Čím je hvězda hmotnější, tím rychleji spotřebuje své palivo - tzv. „vyhoří" a tím bouřlivější je také konec jejího stabilního zářivého vývoje. Tehdy odhazuje, mnohdy i na několikrát, velké množství své látky do okolního prostoru. Tento jev je možné sledovat jako rozžehnutí novy nebo supernovy.

Nova - hvězda malé svítivosti, která prudce zvýší jas během několika hodin či dnů až o 4 řády. Důvodem je překotná termonukleární reakce na povrchu způsobená materiálem bohatým na vodík, který na povrch přetéká z průvodce. Svítivost v průběhu několika měsíců klesá na původní hodnotu. Zbytky odhozené obálky se nazývají planetární mlhoviny. Po explozi novy zůstává na původním místě podstatná část hvězdy. Rekurentní novou nazýváme hvězdu, jejíž záblesky se nepravidelně opakují v průběhu řádově desítek let.
Supernova - rozmetání podstatné části hvězdy, při kterém vznikne extrémně jasný objekt, změna svítívosti je o více než 4 řády, minimálně 10 % hmotnosti původní hvězdy se přemění na energii exploze. Svítivost posléze klesá v průběhu týdnů či měsíců. K tomuto konci vedou dvě možné cesty: buďto se jedná o velmi hmotnou hvězdu, která ve svém jádře vyčerpala zásoby paliva a začala se hroutit pod silou své vlastní gravitace na neutronovou hvězdu, nebo o bílého trpaslíka, který nahromadil materiál od svého hvězdného průvodce, dosáhl Chandrasekharovy meze a prodělal objemovou termonukleární explozi.

Pozůstatky takového výbuchu lze po čase rozpoznat jako tzv. planetární mlhovinu. Název přetrval z doby, kdy se blízké a jasné pozůstatky po hvězdných explozích, například M 27 (Činka), M 57 (Prstencová v Lyře) nebo M 97 (Soví mlhovina) zdály astronomům velmi podobné planetárním kotoučkům. Ve skutečnosti ale jde o plyn, který se rozpíná do prostoru, může být tvarován magnetickým polem původní soustavy a svítí díky tvrdému záření objektu, který po hvězdě zůstal. Zbytkovým pozůstalým objektem může být bílý trpaslík, neutronová hvězda, popřípadě i ještě bizarnější typy kompaktních těles. Vše záleží na tom, kolik látky se na celém ději podílelo. Tolik velmi hrubý popis vzniku planetární mlhoviny. Jelikož jde ale o objekty přeci jen trochu velké - jsou známy mlhoviny v rozměrech i několika desítek světelných roků, vše výše uvedené probíhá velmi dlouho. V dnešní době sice můžeme moderní astronomickou technikou sledovat stovky planetárních mlhovin, jde však vždy jen o velmi krátký časový interval a napozorovaná data se jen velmi obtížně extrapolují do minulosti. Jelikož jsou tyto objekty přeci jen značně rozdílné a u mnoha z nich se nedá s dostatečnou přesností určit jejich stáří, všezahrnující obecný model či vývojová teorie planetárních mlhovin je zatím stále ještě v začátcích.

 V souhvězdí Blíženců se nachází planetární mlhovina IC 443, známá pod označením Medúza (Jellyfish Nebula). Jde o objekt vesměs dosti známý a hojně fotografovaný i amatérskými astronomy. Nachází se ve vzdálenosti 5 000 světelných roků a vznikl výbuchem supernovy tak, že její světlo dolétlo na Zemi před mnoha tisíci roky. Stáří mlhoviny je udáváno ve velkém rozptylu. Údaje se rozchází od „více než tisíc" až do 30 tisíc roků. Objekt je již několik let studován v různých spektrálních pásmech. Známé jsou snímky synchrotronové emise centrálního pulzaru pořízené observatoří Chandra, snímky observatoře XMM Newton, snímky ve vzdáleném IR oboru pořízené SST (Spitzer Space Telescope), bylo provedeno velmi podrobné snímkování na vlně 21 cm radioteleskopem v Arecibu a radioteleskopickou sítí VLA. Medúza je vhodným objektem studentských prací, dalo by se říci, že tato mlhovina již nemůže astronomy ničím překvapit.

Celý článek na webových stránkách Štefánikovy Hvězdárny.

Zdroj obrázku: Astronight Astrophotography