planetaariset sumut ovat tähtitieteellisiä kohteita, jotka koostuvat pääasiassa kaasumaisista aineista. Ne ovat kooltaan pidennettyjä ja ulkonäöltään sumeita, ja niissä on yleensä jonkinasteista symmetriaa. Tähtisumua valaisee keskustähti, joka on joskus liian heikko näkyväksi. Vaikka galaksit ja tähtijoukot ryhmiteltiin aluksi ”tähtisumujen” luokkaan, tiedämme nyt, että galaksit ja tähtijoukot koostuvat tähdistä, kun taas planetaariset Tähtisumut ovat kaasumaisia.

Planetaariset sumut löysivät tähtitieteilijät jo 1700-luvulla, ja neljä planetaarista sumua sisällytettiin Charles Messierin vuonna 1784 laatimaan sumujen luetteloon. Tunnetuin planetaarinen sumu on Lyyran tähdistössä sijaitseva Rengassumu (Kuva 1), joka on helppo havaita pienellä kaukoputkella kesällä pohjoiselta pallonpuoliskolta. Termin ”planetaariset Tähtisumut” keksi William Herschel, koska ne muistuttavat selvästi Uranuksen ja Neptunuksen kaltaisten planeettojen vihertäviä levyjä. Tämä osoittautui valitettavaksi harhaanjohtavaksi nimitykseksi, sillä planetaarisilla sumuilla ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa.

Kuva 1: Hubble-avaruusteleskoopin kuva NGC 6720: stä, Rengassumusta (Luoto: NASA ja Space Telescope Science Institute).

• 1 planetaaristen sumujen Fysikaaliset ja spektriset ominaisuudet
• 2 planetaarista sumua tähtien evoluution vaiheena
• 3 planetaaristen sumujen morfologia
• 4 planetaaristen sumujen löytyminen ja jakautuminen
• 5 planetaaristen sumujen kemia
• 6 viittausta
• 7 Katso myös

planetaaristen sumujen Fysikaaliset ja spektriset ominaisuudet

planetaariset sumut ovat tyypillisesti yhden valovuoden läpimittaisia ja laajenevat noin 20-50 kilometrin sekuntivauhdilla. Sumujen tiheys on hyvin pieni, vaihdellen useista sadoista miljooniin atomeihin kuutiosenttimetrissä. Tällaiset olosuhteet ovat paremmat kuin mikään tyhjiö, jonka maan päällä voi saavuttaa. Kaasusumun lämpötila on noin 10 000 celsiusastetta, ja planetaaristen sumujen keskustähdet ovat maailmankaikkeuden kuumimpia tähtiä, joiden lämpötila on 25 000-200 000 celsiusastetta. Keskustähdet ovat myös hyvin valovoimaisia, yleensä satojatuhansia kertoja valovoimaisempia kuin aurinko. Korkean lämpötilansa vuoksi ne kuitenkin säteilevät pääasiassa ultraviolettivalossa ja ovat usein himmeitä näkyvässä valossa.

planetaaristen tähtisumujen spektrit poikkeavat olennaisesti tähtien spektreistä. Planetaaristen sumujen spektrejä hallitsevat atomien ja ionien emittoimat diskreetit emissioviivat sen sijaan, että ne olisivat jatkuvassa värissä punaisesta siniseen, kuten auringon tapauksessa. Toisin kuin tähdillä, joiden jatkuvat spektrit antavat niille yhdistelmävalkoisen ulkomuodon, planetaarisilla sumuilla on runsaasti erilaisia värejä. Joitakin esimerkkejä voimakkaista emissioviivoista ovat vedyn punainen viiva ja kaksinkertaisesti ionisoituneen hapen vihreä viiva (o++). Näiden kirkkaiden emissioviivojen voimanlähteenä on keskustähti, joka on koko tähtisumun energianlähde. Tähtisumun atomit sieppaavat keskustähden lähettämän ultraviolettivalon, joka muuttuu näkyväksi viivasäteilyksi. Ensin ultraviolettivalo poistaa atomilta elektroneja (fotoionisaatioksi kutsutussa prosessissa). Tämän jälkeen vapautuneet elektronit joko rekombinoituvat ionin kanssa ja emittoivat rekombinaatioviivan tai törmäävät muihin atomeihin ja ioneihin aiheuttaen törmäyslinjan emission. Alhaisen tiheyden vuoksi atomiviivat, jotka yleensä tukahdutetaan korkean tiheyden olosuhteissa kuten maan laboratoriossa, mutta joita voidaan tuottaa planetaaristen sumujen alhaisissa tiheysolosuhteissa. Nämä ”kielletyt viivat” (joista happivihreä viiva on esimerkki) ovat hyvin näkyvästi planetaarisissa sumuissa, mikä tekee niistä ihanteellisia laboratorioita atomifysiikan tutkimiseen (Aller 1991).

