Planetarne magline su prvobitno registrovane u Mesijeovom katalogu magličastih objekata, pre više od 200 godina. Kasnije su planetarne magline razdvojene od ostalih maglina, i to činjenicom da imaju određenu strukturu i da najčešće imaju centralnu zvezdu.

U spektru planetarne magline dominiraju emisione linije. Prva emisiona linija koja je bila identifikovana u spektru planetarne magline je Balmerova linija vodonika (Hβ), iako je u spektru bilo jačih emisionih linija, ali one tada nisu bile identifikovane. Jedno rešenje je bilo da je u pitanju do tada nepoznati hemijski element „nebulium“. Jačina linija je odvela do zaključka da su u pitanju ipak poznati elementi visokih zastupljenosti, ali koji se nalaze pod veoma neobičnim fizičkim uslovima. Jedan od njih je i velika razređenost međuzvezdane sredine.

Teorijsko razmatranje porekla planetarnih maglina je započeo Šklovski (Shklovsky 1956), koji je predložio da su planetarne magline preci belih patuljaka i potomci crvenih džinova. Povezujući planetarne magline sa belim patuljcima i crvenim džinovima Šklovski je zaključio da su to zvezde veoma brze evolucije.

Oblici i morfološka klasifikacija planetarnih maglina

Iako su poznate po svojoj prstenastoj formi, planetarne magline se javljaju u najrazličitijim oblicima. Kurtis (1918) je napravio prvu klasifikaciju i svoj uzorak od 78 planetarnih maglina podelio po grupama na helikoidne, prstenaste, diskolike, amorfne i zvezdolike. Kasnije su, koristeći radio-posmatranja sa VLA interferometra, Akvist i Kvok (Aaquist & Kwok 1996) napravili podelu na kružne, eliptične, otvorene eliptične, leptiraste, i S–asimetrične planetarne magline. Takođe su zaključili da planetarne magline svoj oblik dobijaju na početku evolucije.

Zračenje planetarnih maglina

Po klasičnom statičkom modelu planetarna maglina se sastoji od dve komponente, centralne zvezde i gasne magline oko nje. Centralne zvezde planetarnih maglina su veoma vrele, efektivne temperature oko 10⁵ K, pa najveći deo energije zrače u ultraljubičastom delu spektra. Emitovani UV fotoni će jonizovati atome u maglini. Elektroni oslobođeni jonizacijom će onda sudarno pobuditi teže atome, koji prethodno nisu bili jonizovani. Spontanom emisijom ovako pobuđenih atoma ili jona dobijamo brojne emisione linije vidljive u optičkom delu spektra. Planetarne magline zrače u kontinuumu u svim delovima spektra, od X do radio-područja, i to najrazličitijim mehanizmima zračenja.

Zračenje planetarne magline u linijama

Jedna od karakteristika planetarnih maglina je prisustvo brojnih i intenzivnih zabranjenih emisionih linija u spektru. Još jedna vrsta emisionih linija karakteristična za spektre planetarnih maglina su rekombinacione linije vodonika. Neke od najintezivnijih linija u spektrima planetarnih maglina su linije vodonika i helijuma, kao i jona metala N+, O+, O++, Ne++, Ne+++, Ar++.

Zračenje prašine

Fotometrijska posmatranja u infracrvenom, i dalekom infracrvenom delu spektra su otkrila postojanje jake emisije koja potiče od prašine. Posmatranjima je utvrđeno da je prašina hladna, temperature oko 100K. Otkriće hladne prašine u planetarnim maglinama, uz posmatranja omotača od prašine AGB zvezda su pokazala da su one istog porekla - ostaci velikog gubitka mase kod AGB zvezda.

Nastanak i evolucija planetarnih maglina

Danas se veruje da planetarne magline vode poreklo od dvostruko-zapaljene ljuske AGB zvezda (asymptotic giant branch - asimptotska grana džinova). Centralne zvezde su u jezgru od degenerisanog ugljenika i kiseonika, i u većini slučajeva u tankim ljuskama oko jezgra sagorevaju vodonik. Došlo se do uslova da masa jezgra centralne zvezde mora biti u veoma uskom opsegu (0,55 – 0,64 M_o).

Iako je još odavno bilo poznato da crveni džinovi gube masu, tek razvojem infracrvene i milimetarske astronomije omogućeno je direkto posmatraje izbacivanja materijala. Brzina gubljenja mase od oko 10^-5 M_o godišnje. Gubljenje mase traje sve do gubitka vodoničnog omotača, a efektivna temperatura ogoljenog jezgra se toliko povećava, da dalji gubitak mase nije moguć. Ovako kreće faza post-AGB evolucije, koja dalje prelazi u fazu planetarne magline.

Planetarne magline nisu jednostavno atmosfere crvenih džinova koje se šire u međuzvezdanom prostoru. Fotojonizacija i jak zvezdani vetar su potpuno preoblikovali međuzvezdanu okolinu posle boravka zvezde u AGB fazi. Čak i najmanji gradijent u gustini od ekvatora ka polu kod zvezde dok je u AGB fazi može primenom ISW modela - „interagujućeg zvezdanog vetra“ (Interacting Stellar Wind, Kwok et al. 1978), modela koji je važeći kada je u pitanju nastanak planetarnih maglina – dati eliptične, bipolarne, magline u obliku leptira ili sa dvostrukim prstenom.