Røntgenteleskopet XMM-Newton i omløp fra European Space Agency har fanget gjenfødelsen av planetarisk tåke A78.
Det kretsende røntgenteleskopet XMM-Newton (følsomt for området 0,1-15 keV), opprettet av European Space Agency (ESA), ble skutt i bane 10. desember 1999.
Foto: ESA / D. Ducros
En av de mest komplekse tåken i strukturen er "Cat's Eye" (NGC 6543). Bildet er tatt av Chandra røntgenteleskop og Hubble optisk teleskop
Foto: NASA / CXC / SAO, NASA / STScI
Bak det vakre bildet av tåken i form av et øye, ligger den vanskelige historien om livet, døden og kortvarig vekkelse av en enkelt stjerne. Tåken, som kalles planetarisk på grunn av sin sfæriske form, dannes på et sent stadium i stjernenes utvikling. En typisk stjerne, som solen vår, skinner i milliarder av år på grunn av den termonukleære reaksjonen ved å omdanne hydrogen til helium. Når en stjerne går tom for drivstoff, begynner kjernen å krympe og varme seg opp, mens de ytre lagene i stor grad øker i størrelse - stjernen blir til en rød gigant.
Kampanjevideo:
Den multipliserte økte kjernetemperaturen utløser nye termonukleære reaksjoner, der drivstoffet ikke lenger er hydrogen, men helium - det blir til tyngre grunnstoffer som karbon eller oksygen. Denne reaksjonen er veldig ustabil, som et resultat av at stjernen kan kaste av seg det ytre skallet og sende det inn i det omkringliggende rommet med en hastighet på flere titalls kilometer per sekund. Strømmene av materie beveger seg gradvis bort fra sentrum, og energien som den gjenværende stjernen fremdeles avgir lyser opp denne skyen. Imidlertid er dette en veldig kort, etter kosmisk målestokk, livsperiode - etter å ha mistet noe av sin masse, kan ikke stjernen lenger opprettholde en høy temperatur, termonukleære reaksjoner forsvinner raskt, og den blir til en hvit dverg.
Vanligvis på dette punktet i livet til en planetarisk tåke, kan du få slutt. Men selv om det er veldig sjelden, er det unntak - en utdød stjerne kan lyse opp igjen. Den høye tettheten til den komprimerte kjernen kan starte "forbrenningen" av helium på nytt. Den fornyede termonukleære reaksjonen genererer en sterk stjernevind som blåser av enda mer materie fra stjernen i en enorm hastighet. Denne nye, raske strømmen møter restene av materie fra den gamle strømmen, og danner intrikate komplekse strukturer som kan sees på fotografiet. Der den nye og gamle stjernevinden møtes, kan gasstemperaturen nå en million grader, slik at den avgir i røntgenområdet. Disse strømmer av glødende gass fra den gjenopplivede stjernen ble fanget opp av XMM-Newton røntgenteleskop.
Forresten om den videre skjebnen til planetarisk tåke. En ny blits brakte denne stjernen til live i veldig kort tid. Etter å ha mistet enda mer av massen og har brukt opp restene av helium, vil den gradvis kjøle seg ned og etter noen milliarder år vil den fullstendig gå ut og bli en såkalt "svart dverg". Hvis stjernen hadde en masse litt mer sol (Chandrasekhar-grensen), ville den bli til en nøytronstjerne, og hvis den var enda tyngre - da til et svart hull.
Forventer vår sol en lignende skjebne? Svært sannsynlig. Imidlertid vil mer enn en milliard år gå til dette øyeblikket, siden Sola nå er omtrent midt i livssyklusen.
