 |
Астронет: С. Б. Попов/ГАИШ Магнитные поля и планетарные туманности http://variable-stars.ru/db/msg/1203009 |
Магнитные поля и планетарные туманности21.02.2005 17:50 | С. Б. Попов/ГАИШ, Москва
Планетарные туманности это, пожалуй, самые "фотогеничные" астрономические объекты. Причудливые формы и сочетание цветов сразу завораживают зрителя. Зачастую облик такого объекта вызывает недоуменный вопрос: "Как же они образовались?" Вероятно, группе немецких астрономов удалось определить, с чем связаны необычные биполярные формы многих из этих объектов, таких как, например, известнейшая туманность Песочные часы (см рис. 1). Виноваты во всем оказались магнитные поля.
Рис. 1. Туманность Песочные часы
Свое название планетарные туманности получили достаточно давно, еще в 18 веке. Большой вклад в исследование этих объектов внес Уильям Гершель, открытие Урана некоторым образом связано с этим этапом его работы. Самой первой открытой планетарной туманностью считается М27. В телескопы того времени эти туманные пятнышки были очень похожи на диски планет. Однако с планетами эти образования никак не связаны. Напомним, как они образуются.
Как известно, наше Солнце и подобные ему светила остаются почти неизменными в течение нескольких миллиардов лет, а затем, когда закончится водородное топливо в ядре, превращаются в красные гиганты. За счет разреженной внешней оболочки красный гигант имеет очень большой радиус, с этим и связано название этого типа звезд. При переходе на стадию красного гиганта звезда может увеличить свой размер в сотни и даже в тысячи раз! Когда Солнце испытает такую метаморфозу, то его поверхность будет находиться где-то вблизи орбиты Земли. Через некоторое время после превращения в гиганта звезда сбрасывает, "сдувает", свою оболочку. Именно этот процесс оказывается ключевым для образования кружев планетарной туманности. После потери оболочки от звезды остается только очень горячее ядро. Эти объекты наблюдаются в центрах многих планетарных туманностей.
В течение своей жизни звезды непрерывно теряют вещество в виде т.н. звездного ветра. В зависимости от массы звезды и эволюционной стадии, на которой она находится, темп потери массы может быть больше или меньше. Наше Солнце, например, сейчас теряет вещество очень медленно, это типично для не очень массивных звезд главной последовательности. Однако даже слабый солнечный ветер приводит к некоторым последствиям, например, он оказывается причиной такого красивейшего явления как полярное сияние. В будущем Солнце будет терять вещество гораздо активнее. Сброс оболочки красного гиганта соответствует потере достаточно большой массы в виде медленного звездного ветра. Именно это вещество составит будущую туманность, и от его структуры зависит облик туманности. Однако сама по себе сброшенная оболочка не будет ярко сиять: для рождения планетарной туманности необходимо столкновение двух ветров.
Сценарий образования планетарной туманности таков. В начале звезда должна потерять существенную массу в виде медленного звездного ветра. Это может быть, например, сброшенная оболочка красного гиганта (другой вариант связан с эволюцией в двойной системе). После сброса оболочки от звезды остается горячее ядро. Оно становится источником очень быстрого звездного ветра скорость потока составляет около 1000 км в секунду. Быстрый ветер нагоняет мощный медленный поток, и их столкновение заставляет вещество светиться, как бы проявляя уже "вытканную" причудливую вязь.
Несмотря на то, что общие черты сценария хорошо понятны, оставались важные вопросы. Например, причина нарушения сферической симметрии туманностей. Из примерно 1500 планетарных туманностей, существующих в нашей Галактике, сферически-симметричные составляют лишь пятую часть. Обсуждалось две основных причины нарушения симметрии: воздействие второго компонента (если система двойная) и магнитное поле звезды, порождающей туманность. И вот эту загадку, "секрет красоты", похоже, удалось разрешить. С помощью телескопа Анту - одного из четырех больших инструментов, образующих систему VLT (Very Large Telescope) ученые из Германии смогли измерить магнитные поля на поверхности нескольких центральных звезд планетарных туманностей. Это стало возможным благодаря тому, что магнитное поле оставляет свой "отпечаток" на излучении звезды. Значит, изучая его свойства, можно определить величину магнитного поля (напомним, что вообще все характеристики астрономических объектов за пределами Солнечной системы мы можем узнать только работая с тем или иным видом излучения: от электромагнитного до гравитационного и потоков частиц).
Астрономы проанализировали спектры и поляризационные свойства звезд в центрах четырех несимметричных туманностей. По крайней мере, для двух объектов поля оказались очень большими в тысячи раз больше, чем на поверхности Солнца (исследования двух других источников также указывают на значительную величину магнитного поля, однако для более точного определения необходимы новые наблюдения). Самой большое поле измерено для центральной звезды туманности NGC 1360 (см. рис. 2).
Рис. 2. Туманность NGC 1360
Рис. 3. Туманность Шепли 1
Статья немецких астрофизиков вызвала дискуссию. Ноам Сокер (Noam Soker) полагает, что все-таки важны именно вторичные компоненты двойной системы, а не магнитные поля. Так что последнее слово в этом вопросе еще не сказано. Например, важно провести измерения магнитный полей центральных звезд для сферических туманностей (все четыре объекта, выбранные Джорданом и его соавторами связаны с несимметричными планетарными туманностями). Тем не менее работа Стефана Джордана и его соавторов представляется весьма важной и интересной.
Наука продолжает давать ответы на все большее количество вопросов. Вот, по всей видимости, раскрыт еще один секрет. Но, право же, это совсем не мешает нам продолжать восхищаться красотой нашего мира. Мы по-прежнему с восхищением смотрим на фотографии планетарных туманностей