Астрономи з'ясували, що зовнішні шари планетарної туманності HuBi 1 має вищий ступінь іонізації, ніж внутрішні, тоді як у звичайних планетарних туманностях буває навпаки. Це дуже незвично і дозволяє зрозуміти механізми «переродження» центральних зірок у планетарних туманностях, а також спробувати передбачити фінал життя нашого Сонця. Стаття опублікована в журналі.
Планетарні туманності виникають на пізніх етапах життя зірок з низькою і середньою масою (від 0,8 до 8 мас Сонця) і уособлюють собою недовгий (^ 20 тисяч років) перехід зірки з асимптотичної гілки гігантів у білі карлики. Зовнішні шари зірки на етапі планетарної туманності починають розширюватися а ядро, що стискається, і горіння залишків зоряного палива призводить до пульсацій світила, що викидає газ у космос. В результаті цього утворюються газові туманності різної форми, схожих на спіралі, сфери, пісочний годинник, прямокутники і більш складні фігури. Подібна доля чекає і наше Сонце через кілька мільярдів років.
Зазвичай планетарні туманності мають «цибулеву» структуру, в якій ступінь іонізації скинутих газових оболонок залежить від відстані між ними і центральною зіркою (колишнє ядро зірки, що поступово перетворюється на білого карлика), яке випускає потужне ультрафіолетове випромінювання, відповідальне за процеси фотодисоціації в туманності. Поблизу центральної зірки газ сильно іонізований (зустрічаються іони He++ і O++), в більш зовнішніх частинах туманності ступінь іонізації менше (зустрічаються іони, такі як N + і O +), а в самих далеких від центральної зірки областях зустрічаються молекули і нейтральні атоми, такі як O0 і H2.
У новій роботі група астрономів на чолі з Мартіном Герреро (Martán Guerrero) представляє результати досліджень планетарної туманності HuBi 1 (або PNG012.2 + 04.9), яка не вписується в вищенаведену схему. Відстань до туманності оцінюється в 5,3 кілопарсека, а вік - у дев'ять тисяч років, вона має бочкоподібну форму. Аналіз спектрофотометричних даних, зібраних за допомогою приймача ALFOSC (ALhambra Faint Object Spectrograph and Camera), встановленого на 2,5-метровому Північному оптичному телескопі, і спектрографі MES (Manchester Echelle Spectrograph, на мексиканному), встановленому, 2,1-Телесester Echelle.
Астрономи припускають, що за створення подібної структури відповідальна центральна зірка туманності, що має позначення IRAS 17514 і схожа на зірку типу Вольфа-Райє з багатим вуглецем зоряним вітром. Зірка дивовижно холодна і показала зменшення оптичної яскравості в 10 тисяч разів за останні 46 років. Моделювання показали, що ця зірка є нащадком маломасивної зірки (близько 1,1 мас Сонця), яка випробувала «переродження», подібно об'єкту Сакураї. Спалах породив викид речовини і ударну хвилю, яка стала додатковим джерелом іонізації внутрішніх частин туманності, в той час як речовина зовнішніх шарів туманності рекомбінує у відсутності сильного випромінювання від центральної зірки. Передбачається, що подібний сценарій чекає і наше Сонце на заключних етапах еволюції, тому астрономи будуть продовжувати спостереження за цим об'єктом.
Раніше ми розповідали про те, як «Хаббл» побачив світлове відлуння від вибуху надновий, як телескоп «Чандра» показав розподіл хімічних елементів у загиблій зірці і чому вибухи наднових виявилися основними постачальниками пилу в молодих галактиках.