Οι αστρονόμοι υπαινίσσονται ότι ο Ήλιος μας δεν θα καταλήξει ως το τυπικό πλανητικό νεφέλωμα

Τα σχολικά βιβλία συχνά αναφέρουν ότι τα πλανητικά νεφελώματα (PNe, πληθυντικός) αντιπροσωπεύουν μια τελική κατάσταση για άστρα μικρότερης μάζας. Αλλά αντίστροφα, πρόσφατη έρευνα δείχνει ότι τα περισσότερα PNe προέρχονται από δυαδικά συστήματα. Το αστέρι με τη μικρότερη μάζα που θεωρείται ότι σχηματίζει το τυπικό PN είναι κοντά στο 1 ηλιακή μάζα, και έτσι χωρίς σύντροφο ο Ήλιος μπορεί να μην ξεπεράσει το όριο μάζας που απαιτείται για τη δημιουργία του καυτό λαμπερό (ιονισμένο) νεφέλωμα τυπικά δεμένο με την ΠΝΕ. Νέα έρευνα συνεχίζει να αμφισβητεί την αρχική μας κατανόηση για το πώς μπορεί να τελειώσει η ζωή του Ήλιου.

ΠΡΟΣ ΤΟ νέα μελέτη με αιχμή του δόρατος G. Jacoby στόχευε εν μέρει στη δοκιμή αυτής της δυαδικής υπόθεσης αναζητώντας PNe σε αστρικά σμήνη που καταλαμβάνουν Μ31 . Η ομάδα παρατήρησε ότι, «ενώ το μοντέλο δυαδικής αλληλεπίδρασης εξηγεί ορισμένες από τις ανωμαλίες που σχετίζονται με τον παρατηρούμενο πληθυσμό του πλανητικού νεφελώματος, αυτή η θεωρία περιμένει την τελική επιβεβαίωση».

«Η παραδοσιακή θεωρία δηλώνει ότι οι πρόγονοι της PNe είναι μονήρης μάζας χαμηλής έως μέσης μάζας… Ωστόσο, αυτή η θεωρία δεν παρέχει μια φυσική εξήγηση για τις μη σφαιρικές μορφολογίες που παρατηρούνται για τη μεγάλη πλειονότητα της PNe, ούτε για το χαμηλό ρυθμό σχηματισμού τους. . Για αυτές και άλλες ασυνέπειες, έχει αναπτυχθεί ένα νέο παράδειγμα, όπου τα περισσότερα PNE διαμορφώνονται μέσω της αλληλεπίδρασης… με έναν δυαδικό συνοδό», είπε. Οι Jacoby et al. 2013 .

Οι Jacoby et al. 2013 ερεύνησε το M31 σε αναζήτηση PNe που είναι μέλη αστρικών σμηνών. Μια θετική ανίχνευση θα επέτρεπε τον προσδιορισμό των θεμελιωδών παραμέτρων (π.χ. μάζα προγονικής ηλικίας, ηλικία) για το PN (πίστωση εικόνας: Νοέλ Καρμπόνι και Γκρεγκ Πάρκερ ).

Το πλεονέκτημα της εύρεσης ενός PN σε ένα αστρικό σμήνος είναι ότι οι θεμελιώδεις παράμετροί του (π.χ. μάζα προγονικής ηλικίας, ηλικία, χημική σύσταση) μπορούν να συναχθούν από τη συμμετοχή σε ένα σύμπλεγμα. «Είναι δύσκολο να διερευνηθούν τα διαφορετικά σενάρια σχηματισμού PN χρησιμοποιώντας αστέρια πεδίου, καθώς κανείς δεν έχει σχεδόν καμία προηγούμενη ενημέρωση σχετικά με τις ιδιότητες των προγόνων του PN. Ωστόσο, μέσα στα αστρικά σμήνη, η κατάσταση είναι διαφορετική, καθώς είναι δυνατή η πρόσβαση τόσο στην ηλικία όσο και στη μεταλλικότητα του προγονέα», είπε η ομάδα του Jacoby.

Το πρόβλημα με τη χρήση του PNe στο πεδίο είναι ότι οι παράμετροί τους είναι ελάχιστα περιορισμένες, εν μέρει επειδή οι αποστάσεις από τα αντικείμενα είναι εμφανώς αβέβαιες. «… η κατάσταση στους προσδιορισμούς απόστασης για το Galactic PNe δεν είναι πολύ ικανοποιητική. Υπολογίζεται ότι αυτή η κλίμακα απόστασης μπορεί να είναι ακριβής κατά μέσο όρο στο 35-50%», είπε Zhang 1995 .

