Planetární mlhoviny

Planetární mlhoviny nemají nic společného s planetami - název vznikl od vizuální charakteristiky: tyto mlhoviny skutečně připomínají temné malé planetky.

Planetární mlhoviny jsou plynné obálky, ale i složitější útvary s nepatrnou příměsí prachu, vytvořené hvězdami v pozdních obdobích svého vývoje. Když hvězda projde stadiem červeného obra, její centrální část se gravitačně smršťuje. Během této vývojové fáze se vnější vrstvy hvězdy rozpínají rychlostí o velikosti  až a vytvářejí tak mlhovinu s nepatrnou příměsí prachu. Životnost takové mlhoviny je astronomicky velmi krátká (nejvýše 50000 let) a pak se rozplyne v mezihvězdném prostoru. Její teplota dosahuje 10000 K, průměr  až , hustota jejích atomů je  a hmotnost nejvýše 0,5 hmotnosti Slunce. Centrální hvězda, která mlhovinu vytvořila, je na povrchu velmi horká a i když má spektrální třídu O nebo W, neodpovídá hmotností normálním hvězdám těchto tříd. Později se mění v bílého trpaslíka.

Ultrafialové záření centrální hvězdy budí k záření atomy planetární mlhoviny analogicky jako v mlhovinách emisních. Vzhledem k tomu, že se tyto mlhoviny jeví v dalekohledu malé, pořizuje se často jejich spektrum bezštěrbinovým spektrografem. Na takovém spektru se místo spektrálních čar objeví monochromatické obrázky mlhoviny. Podle vzhledu obrázku je možné určit, v jaké části mlhoviny spektrální čára určitého prvku vzniká: je to ta část mlhoviny , v níž je daný prvek buzen k záření.

Vzhledem k tomu, že rozpínající se obal je vlastně proud řídké plazmy, která s sebou unáší magnetické pole hvězdy nebo je jím naopak ovládána, vznikají tak často složité, většinou středově symetrické tvary planetárních mlhovin.

Příklady planetárních mlhovin: prstencová mlhovina M57 v Lyře, mlhovina Dumbbell M27 v Lištičce, mlhovina NGC70009 Saturn ve Vodnáři, …