Planetaariset sumut kuuluvat niihin harvoihin taivaankappaleiden luokkiin, jotka säteilevät voimakkaasti koko sähkömagneettisessa spektrissä radiosta röntgensäteilyyn. Radiojatkumosäteilyä säteilee sumun ionisoitunut kaasukomponentti. Molekyyli-ja solid-state-komponentit edistävät säteilyä infrapuna-ja submillimetri-aaltoalueilla (KS.jäljempänä). Optista aluetta hallitsevat ionisoituneen kaasun atomiviivapäästöt. Vuorovaikuttavien tuulien synnyttämä miljoonan asteen kupla erittäin matalatiheyksistä kaasua tuottaa röntgensäteilyä.

Planetaariset sumut tähtien evoluution vaiheena

vaikka planetaaristen sumujen olemassaolo on tiedetty yli 200 vuoden ajan, niiden alkuperä ymmärrettiin vasta suhteellisen hiljattain. Vuonna 1956 venäläinen tähtitieteilijä Josif Shklovski esitti, että planetaariset Tähtisumut edustavat tähtikehän myöhäisvaiheen kohteita ja ovat punaisten jättiläisten jälkeläisiä ja valkoisten kääpiöiden esiasteita (Shklovski 1978). Tätä hypoteesia tuki U. S. tähtitieteilijät George Abell ja Peter Goldreich esittivät vuonna 1966, että Tähtisumut edustavat punaisten jättiläisten sinkoutuneita ilmakehiä ja että keskustähdet ovat jäänteitä punaisista jättiläisytimistä. Heittäytymisen fyysinen syy ei kuitenkaan ollut tiedossa. Vuonna 1970 puolalainen tähtitieteilijä Bohdan Paczynski totesi, että planetaaristen tähtisumujen keskustähdet ovat asymptoottisten jättiläishaaratähtien ytimiä (eräs hyvin vanhojen punaisten jättiläisten tyyppi) ja että ne tuottavat energiaa polttamalla vetyä ydinkuoressa ytimen yläpuolella (Paczynski 1970). Paczynskin laskemat evolutionaariset radat, joita saksalainen tähtitieteilijä Detlef Schönberner jatkoi (Schönberner 1981), määrittelevät planetaaristen sumujen evoluution tarkan reitin tähtienkehityksen myöhäisvaiheiden järjestelmässä.

tähtisumun heittäytymisongelma ratkaistiin vuonna 1978, kun kanadalaiset tähtitieteilijät Sun Kwok, Chris Purton ja Pim FitzGerald jäljittivät tähtisumun alkuperän asymptoottisista jättiläishaaratähdistä peräisin oleviin tähtituuliin ja osoittivat, että tähtisumun kuorimainen rakenne on seurausta kahden tähtituulen törmäyksestä johtuvasta ”lumiaura”-ilmiöstä. Tätä ”vuorovaikuttavaa tuulimallia”on käytetty laajalti mallintamaan planetaaristen sumujen morfologista rakennetta (Balick & Frank 2002). Nykyinen käsityksemme on, että tähdet, joiden massa on 1-8 kertaa Auringon massa, kehittyvät planetaarisen tähtisumuvaiheen kautta. Koska nämä tähdet muodostavat noin 95% Koko galaktisesta tähtipopulaatiosta, planetaariset Tähtisumut, eivät supernovat, ovat useimpien tähtien lopullinen kohtalo. Laajempi kuvaus nykyisestä käsityksestämme planetaaristen sumujen alkuperästä ja kehityksestä löytyy tästä kirjasta.

kuva 2: Proto-planetaarinen sumu Hattarasumu (IRAS 17150-3224) Scorpiuksen tähdistössä Hubble-avaruusteleskoopin havaitsemana (kredit: Sun Kwok, Bruce Hrivnak ja Kate Su).