Τα τελευταία χρόνια μετρήσεις παράλλαξης από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble ( Benedict et al. 2009 ) και το Ναυτικό Παρατηρητήριο των ΗΠΑ ( Οι Harris et al. 2007 ) έχουν παράσχει βελτιωμένες αποστάσεις για ορισμένες από τις πλησιέστερες PNe και ορισμένες βελτιωμένες μέθοδοι για την εκτίμηση των αποστάσεων PNe μπορεί να αποφέρουν αβεβαιότητες τόσο καλές όσο 20 έως 30% ( Frew and Parker 2006 , Frew 2008 , Stanghellini et al. 2008 ).

Σε πολλές περιπτώσεις, οι αποστάσεις από τα αστρικά σμήνη μπορούν να προσδιοριστούν με μεγαλύτερη ακρίβεια (καλύτερη από 15%), γεγονός που παρέχει μια ώθηση για την εύρεση του σμήνου PNe. Η ομάδα σημειώνει ότι, «[Ιδιαίτερα,] η χαμηλή μάζα απενεργοποίησης των παλαιών σφαιρικών σμηνών (GCs) παρέχει ένα εργαλείο με το οποίο μπορείτε να διερευνήσετε απευθείας το σενάριο δυαδικού σχηματισμού [πλανητικού νεφελώματος]. Επειδή τα GC γενικά έχουν μάζες απενεργοποίησης μικρότερες από 1 [ηλιακή μάζα] … Κάθε PN που ανιχνεύεται σε [σφαιρικά σμήνη] πρέπει επομένως να προέρχεται από ένα εναλλακτικό εξελικτικό κανάλι, όπως μια αλληλεπίδραση κοινού φακέλου ή μια διαδικασία αύξησης μάζας (δηλαδή, μια αστρική συγχώνευση) .» Το PNe είναι ύποπτο ότι προέρχεται από 1 έως 8 αστέρια ηλιακής μάζας.

Το PN NGC 2438 και το ανοιχτό σμήνος M46 σχηματίζουν μια τυχαία υπέρθεση κατά μήκος της γραμμής θέασης. Οι ακτινικές ταχύτητες των αντικειμένων δεν ταιριάζουν ( Kiss et al. 2008 ), υποδεικνύοντας με αυτόν τον τρόπο ότι δεν σχετίζονται φυσικά (πίστωση εικόνας: Ροθ Ρίτερ / ΑΠΟΔ ).

Οι Jacoby et al. 2013 Σημειώστε ότι, «από τους 130 γαλαξιακούς GC που ερευνήθηκαν, μόνο τέσσερις PNe ξενιστές: Ps 1 στο M15, GJJC-1 στο M22, JaFu1 στο Pal 6 και JaFu2 στο NGC 6441. Δύο από αυτά τα PNe έχουν κεντρικά αστέρια υψηλής μάζας πιο κατάλληλα για Το PNe μέσα σε [νεότερα] ανοιχτά σμήνη, ενώ τα άλλα έχουν εξαιρετικά μη σφαιρικά νεφελώματα. Αυτά τα γεγονότα, μαζί με την παρατήρηση ότι τρία από τα τέσσερα PNe βρίσκονται σε συστάδες που είναι πλούσιες σε πηγές ακτίνων Χ, υποδηλώνουν ότι τα αλληλεπιδρώντα δυαδικά αρχεία παίζουν ρόλο στο σχηματισμό του συμπλέγματος PNe.

Η ομάδα παρατήρησε 467 αστρικά σμήνη στο M31 με τα τηλεσκόπια WIYN, τα οποία βρίσκονται στο Kitt Peak. Η ομάδα αναγνώρισε την PNe αναζητώντας την υπογραφή τους νεφελώδεις γραμμές εκπομπής . Η ομάδα εξέτασε επίσης εάν τα αστρικά σμήνη και το PNe παρουσίαζαν κοινές ταχύτητες. «Όσο καλύτερη είναι η ανάλυση ταχύτητας της έρευνας, τόσο πιο εύκολο είναι να διαχωρίσετε το ενσωματωμένο PNe από τις τυχαίες υπερθέσεις και να διακρίνετε ένα PN σε συστάδα από άλλες άσχετες πηγές γραμμής εκπομπής κατά μήκος της οπτικής γωνίας, όπως περιοχές H II, SNR και διάχυτη εκπομπή», είπε Οι Jacoby et al. 2013 .

