Сияя в течение многих миллионов лет, звезды заканчивают свою жизнь, в основном, двумя способами: звезды с очень большой массой умирают очень бурно, превращаясь в сверхновые, а звезды с малой массой заканчивают свою жизнь как планетарные туманности. В обоих случаях они выбрасывают в межзвездную среду химические элементы, синтезированные в недрах звезд. По этой причине знание состава этого газа дает нам информацию, жизненно важную для понимания химической эволюции нашей Галактики и, соответственно, Вселенной. Свой вклад в это внесли изображения, полученные Канарским институтом астрофизики и полученные благодаря настраиваемому синему фильтру прибора OSIRIS на Gran Telescopio CANARIAS (GTC) в обсерватории Роке-де-лос-Мучачос (Гарафия, Ла-Пальма).
«Газ, составляющий основную часть межзвездной среды, - объясняет Хорхе Гарсиа Рохас, исследователь IAC, который является первым автором статьи, - можно наблюдать, потому что его атомы ионизируются испускаемыми фотонами. горячими звездами, заключенными внутри него (которые могут быть либо очень массивными звездами, либо белыми карликами, которые также очень горячие). Это заставляет газ излучать свет в диапазоне длин волн, включая видимый, и в зависимости от атомов, из которых он состоит. вверху мы видим разные цвета в туманности.
Исторически доли (которые мы называем распространенностью) различных атомов в межзвездном газе измерялись с использованием различных спектральных «отпечатков» каждого иона в спектре, который представляет собой характерный набор спектральных линий. Существуют в основном два типа линий: линии, возникающие в результате столкновений между атомами или ионами и электронами в окружающем газе, которые называются линиями столкновений и которые очень ярки для таких элементов, как кислород, азот и неон, и линии, которые возникающие при захвате ионами свободных электронов, которые называются рекомбинационными линиями и являются яркими только для газов с наибольшим содержанием в межзвездной среде: водорода и гелия.
«Более 70 лет, - объясняет Гарсиа Рохас, - мы знали, что линии слабой рекомбинации ионов элементов, таких как кислород и углерод, дают нам значения их содержаний, которые намного больше, чем полученные с использованием линий столкновений, хотя линии столкновений в 1 000-100 000 раз ярче, чем линии рекомбинации. Это несоответствие вызывает постоянные сомнения в отношении одного из методов, наиболее часто используемых для измерения содержания химических веществ во Вселенной».
Причина этого несоответствия никоим образом не ясна, и с 60-х годов прошлого века в попытках решить проблему было предложено несколько различных гипотез, но ни одна из них не смогла удовлетворительно объяснить данные наблюдений.. «Один из предложенных сценариев, - комментирует Романо Корради, директор GTC и еще один из авторов, - это присутствие в газе компонента, отличного от того, который мы обычно находим, бедного водородом и богатого более тяжелыми элементами, такими как как кислород и углерод. Эта идея использовалась для объяснения наблюдений за различными объектами, но происхождение этого компонента газа до сих пор остается загадкой».
«За последние несколько лет наша группа, - говорит Дэвид Джонс, астрофизик из IAC и один из авторов статьи, - обнаружила, что планетарные туманности с самыми большими расхождениями в их содержании обычно связаны с двойными центральными звездами, которые прошли фазу с общей оболочкой, то есть процесс расширения более массивной из двух звезд привел к тому, что другая звезда вращается внутри своей внешней атмосферы, а вязкость привела к звезды очень близки друг к другу. Наше исследование предполагает, что, по крайней мере для этого типа звезд, эволюция двойного центрального объекта вызвала выброс компонента газа, отличного от основного компонента».
Чтобы попытаться подтвердить эту теорию, с помощью GTC было получено изображение эмиссии планетарной туманности в линиях рекомбинации кислорода. Эти выбросы очень слабые, и для их выделения нужны специальные инструменты на больших телескопах. Сочетание большого телескопа, такого как GTC, и инструмента с настраиваемым фильтром, такого как OSIRIS, оказалось идеальным сочетанием. «Для этого, - объясняет Антонио Кабрера Лаверс, руководитель отдела астрономии GTC и один из авторов статьи, - мы впервые использовали синий настраиваемый фильтр OSIRIS, чтобы получить глубокое изображение, сосредоточенное на излучении линии рекомбинации одного из ионов кислорода в планетарной туманности 6778."
NGC6778, - добавляет другой автор, Гектор Монтейро из Университета Итажуба, Бразилия, - является одной из планетарных туманностей с самыми яркими рекомбинационными линиями. Мы обнаружили, что пространственное распределение этого излучения не совпадают с пространственным распределением ярких линий столкновения. Этот результат очень важен, потому что это первый случай, когда две разные компоненты газовых линий, испускающих один и тот же ион, различимы прямым изображением. Различная зависимость линий рекомбинации и линий столкновений от температуры и плотности позволяет сделать вывод, что богатая металлами компонента представляет собой гораздо более холодный и плотный газ, чем основная часть газа в туманности.
«Этот результат, - заключает Пабло Родригес Хиль из IAC и Университета Ла-Лагуна, который также является автором статьи, - является еще одним свидетельством важности эволюции и взаимодействия двойных звезд для понимания многих аспектов астрофизики, включая предметы, которые явно не связаны между собой, такие как химическая эволюция Вселенной».