Planetiska nebulosa expanderar gasskal som matas ut av solliknande stjärnor i slutet av deras livstid. Solliknande stjärnor tillbringar större delen av sin livstid att bränna väte till helium. I slutet av denna vätefusionsfas ökar dessa stjärnor sin diameter med cirka en faktor 100 och blir ”röda jättestjärnor”. I slutet av den röda jättefasen blåses stjärnans yttre lager bort. Den utkastade gasen fortsätter att expandera från den återstående centralstjärnan, som senare utvecklas till en "vit dvärg" när all kärnfusion har upphört. Astronomer tror att en planetnebulär bildas när en snabb stjärnvind som kommer från den centrala stjärnan fångar upp en långsammare vind som producerats tidigare när stjärnan kastade ut de flesta av dess yttre lager. Vid gränsen mellan de två vindarna inträffar en chock som ger det synliga täta skalet som är karakteristiskt för planetnebulor. Gasskalet är upphetsat och tänds av det ljus som släpps ut från den heta centralstjärnan. Ljuset från den centrala stjärnan kan tända upp planetnebulan i cirka 10 000 år.
De observerade formerna av planetnebulor är mycket förbryllande: de flesta av dem (cirka 80%) är bipolära eller elliptiska snarare än sfäriskt symmetriska. Denna komplexitet har lett till vackra och fantastiska bilder erhållna med moderna teleskop. Bilderna nedan jämför planetnebulor med bipolära (vänster) och sfäriska (höger) former.
Anledningen till att de flesta planetnebulor inte är sfäriska är inte väl förstått. Flera hypoteser har beaktats hittills. En av dem antyder att de konstiga formerna av planetnebulor kan bero på någon centrifugaleffekt som är resultatet av den snabba rotationen av röda jättar. En annan teori är att symmetrin för stjärnavinden kan påverkas av en följeslagare. Men de senaste och övertygande teorier som förklarar formen på nebulosorna involverar magnetfält.
Förekomsten av magnetfält skulle fint förklara de komplicerade formerna av planetnebulor, eftersom det utkastade materialet fångas längs magnetfältlinjer. Detta kan jämföras med järnfilmningar fångade längs fältlinjerna i en stångmagnet - en klassisk demonstration i gymnasiets klassrum. Eftersom starka magnetfält vid stjärnans yta också utövar tryck på gasen, kan materien lättare lämna stjärnan vid magnetpolarna där magnetfältet är starkast.
Det finns flera sätt som magnetfält kan skapas i närheten av planetnebulor. Magnetfält kan produceras av en stjärndynamo under fasen när nebulan matas ut. För att en dynamo ska existera måste stjärnans kärna rotera snabbare än kuvertet (som är fallet i solen). Det är också möjligt att de magnetiska fälten är fossila reliker från tidigare stadier av stjärnutvecklingen. Under de flesta omständigheter är ämnet i stjärnor så mycket elektriskt ledande att magnetfält kan överleva i miljoner eller miljarder år. Båda mekanismerna, i kombination med interaktion mellan det utkastade materialet och den omgivande interstellära gasen, skulle kunna forma planetnebulorna.
Tills nyligen var tanken att magnetfält är en viktig ingrediens i den formande odling av planetnebulorna en rent teoretisk påstående. År 2002 hittades de första indikationerna på förekomsten av sådana magnetfält. Radioobservationer avslöjade magnetfält i omkretsstarka kuvert av gigantiska stjärnor. Dessa omkretsstarka kuvert är verkligen förfäder till planetariska nebulosor. Inget sådant magnetfält har dock någonsin observerats i själva nebulorna. För att få direkt ledtråd om närvaron av magnetfält i planetariska nebulosor, bestämde astronomer att fokusera på de centrala stjärnorna, där magnetfälten borde ha överlevt.
Detta första direkta bevis har nu erhållits. För första gången upptäckte Stefan Jordan och hans team magnetfält i flera centrala stjärnor i planetnebulorna. Med hjälp av FORS1-spektrografen från 8-m-klassen Very Large Telescope (VLT, European Southern Observatory, Chile), mätte de polarisationen av ljuset som släppts ut av fyra av dessa stjärnor. Polarisationssignaturerna i spektrallinjerna gör det möjligt att bestämma magnetfältets intensitet i de observerade stjärnorna. I närvaro av ett magnetfält ändrar atomer sin energi på ett karakteristiskt sätt; denna effekt kallas Zeeman-effekten och upptäcktes 1896 av Pieter Zeeman i Leiden (Nederländerna). Om dessa atomer absorberar eller avger ljus, blir ljuset polariserat. Detta gör det möjligt att bestämma styrkan hos magnetfältet genom att mäta polarisationsstyrkan. Dessa polarisationssignaturer är vanligtvis mycket svaga. Sådana mätningar kräver mycket högkvalitativa data som endast kan erhållas med hjälp av 8-meters teleskop som VLT.
Fyra centrala stjärnor av planetnebulor observerades av teamet och magnetiska fält hittades i dem alla. Dessa fyra stjärnor valdes på grund av att deras associerade planetnebulor (benämnd NGC 1360, HBDS1, EGB 5 och Abell 36) är alla icke-sfäriska. Därför, om magnetfälthypotesen för att förklara formen på planetnebulor är korrekt, borde dessa stjärnor ha starka magnetfält. Dessa nya resultat visar att det verkligen är fallet: styrkorna hos detekterade magnetfält sträcker sig från 1000 till 3000 Gauss, det vill säga ungefär tusen gånger intensiteten i Solens globala magnetfält.
Dessa nya observationer publicerade av Stefan Jordan och hans kollegor stödjer hypotesen om att magnetfält spelar en viktig roll i utformningen av planetnebulor. Teamet planerar nu att söka efter magnetfält i de centrala stjärnorna av sfäriska planetnebulor. Sådana stjärnor bör ha svagare magnetfält än de som just har upptäckts. Dessa framtida observationer gör det möjligt för astronomer att bättre kvantifiera sambandet mellan magnetfält och de konstiga formerna av planetnebulor.
Under de senaste åren har polarimetriska observationer med VLT lett till upptäckten av magnetfält i ett stort antal stjärnobjekt i sena evolutionära stadier. Förutom att förbättra vår förståelse för dessa vackra planetariska former, tillåter upptäckten av dessa magnetfält vetenskapen att ta ett steg framåt för att klargöra förhållandet mellan magnetfält och stjärnfysik.
Ursprungskälla: NASA Astrobiology Story
