä planetaariset sumut muistuttivat ulkonäöltään lähinnä planeetan levymäistäkiekkoa (kuten Uranusta tai Neptunusta).

NGC-luettelossa vuodelta 1888 oli merkittynä 67 planetaarista, joista oikeiksi on osoittautunut ainoastaan 57. Vuonna 1934 planetaarisia tunnettiin 134 kappaletta. Vasta toisen maailmansodan jälkeen planetaaristen löytämisvauhti kiihtyi. Varsinaisen sysäyksen antoi tähtivalokuvaus eli P.O.S.S. (Palomar Observatory Sky Survey) ja myöhemmin eteläisellä taivaalla ESO-SERC.

Linnunradassa arvioidaan olevan 50 000 planetaarista, joista toistaiseksi tunnetaan ainoastaan vähän yli 1000.

Ekstragalaktiset planetaariset

Planetaarisia sumuja ei ole ainoastaan Linnunradassa vaan niitä on löydetty myös muista galakseista ja pallomaisista tähtijoukoista. Ensimmäinen ekstragalaktinen eli Linnunradan ulkopuolinen planetaarinen sumu oli pallomaisesta tähtijoukosta M15 vuonna 1928 löytynyt Pease 1.

Planetaarisia sumuja on löydetty Linnunradan seuralaisgalakseista Suuresta Magellanin pilvestä 137 ja Pienestä Magellanin pilvestä 51 kappaletta. Suuressa Magellanin pilvessä arvioidaan olevan 1000 planetaarista sumua ja pienessä 300 planetaarista sumua.

Andromedan galaksista on löydetty 371 planetaarista ja kaikkiaan niitä arvioidaan olevan 21 000 (jotka ovat kirkkaampia kuin 8 magnitudia). Joistakin yksittäisistä galakseista on löydetty myöskin planetaarisia sumuja. Nykyisin muista galakseista löydettyjen planetaaristen sumujen lukumäärä ylittää Linnunradasta havaittujen määrän.

Planetaaristen sumujen etäisyys

Planetaaristen sumujen etäisyyden määrittämiseen voidaan käyttää vain epäsuoria menetelmiä. Useimmat sumut (jopa 50%) ovat suurempi kuin on aikaisemmin osattu ajatella. Monissa planetaarisissa on myös jälkiä laajoista haloista. Halojen näkeminen on tärkeätä. Halo on lähtöisin myös itse punaisesta jättiläisestä ja kertoo siten koko prosessin rajuudesta. Laskujen mukaan halon massa saattaa olla jopa suurempi kuin itse sumu.

Planetaarisen sumun synty

Bumerangisumu Hubblen kuvaamana. Credit: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Planetaariset sumut syntyvät tavallisten Auringonkaltaisten tähtien toiminnan loppuessa. Viimeinen kehitysvaihe alkaa jo useita kymmeniä tuhansia vuosia aikaisemmin ennen kuin planetaarinen sumu muodostuu.

Tähden loppu alkaa olla käsillä kun sen ytimessä oleva vety on käytetty loppuun ja heliumin fuusioituminen raskaammiksi alkuaineiksi käynnistyy. Tapahtumaa nimitetään heliumleimahdukseksi.

Tämä prosessi tuottaa kuitenkin aikaisempaa enemmän energiaa. Lisääntyneen energiantuoton seurauksena lämpötila ja sisäinen paine kasvavat laajentaen tähden punaiseksi jättiläiseksi. Punaisessa jättiläistähtivaiheessa tähdestä lähtevä hiukkasvirtaus moninkertaistuu ja tähti puhaltaa uloimmista kerroksistaan ympäröivään avaruuteen runsaasti materiaa voimakkaana tähtituulena. Erityisesti ainetta pakenee ekvaattorin tasossa ympäröivään avaruuteen. Tähtituuli sisältää tähden muodostanutta kaasua (vetyä, heliumia ja vesihöyryä) sekä pölyä (enimmäkseen piioksidia).

Heliumleimahdus ei kuitenkaan kestä kuin muutamia kymmeniä tuhansia vuosia, jonka jälkeen myös helium loppuu tähden ytimestä. Energiantuotanto loppuu, tähti viilenee ja luhistuu. Tämän jälkeiset tapahtumat riippuvat siitä, kuinka massiivinen tähti on.

Aurinkomme ja tätä pienemmät tähdet luhistuvat maapallomme kokoiseksi valkoisiksi kääpiöiksi, jotka hiljalleen jäähtyvät mustiksi kääpiöiksi ja jäävät avaruuteen ajelehtimaan pimeänä massana. Tämän kokoiset tähdet muodostavat ympärilleen planetaarisen sumun, joka syntyy kun tähti puhaltaa uloimmat kaasukuorensa ympäröivään avaruuteen. Kaasukuori laajenee avaruuteen nopeudella 20-30km/s.

