Kosmiczne strugi wyjaśnione

Mgławica planetarna Fleming 1 sfotografowana przez Bardzo Duży Teleskop (VLT)
Nowe zdjęcie z należącego do ESO Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) pokazuje mgławicę planetarną Fleming 1 w gwiazdozbiorze Centaura. Ten niesamowity obiekt jest świecącym obłokiem gazu wokół umierającej gwiazdy. Nowe obserwacje pokazały, że najprawdopodobniej mamy do czynienia z bardzo rzadką parą białych karłów znajdującą się w sercu mgławicy planetarnej. Ich ruchy orbitalne w pełni wyjaśniają bardzo symetryczne struktury dżetów w otaczających obłokach gazu w tym i podobnych obiektach.
ESO/H. Boffin

Astronomowie korzystający z należącego do ESO Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) odkryli parę gwiazd okrążających się nawzajem w centrum jednego z najlepszych przykładów mgławicy planetarnej. Nowe wyniki potwierdzają długo dyskutowaną teorię o tym co kontroluje spektakularny i symetryczny wygląd materii wyrzucanej w przestrzeń kosmiczną. Rezultaty badań zostaną opublikowane w „Science” w numerze z 9 listopada 2012 roku.

Mgławice planetarne [1] to świecące bańki gazu wokół białych karłów – gwiazd podobnych do Słońca w końcowych stadiach swojego życia. Fleming 1 jest pięknym przykładem z uderzająco symetrycznymi dżetami [2], które wiją się w zawiły, zakrzywiony wzór. Znajduje  się południowej konstelacji Centaura i została odkryta nieco ponad stulecie temu przez Williaminę Fleming [3], dawną pokojówkę, która została zatrudniona przez Harvard College Observatory, gdy wykazała zdolności do astronomii.

Astronomowie od dawna dyskutowali w jaki sposób tworzą się takie symetryczne dżety, ale nie osiągnięto konsensusu. Zespól badawczy prowadzony przez Henriego Boffina (ESO, Chile) połączył obserwacje Fleming 1 z Bardzo Dużego Teleskopu (VLT) z istniejącymi modelami komputerowymi, aby po raz pierwszy szczegółowo wyjaśnić w jaki sposób powstają takie dziwaczne kształty. Zespół użył należącego do ESO VLT do zbadania światła pochodzącego od gwiazdy centralnej. Okazało się, że Fleming 1 nie posiada tylko jednego, a ma aż dwa białe karły w centrum, okrążające się nawzajem co 1,2 dnia. Układy podwójne były już znajdowane w sercach mgławic planetarnych, ale systemy z dwoma białymi karłami są bardzo rzadkie [4].

„Pochodzenie pięknych i zawiłych kształtów Fleming 1 i podobnych obiektów jest kontrowersyjne od wielu dekad” mówi Henri Boffin. „Astronomowie sugerowali już wcześniej gwiazdę podwójną, ale zawsze przypuszczano, że w tym wypadku para będzie dobrze odseparowana, z okresem orbitalnym dziesiątek lat lub dłuższym. Dzięki naszym modelom i obserwacjom, które pozwoliły bardzo szczegółowo zbadać ten nietypowy system i zajrzeć bezpośrednio w serce mgławicy, odkryliśmy, że para znajduje się kilka tysięcy razy bliżej.”

Gdy gwiazda o masie do ośmiu mas Słońca zbliża się do końca swojego życia, traci swoje zewnętrzne otoczki i rozpoczyna utratę masy. Pozwala to gorącemu, wewnętrznemu jądru gwiazdy na silne promieniowanie, powodujące, że poruszający się od gwiazdy kokon gazu jasno świeci jako mgławica planetarna.

Podczas gdy gwiazdy są sferyczne, wiele mgławic planetarnych jest uderzająco złożona, z węzłami, włóknami i intensywnymi dżetami materii formującymi zawiłe wzory. Niektóre z najbardziej spektakularnych mgławic – w tym Fleming 1 – posiadają symetryczne struktury [5]. Dla tej mgławicy oznacza to, że materia wydaje się być wystrzeliwana z obu biegunów centralnego obszaru w strumieniach o kształcie litery S. Nowe badania pokazuje, ze wzory we Fleming 1 są wynikiem bliskiej interakcji pomiędzy parą gwiazd – zaskakującym ostatnim tchnieniem gwiezdnej pary.

“To najbardziej kompleksowy przypadek podwójnej gwiazdy centralnej, dla której symulacje poprawnie przewidziały jak to kształtuje otaczającą mgławicę – i to prawdziwie spektakularny sposób” wyjaśnia współautor Brent Miszalski z SAAO i SALT (RPA).

Para gwiazd w środku mgławicy jest niezbędna do wyjaśnienia obserwowanej struktury. Gdy gwiazdy starzeją się, to ekspandują i przez część czasu jedna wciela się w rolę gwiezdnego wampira, wysysając materię ze swojej towarzyszki. Materia ta następnie przemieszcza się w kierunku wampira okrążając go pod postacią dysku akrecyjnego [6]. Ponieważ obie gwiazdy okrążają  się nawzajem, zatem obie oddziałują z dyskiem, powodując że zachowuje się on jak kręcący się bąk – rodzaj ruchu zwanego precesją. Ruch ten wpływa na zachowanie materii, która jest wypychana na zewnątrz z biegunów systemu w postaci dżetów. Badania potwierdzają, że precesujący dysk akrecyjny z układem podwójnym powoduje uderzająco symetryczne wzory wokół mgławic planetarnych takich jak Fleming 1.