Planetaariset sumut ovat nopeasti kehittyviä kappaleita. Siitä, kun tähti lähtee asymptoottisesta jättiläishaarasta, siihen, kun se polttaa käytettävissä olevan vetypolttoaineen loppuun ja vähitellen haalistuu valkoiseksi kääpiöksi, kokonaisaika on useita kymmeniä tuhansia vuosia. Koska tähtien tyypilliset eliniät mitataan miljardeina vuosina, planetaariset sumut edustavat näin ollen lyhyttä kirkkauden vaihetta, joka on lähellä tähden elämän loppua. Siirtyminen asymptoottisesta jättiläishaarasta fotoionisaation alkuun eli keskustähden lämpötilan noustessa 25 000 asteeseen on noin useita tuhansia vuosia. Tämän vaiheen aikana tähtisumu ei loista viivasäteilyllä, vaan ainoastaan keskustähdestä heijastuvan valon avulla. Tämän siirtymäkauden kohteet, jotka tunnetaan nimellä ”proto-planetaariset sumut” (kuva 2), edustivat puuttuvaa rengasta käsityksessämme planetaaristen sumujen evoluutiosta. Proto-planetaariset sumut löydettiin vasta 1980-luvulla, ja niiden havainnot antavat kaivattua tietoa planetaaristen sumujen morfologisesta, dynaamisesta ja kemiallisesta kehityksestä.

planetaaristen sumujen morfologia

kuva 3: Kaksisuuntainen sumu NGC 2346 Monoceroksen tähdistössä (kredit: NASA and Space Telescope Science Institute).

Planetaarisissa sumuissa on erilaisia morfologisia rakenteita, jotka tekevät niistä paitsi kauniita katsoa myös haastavia ymmärtää. Hubble-avaruusteleskoopin tarjoama suuri herkkyys ja erotuskyky ovat suuresti laajentaneet näkemyksiämme planetaarisista sumuista (KS.kuvat Kwok 2001: ssä). Vaikka monissa planetaarisissa sumuissa on samanlaisia kuorimaisia rakenteita kuin Rengassumussa, joissakin esiintyy perhosmaisia rakenteita, joissa on pari kaksisuuntaista lohkoa (kuva 3). Muita tunnettuja bipolaarisia planetaarisia sumuja ovat NGC 6302 Scorpiuksella, Hubble 5 Jousimiehellä, NGC 6537 Jousimiehellä jne. Nykyisen ajattelun mukaan bipolaarilohkot syntyvät nopeasta, kollimoituneesta tähtituulesta, joskaan tämän tuulen suunnan fyysistä alkuperää ei ymmärretä. Tähtitieteilijät uskovat nyt, että muutos pallomaisesta kaksisuuntaiseen muotoon tapahtuu hyvin nopeasti, luultavasti useiden satojen vuosien kuluessa.

Hubble-avaruusteleskoopin havainnot ovat paljastaneet, että monissa planetaarisissa sumuissa on useita kerroksia, ja nämä on merkitty ”kuoriksi”, ”kruunuiksi” ja ”haloiksi”. Tietokonemallinnus (Steffen & Schoenberner 2006) on osoittanut, että nämä moninkertaiset kuorirakenteet ovat vuorovaikutteisten tuulten dynaamisia seurauksia (katso edellinen jakso), sekä kehittyvän keskustähden muuttuvia fotoionisaatiovaikutuksia. Muita pieniä morfologisia rakenteita ovat kaaret, renkaat, suihkut, ansaet ja useita lohkoja ja ne luultavasti kuvastavat episodista ja/tai suuntaa muuttavaa luonnetta tähtituulet (Kuva 4).

Kuva 4: Planetaarisen tähtisumun NGC 6543 ympärillä voidaan nähdä ympyränmuotoisia samankeskisiä kaaria (kredit: NASA and Space Telescope Science Institute).

planetaaristen sumujen runsaat morfologiset rakenteet viittaavat siihen, että työssä on monimutkaisia dynamisia prosesseja, joihin liittyy esimerkiksi ejektioita, kollimaatiota ja prekessiota. Näiden morfologisten rakenteiden takana olevien fysikaalisten mekanismien parempi ymmärtäminen auttaa tähtitieteilijöitä ymmärtämään kaukaisempia ilmiöitä, kuten aktiivisia galaktisia ytimiä.

