Planetiske tåler utvider gassskjell som blir kastet ut av sollignende stjerner på slutten av levetiden. Sollignende stjerner bruker mesteparten av sin levetid på å brenne hydrogen til helium. På slutten av denne hydrogenfusjonsfasen øker disse stjernene sin diameter med omtrent en faktor på 100 og blir ”røde kjempestjerner”. På slutten av den røde kjempefasen blir de ytre lagene til stjernen blåst bort. Den kastede gassen fortsetter å ekspandere ut fra den gjenværende sentralstjernen, som senere utvikler seg til en "hvit dverg" når all kjernefusjon er opphørt. Astronomer tror at det dannes en planetarisk nebula når en rask stjernevind som kommer fra den sentrale stjernen, fanger opp en tregere vind produsert tidligere da stjernen kastet ut de fleste av de ytre lagene. Ved grensen mellom de to vindene oppstår et sjokk som produserer det synlige tette skallet som er karakteristisk for planetens tåler. Gassskallet blir begeistret og tent opp av lyset som sendes ut av den varme sentralstjernen. Lyset fra den sentrale stjernen er i stand til å lyse opp den planetariske tåken i rundt 10.000 år.
De observerte formene på planetnebbene er veldig rart: de fleste av dem (ca. 80%) er bipolare eller elliptiske snarere enn sfærisk symmetriske. Denne kompleksiteten har ført til vakre og fantastiske bilder oppnådd med moderne teleskoper. Bildene nedenfor sammenligner planetnebular med bipolare (venstre) og sfæriske (høyre) former.
Årsaken til at de fleste planetnåler ikke er sfæriske er ikke godt forstått. Flere hypoteser er vurdert så langt. En av dem antyder at de rare formene til planetnevulene kan skyldes en sentrifugaleffekt som er resultatet av den raske rotasjonen av røde giganter. En annen teori er at symmetrien i stjernens vind kan bli påvirket av en følgesvennstjerne. Imidlertid involverer de nyeste og overbevisende teoriene som forklarer formene til tåkrene magnetfelt.
Tilstedeværelsen av magnetiske felt vil pent forklare de kompliserte formene til planetnebulene, ettersom den kastede materien er fanget langs magnetfeltlinjer. Dette kan sammenlignes med jernfilinger fanget langs feltlinjene til en stolpe magnet - en klassisk demonstrasjon i gymnaset fysikk klasserom. Siden sterke magnetiske felt på overflaten av stjernen også utøver trykk på gassen, kan materie lettere forlate stjernen ved magnetpolene der magnetfeltet er sterkest.
Det er flere måter magnetfelt kan opprettes i nærheten av planetariske tåler. Magnetiske felt kan produseres av en stjernedynamo i fasen når tåken blir kastet ut. For at en dynamo skal eksistere, må stjernens kjerne rotere raskere enn konvolutten (som tilfellet er i solen). Det er også mulig at magnetfeltene er fossile relikvier fra tidligere stadier av stjernevolusjonen. Under de fleste omstendigheter er saken i stjerner så sterkt elektrisk ledende at magnetfelt kan overleve i millioner eller milliarder av år. Begge mekanismene, kombinert med samspillet mellom den utkastede materien og den omkringliggende interstellare gassen, ville være i stand til å forme planetens tåkelys.
Inntil nylig var ideen om at magnetiske felt er en viktig ingrediens i den formende odde planetens tåler, en rent teoretisk påstand. I 2002 ble de første indikasjonene på tilstedeværelsen av slike magnetfelt funnet. Radioobservasjoner avslørte magnetiske felt i konvolutter av kjempestjerner. Disse omsluttende konvoluttene er faktisk forfedre av planetariske tåler. Imidlertid har ikke noe slikt magnetfelt noen gang blitt observert i selve nebbene. For å få direkte ledetråd om tilstedeværelsen av magnetiske felt i planetariske tåler, bestemte astronomene å fokusere på de sentrale stjernene, der magnetfeltene skulle ha overlevd.
Dette første direkte beviset er nå innhentet. For første gang oppdaget Stefan Jordan og teamet hans magnetiske felt i flere sentrale stjerner av planetnebulene. Ved å bruke FORS1-spektrografen til 8-m-klassen Very Large Telescope (VLT, European Southern Observatory, Chile), målte de polarisasjonen av lyset som sendes ut av fire av disse stjernene. Polarisasjonssignaturene i spektrallinjene gjør det mulig å bestemme intensiteten til magnetfeltene i de observerte stjernene. I nærvær av et magnetfelt, forandrer atomer energien på en karakteristisk måte; denne effekten kalles Zeeman-effekten og ble oppdaget i 1896 av Pieter Zeeman i Leiden (Nederland). Hvis disse atomene absorberer eller avgir lys, blir lyset polarisert. Dette gjør det mulig å bestemme styrken til magnetfeltet ved å måle styrken til polarisasjonen. Disse polarisasjonssignaturene er vanligvis veldig svake. Slike målinger krever data av meget høy kvalitet som bare kan fås ved bruk av teleskoper i 8 meter klasse som VLT.
Fire sentrale stjerner av planetnebulene ble observert av teamet, og magnetiske felt ble funnet i dem alle. Disse fire stjernene ble valgt fordi deres tilknyttede planetariske tåker (kalt NGC 1360, HBDS1, EGB 5 og Abell 36) alle er ikke-sfæriske. Derfor, hvis magnetfelthypotesen for å forklare formene til planetnevulene er riktig, bør disse stjernene ha sterke magnetfelt. Disse nye resultatene viser at det faktisk er tilfelle: styrkene til de påviste magnetfeltene varierer fra 1000 til 3000 Gauss, det vil si omtrent tusen ganger intensiteten til Solens globale magnetfelt.
Disse nye observasjonene publisert av Stefan Jordan og hans kolleger støtter hypotesen om at magnetfelter spiller en viktig rolle i utformingen av planetnåler. Teamet planlegger nå å søke etter magnetiske felt i de sentrale stjernene i sfæriske planetnebular. Slike stjerner bør ha svakere magnetiske felt enn de nettopp oppdaget. Disse fremtidige observasjonene vil tillate astronomer å bedre kvantifisere sammenhengen mellom magnetiske felt og de rare formene på planetariske tåler.
I løpet av de siste årene har polarimetriske observasjoner med VLT ført til oppdagelsen av magnetiske felt i et stort antall stjernelige objekter i sene evolusjonsstadier. I tillegg til å forbedre vår forståelse av disse vakre planetariske nebularformene, lar deteksjonen av disse magnetfeltene vitenskapen ta et skritt frem mot avklaringen av forholdet mellom magnetiske felt og stjernefysikk.
Original kilde: NASA Astrobiology Story