Głębokie zdjęcia z VLT doprowadziły także do odkrycia pierścienia materii w wewnętrznej mgławicy. Tego rodzaju pierścienie istnieją także w innych rodzinach układów podwójnych i wydają się być odciskiem palców wskazującym na istnienie pary gwiazd.

„Nasze wyniki przynoszą dalsze potwierdzenie roli jaką odgrywa interakcja pomiędzy parami gwiazd na kształt, a być może nawet formę, mgławic planetarnych” podsumowuje Boffin.

Uwagi

[1] Mgławice planetarne nie mają nic wspólnego z planetami. Nazwa powstała w osiemnastym wieku, gdyż niektóre z tych obiektów przypominają dyski odległych planet gdy obserwuje się je przez małe teleskopy.

[2] Dżety to wypływy bardzo szybko poruszającego się gazu, które są wyrzucane z centralnych rejonów mgławicy planetarnej. Często są skolimowane – materia porusza się w równoległych strumieniach – co oznacza, ze rozpraszają się jedynie w niewielkim stopniu podczas przemieszczania się w przestrzeni kosmicznej.

[3] Fleming 1 została nazwana na cześć szkockiej astronom Williaminy Fleming, która odkryła obiekt w 1910 roku. Początkowo pracowała jako pokojówka dyrektora w Harvard College Observatory w latach 80. dziewiętnastego wieku, ale później została zatrudniona do obróbki danych astronomicznych w obserwatorium jako jeden z „harwardzkich komputerów”, grupy wykwalifikowanych kobiecych pracowników wykonujących matematyczne obliczenia i pracę biurową. Podczas swojej pracy odkryła – i uznano ją za odkrywczynię – liczne obiekty astronomiczne, w tym 59 mgławic gazowych, ponad 310 gwiazd zmiennych i 10 nowych. Obiekt Fleming 1 nosi także wiele innych oznaczeń, w tym PN G290.5+07.9, ESO 170-6 oraz Hen 2-66. 

[4] Zespół zbadał gwiazdy za pomocą instrumentu FORS na Bardzo Dużym Teleskopie (VLT) w Obserwatorium ESO Paranal w Chile. Oprócz wykonywania zdjęć obiektu naukowcy rozdzielali także światło na składowe kolory, uzyskując informacje o ruchach, temperaturze i składzie chemicznych centralnego obiektu.

Gwiazdowy składnik główny i wtórny mają prawdopodobnie od 0,5 do 0,86 oraz od 0,7 do 1,0 masy Słońca. Zespół wykluczył możliwość, że są to „normalne” gwiazdy takie jak Słońce w układzie podwójnym, analizując światło od par gwiazd i badając jasność systemu. Gdy system obraca się, jego jasność zmienia się w niewielkim stopniu. Zwykła gwiazda zostałaby rozgrzana przez gorącego białego karła, a ponieważ stale zwrócona byłaby tą samą stroną do swojej towarzyszki (tak jak Księżyc w stronę Ziemi), prezentowałaby „gorącą i jasną” oraz „chłodną i ciemną” stronę, łatwo rozróżnialne jako regularne zmiany jasności. Centralne obiekty są więc najprawdopodobniej parą białych karłów – rzadki taki przypadek.

[5] W tym przypadku każda część mgławicy ma swoją kontrczęść w tej samej odległości od gwiazdy, ale w przeciwnym kierunku – rodzaj symetrii znany w kartach do gry w tradycyjnej talii.

[6] Tego rodzaju dysk powstaje gdy strumień materii uciekający od gwiazdy przekracza pewną granicę, znaną jako strefą Roche’a. W tej strefie cała materia jest grawitacyjnie związana ze swoją gwiazdą macierzystą i nie może uciec. Gdy strefa wypełni się i granica zostanie przekroczona, masa wycieka od gwiazdy i jest transferowana do sąsiedniego obiektu, na przykład do drugiej gwiazdy w układzie podwójnym, formując dysk twardy.

Więcej informacji

Wyniki badań zaprezentowano w artykule “An Interacting Binary System Powers Precessing Outflows of an Evolved Star”, H. M. J. Boffin et al., który ukaże się w czasopiśmie “Science” 9 listopada 2012 roku.

Skład zespołu badawczego: H. M. J. Boffin (Europejskie Obserwatorium Południowe, Chile), B. Miszalski (South African Astronomical Observatory; Southern African Large Telescope Foundation, RPA), T. Rauch (Institute for Astronomy and Astrophysics, University of Tübingen, Niemcy), D. Jones (European Southern Observatory, Chile), R. L. M. Corradi (Instituto de Astrofísica de Canarias; Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, Hiszpania), R. Napiwotzki (University of Hertfordshire, Wielka Brytania), A. C. Day-Jones (Universidad de Chile, Chile) oraz J. Köppen (Observatoire de Strasbourg, Francja).

Źródło: ESO | Tłumaczenie: Krzysztof Czart

Liczba odsłon: 1224