Η ομάδα καταλήγει στο συμπέρασμα ότι, «Από τα 270 υποψήφια σφαιρικά σμήνη M31 που παρατηρήθηκαν με επαρκή ακρίβεια ταχύτητας, πέντε δείχνουν στοιχεία για υποψήφιο PN. Δεδομένων των ορίων φωτεινότητας της έρευνας, των αβεβαιοτήτων στις μετρήσεις της ταχύτητας και της πιθανότητας σύγχυσης με άλλες πηγές γραμμής εκπομπής… Αυτοί οι αριθμοί είναι επίσης οριακά συνεπείς με τη δυαδική υπόθεση για το σχηματισμό PN…»

Ωστόσο, η ομάδα του Jacoby σημειώνει ότι οι, «… πέντε υποψήφιοι PN [που εντοπίστηκαν] μεταξύ των νεαρών [ανοιχτών] συστάδων στο δείγμα μας… είναι πιθανές υπερθέσεις». Σε ένα παρόμοιο συμπέρασμα κατέληξαν ερευνητές που ερευνούσαν το Γαλαξιακό PNe που βρέθηκε κατά μήκος της οπτικής γραμμής ανοιχτών σμηνών (π.χ. PN NGC 2438 στο σμήνος M46, Kiss et al. 2008 ).

Πράγματι, μόλις μερικές υποσχόμενες περιπτώσεις PNe σε γαλαξιακά ανοιχτά σμήνη αναφέρθηκαν πρόσφατα (π.χ., PN Abell 8/ Στόμιο 6 , PHR 1315-6555 / Andrews-Lindsay 1 ; Οι Bonatto et al. 2008 , Parker et al. 2011 ), και μια ομάδα με επικεφαλής αστρονόμο Κρίστιαν Μόνι Μπιντίν (έρευνα VVV) στοχεύει να δημοσιεύσει σύντομα ένα ακόμη πολλά υποσχόμενο γαλαξιακό ζεύγος. Ωστόσο, απαιτείται περαιτέρω έρευνα για να επιβεβαιωθούν ανεξάρτητα τέτοιες περιπτώσεις δεδομένης της σημασίας τους.

«Οι τοποθεσίες… των στοχευμένων συμπλεγμάτων M31, πάνω σε ένα μωσαϊκό του [HEY] εικόνες.' (λεζάντα/πίστωση εικόνας: Οι Jacoby et al. 2013 / arXiv /ApJ, εξαγωγή από DM)

Εν τέλει, Οι Jacoby et al. 2013 τονίζουν ότι, «[το M31 PNE τους είναι] υποψήφιοι μόνο. Διαστημικό Τηλεσκόπιο Hubble Απαιτούνται εικόνες στενής ζώνης για να επιβεβαιωθεί η ύπαρξή τους… Ωστόσο, αφού επιβεβαιωθούν, αυτοί οι στόχοι αντιπροσωπεύουν μια νέα πηγή υλικού για την κατανόηση της φυσικής του σχηματισμού PN και της χημείας των μητρικών συστάδων τους.

Τα περισσότερα από τα παρατηρούμενα PNe προέρχονται από δυαδικά συστήματα; Θα γίνει ο Ήλιος κανονικό ΠΝ; Οι απαντήσεις σε αυτά τα ερωτήματα είναι προς το παρόν αβέβαιες και απαιτείται πρόσθετη έρευνα για να κατανοηθεί ένα τόσο κρίσιμο στάδιο στην εξέλιξη άστρων όπως ο Ήλιος.

ο Οι Jacoby et al. 2013 τα ευρήματα έγιναν δεκτά για δημοσίευση στο Astrophysical Journal (ApJ) και μια προεκτύπωση είναι διαθέσιμη στις arXiv . Οι συγγραφείς της μελέτης είναι οι Robin Ciardullo, Orsola De Marco, Myung Gyoon Lee, Kimberly A. Herrmann, Ho Seong Hwang, Evan Kaplan και James E. Davies. Ο ενδιαφερόμενος αναγνώστης που επιθυμεί πρόσθετες πληροφορίες θα βρει τα ακόλουθα σχετικά: Οι Jacoby et al. 1997 , Moe και De Marco 2006 , Οι Bonatto et al. 2008 , Parker et al. 2011 , Kiss et al. 2008 , Mermilliod et al. 2001 , Zhang 1995 , Benedict et al., 2009 , Harris et al., 2007 , Frew and Parker 2006 , Frew 2008 , Οι De Marco et al. 2013 , Stanghellini et al. 2008 , Πλανητικό Νεφέλωμα Sampler .