Mikäli tähti on yksittäinen (kuten oma Aurinkomme), avaruuteen joutunut materia muodostaa suhteellisen tasaisen, palonmuotoisen sumun tähden ympärille. Useimmat planetaariset sumut ovat todellisuudessa laajenevia palloja tähden ympärillä, mutta me näemme ne renkaana, koska laidoilla näkösäteemme suunnassa on enemmän kaasua.

Suurin osa tähdistä on kuitenkin kaksois- tai useampikertaisia tähtiä. Kumppanin olemassaolo vaikuttaa syntyvään sumuun siten, että siitä tulee enemmän tai vähemmän tiimalasin muotoinen. Myös tähdellä oleva voimakas magneettikenttä vaikuttaa syntyvän sumun muotoon.

Laajenevan kaasukuoren lisäksi jäljelle jää pieni, mutta kuuma (50000 - 100000 K) sininen tähti, jonka ultraviolettisäteily saa laajenevan kaasukuoren ionisoitumaan ja se alkaa loistamaan. Planetaaristen sumujen spektrissä nähdään useita samoja kirkkaita emissioviivoja kuin HII-alueissakin (ks. Valaisevat sumut).

Kissansilmäsumu. Credit: NASA, ESA, HEIC, and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

Planetaariset sumut ovat kuitenkin symmetrisempiä kuin HII-alueet ja ne laajenevat nopeammin. Planetaaristen sumujen elinikä onkin vain muutamia kymmeniä tuhansia vuosia, jona aikana ne sulautuvat tähtienväliseen aineeseen ja keskustähti jäähtyy valkeaksi kääpiöksi.

Keskustähden kirkkaus on normaalisti 13m-20m. Kaukoputkessa planetaariset sumut näkyvät pieninä ympyröinä tai munkkirinkilöinä. Keskustähti voi olla vaikea nähdä sumun seasta. Tosin usein keskustähti, joka on valkoinen kääpiö, on himmeämpi kuin 16m. Planetaariset sumut ovat havaintokohteita, joihin saa käyttää runsaasti suurennusta.

Radioteleskoopeilla on viime aikoina tehty havaintoja, joissa on nähty vanhan tähden suihkuttavan vesimolekyylejä kaaren muotoon melkein kuin puutarhaletkusta. Vanha tähti on muodostamassa ympärilleen planetaarista sumua. Tiedemiehet eivät ole pystyneet selittämään, miten suihkut syntyvät ja miksi ne kaartuvat. Tehty havainto voi kuitenkin auttaa selittämään planetaaristen sumujen varsin erikoisia muotoja; toiset planetaariset ovat hyvin symmetrisiä, toiset taas sisältävät hyvinkin monimutkaisia rakenteita.

Planetaaristen sumujen värit

Planetaaristen sumujen värit syntyvät kun sumun eri alkuaineet absorboivat valkoisen kääpiön lähettämää ultraviolettia valoa. Vastaanottamansa energian kaasut emittoivat pidemmillä aallonpituuksilla riippuen aineesta. Jokainen alkuaine lähettää valoa tietyllä aallonpituudella, joka on juuri ominaista tälle aineelle. Valon aallonpituudesta voidaan määrittää paitsi sitä lähettävä aine myös aineen liikenopeus, mahdolliset magneettikentät, niiden voimakkuus ja suunta, sekä valon läpäisemät pimeät kaasupilvet ja niiden fysikaalinen tila.

Useimpien planetaaristen sumujen näkyvästä energiasta 90 - 95 % säteilee O-III -aallonpituuksilla (eli 495,9 NM ja 500 NM), nämä aallonpituudet ovat myös lähellä silmän suurinta herkkyyttä (noin 550 NM), mistä johtuen useimmat planetaariset näkyvät visuaalisesti vihreinä tai sinivihreinä.

Planetaaristen luokittelu

Planetaaristen sumujen luokitteluun käytetään Vorontsov-Velyaminovin kehittämää menetelmää:

Koodeja yhdistelemällä saadaan esille monimutkaisemmat piirteet esim. 4+2a (rengas ja levy, joka on kirkkaampi keskustaltaan) tai 4+4 (kaksi rengasta). Jos sumussa näkyy paljain silmin väriä, se pitää erikseen mainita havainnoissa.

Esimerkiksi Lyyran rengassumun M57:n luokka on 4 + 3 eli siinä on sekä rengas että epäsäännöllinen levy. NGC 6803 taas vastaavasti on 2a eli säännöllinen levy joka on kirkkaampi keskustaltaan.

Taivaankappaleet