planetaaristen sumujen löytyminen ja jakautuminen

Planetaariset sumut tunnistetaan yleensä niiden emissioviivaspektristä. Viimeisimmät löydöt uusista planetaarisista sumuista ovat seurausta galaksin kuvantamistutkimuksista, joissa käytetään kapeakaistaista suodatinta Ha-viivan ympärillä (Parker et al. 2006). Näin emissiosumut voidaan helposti erottaa tähdistä. Linnunradan galaksissa on luetteloitu noin 2 500 planetaarista sumua, mutta galaktisen pölyn tummumisen ja tutkimusten keskeneräisyyden vuoksi kokonaispopulaation arvellaan olevan noin kymmenkertainen määrä. Spektristen yhtäläisyyksien vuoksi planetaariset sumut voidaan sekoittaa muihin emissioviivan kohteisiin, kuten HII-alueisiin (nuoriin tähtiin liittyvät sumut), symbioottisiin tähtiin tai novae-tähtiin (molemmat ovat binääritähtien evoluution tuloksia). Useimmat Linnunradan galaksin planetaariset Tähtisumut jakautuvat Galaktisen tason ympärille, sillä niiden kantaisät laskeutuvat keskimassaisesta tähtipopulaatiosta.

koska planetaaristen sumujen valo on keskittynyt emissioviivoihin, ne voidaan helposti erottaa tähdistä myös kaukana sijaitsevissa galakseissa. Tuhansia planetaarisia tähtisumuja on nyt luetteloitu ulkogalakseissa jopa 100 miljoonan valovuoden päässä. Planetaarisia sumuja on käytetty laajasti standardikynttilöinä maailmankaikkeuden iän ja koon määrittämiseksi (Jacoby 1989). Seuraamalla galaksien planetaaristen sumujen nopeuskuvioita tähtitieteilijät voivat myös kartoittaa pimeän aineen jakautumista galakseissa.

planetaaristen sumujen kemia

planetaaristen sumujen optisissa spektreissä näkyy monien raskaiden alkuaineiden emissioviivoja, joista monet syntetisoitiin äskettäin ydinprosesseilla edellisen asymptoottisen jättiläishaaravaiheen aikana. Planetaarisia sumuja pidetäänkin tärkeinä tekijöinä raskaiden alkuaineiden leviämisessä galaksiin. Infrapuna-ja millimetriaaltoteleskoopeilla tehdyissä viimeaikaisissa havainnoissa on havaittu, että planetaarisissa sumuissa on atomien lisäksi molekyylejä ja kiinteän olomuodon hiukkasia. Jotkin planetaariset sumut säteilevätkin suurimman osan energiastaan kiinteästä olomuodostaan kaukoinfrapunasäteilyn muodossa. Kaasufaasimolekyylit voidaan tunnistaa niiden pyörimis-tai vibraatiosiirtymien ja solid-state-hiukkaset niiden hilavibraatiotilojen kautta. Kiinnostavinta on, että planetaariset sumut sisältävät aromaattisten ja alifaattisten rakenteiden monimutkaisia orgaanisia yhdisteitä (kuva 5). Planeettojen sumujen spektrien vertailu evoluution eri vaiheissa osoittaa, että nämä yhdisteet syntetisoidaan nopeasti satojen vuosien aikajänteillä (Kwok 2004). Miten tällainen orgaaninen aines valmistetaan ja mikä vaikutus sillä on (esim.aurinkokuntaan), kun se leviää koko galaksiin, ovat ajankohtaisia aiheita.

kuva 5: Cygnuksen planetaarinen sumu NGC 7027 on yksi monista hiilipitoisista planetaarisista sumuista, joissa on runsaasti molekyylisisältöä, mukaan lukien kompleksiset orgaaniset yhdisteet (credit: R. Ciardullo).

• Jacoby, G (1989) Planetaariset sumut Vakiokynttilöinä. Evoluutiomalleja, Astrofyysejä. J., 339, 39

s (2004) the synthesis of organic and inorganic compounds in Evolved Stars, nature, 430, 985

• Paczynski, B (1970) evolution of single Stars. I. Stellar Evolution from Main Sequence to White Dwarf or Carbon Ignition, Acta Astr. 20, 47

• Schönberner, D (1981) Late Stellar evolution – Central stars of planetary nebulae, Astr. Astrofyysejä. 103, 119

Katso myös

Hubble Heritage-sivusto sisältää Hubble-avaruusteleskoopin kuvia useista planetaarisista sumuista.