Mgławice planetarne: gwiezdny łabędzi śpiew

Mgławica planetarna NGC 1514. Źródło: caelumobservatory.com

Był rok 1790. Zimna, listopadowa noc w Slough, 30 kilometrów od Londynu. William Herschel, niestrudzony obserwator nieba, przeczesywał niebo w Byku swoim potężnym jak na tamte czasy teleskopem o średnicy zwierciadła 1,2 metra. Jego uwagę przykuł obiekt, o którym napisał:

„Niespotykane zjawisko: gwiazda o jasności 8 magnitudo z delikatną, świecącą, okrągłą atmosferą o średnicy około 3 sekund łuku; gwiazda znajduje się dokładnie w centrum, a jej atmosfera jest tak niewyraźna i ulotna, niezmienna na całej tarczy, iż nie można przypuszczać, że składa się z gwiazd, ani że jest ona od swojej gwiazdy oddzielona. Inna gwiazda, niemal tak samo jasna i znajdująca się w tym samym polu widzenia nie nosiła śladów tego zjawiska.” Obiekt skatalogowany później jako NGC 1514 (aka Kryształowa Kula) okazał się jedną z około trzech tysięcy znanych nam dziś mgławic planetarnych.

Jak przypuszczał Herschel, mgławica planetarna nie składa się z gwiazd. Jest jedynie pozostałością po gwieździe o masie podobnej do Słońca. Nie ma też ona nic wspólnego z planetą. Może poza pozornym kształtem podobnym na przykład do Urana, który skłonił Herschela do przyjęcia takiej nomenklatury. Dziś wiemy, że kształt mgławic planetarnych zwykle nie jest okrągły i to chyba właśnie ich przedziwne formy i kolory (niejednokrotnie widoczne gołym okiem nawet w amatorskich teleskopach) są najbardziej fascynujące. Same nazwy mogą wiele powiedzieć o tym, jak przeróżne postacie przyjmują mgławice planetarne: Sowa, Duszek, Zarodek, Hantle, Muszka, Eskimos, Czaszka, Saturn, Motyl, Cukierek, Żółw czy Czerwony Pająk.

Pomiędzy Słońcem a mgławicą planetarną: Aldebaran

Na powstanie mgławicy planetarnej czekać trzeba jakieś 10 miliardów lat. Tyle czasu potrzebuje gwiazda o masie Słońca na przetworzenie zawartego w jej jądrze wodoru w hel. Jest to najdłuższy etap ewolucji tego rodzaju gwiazd. Systematyczne spalanie wodoru w jądrze sprawia, że Słońce jest obecnie świetnie działającym wytwórcą ciepła. Ten niczym niezmącony proces fuzji termojądrowej zachodzi w naszej gwieździe już od 4,5 miliarda lat, a trwać będzie kolejnych 5 lub 6 miliardów lat. Nie musimy jednak czekać na jego koniec, aby zobaczyć, co stanie się później.

W naszym kosmicznym sąsiedztwie obserwujemy gwiazdy, które ten najdłuższy etap życia mają już za sobą. Aldebaran, gwiazda w konstelacji Byka, rozpoczął kolejną fazę rozwoju, gdyż przetworzył już cały wodór w hel w swoim jądrze. Jest czerwonym olbrzymem, ponieważ po zakończonym etapie fuzji jego jądro zapadło się pod wpływem grawitacji, co dało energię do spalania wodoru w bardziej zewnętrznych warstwach gwiazdy. To z kolei spowodowało rozdmuchanie warstw materii znajdujących się bliżej powierzchni gwiazdy i rozdęcie się Aldebarana do obłędnych rozmiarów.

Porównanie wielkości Aldebarana i Słońca. Źródło: wikipedia

Naukowcy przypuszczają, że na tym etapie ewolucji Słońce osiągnie średnicę sięgającą poza orbitę Wenus. Ziemia może pozostać na orbicie, zostać wyrzucona poza Układ Słoneczny, lub wchłonięta przez naszą gwiazdę. Żaden z tych scenariuszy nie przewiduje raczej przetrwania żyjących tu być może za miliardy lat organizmów.

Czerwony olbrzym z czasem wytwarza coraz cięższe pierwiastki: węgiel, tlen czy magnez. Gdy jądro osiąga temperaturę 3 miliardów stopni Celsjusza, w jego wnętrzu powstaje żelazo. Wówczas życie gwiazdy dobiega końca, ponieważ do wytworzenia pierwiastków cięższych od żelaza potrzebny jest wkład energii, której gwiazda nie posiada. Pierwiastki te powstają podczas wybuchu supernowej, do którego dochodzi w gwiazdach o wiele masywniejszych i żyjących znacznie krócej niż Słońce.

W oczekiwaniu na nieuchronny koniec: mirydy

Mira Ceti gubiąca materię. Źródło: NASA/JPL-Caltech

Przypomina kometę, ale to czerwony olbrzym pędzący przez kosmos z prędkością 130 kilometrów na sekundę. Mira Ceti zachwyca astronomów od setek lat, gdyż raz pojawia się, raz znika. Jest przykładem kolejnego etapu ewolucji gwiazd o masie zbliżonej do Słońca. Mira to gwiazda zmienna pulsująca, czyli taka, w której wnętrzu dochodzi do ostatnich prób fuzji termojądrowej. Powodują one cykliczne wzrosty i obniżenia jej średnicy oraz jasności. Gdy we wnętrzu gwiazdy ustaje fuzja, materia jest ściągana grawitacyjnie, powodując zmniejszenie średnicy gwiazdy, ale jednocześnie wzrost jej temperatury, który prowadzi do ponownego rozpoczęcia procesu spalania. Wówczas gwiazda świeci mocniej (w zakresie widzialnym). Jednak odbywająca się fuzja powoduje wzrost objętości i obniżenie temperatury gwiazdy, co proces spalania wstrzymuje. To z kolei prowadzi do jej słabszego świecenia.

Poruszając się z ogromną prędkością, Mira Ceti gubi luźną materię tworzącą widoczny w zakresie ultrafioletowym ślad odkryty w 2007 roku. Nie każda gwiazda będąca o krok od stania się mgławicą planetarną porusza się z taką prędkością i ciągnie za sobą ogon, jednak materia jest na tym etapie w dużych ilościach uwalniana z gwiazdy.

Mirydy, czyli gwiazdy zmiennie pulsujące, takie jak Mira Ceti, przechodzą fazę pulsowania stosunkowo krótko, bo w ciągu kilku milionów lat. Dramatyczne zmiany jasności (często widoczne na niebie gołym okiem) są cykliczne, z okresem zmienności wahającym się zwykle pomiędzy 100 a 400 dniami. Etap pulsowania to ostatnie tchnienia gwiazdy, która zaraz potem w sposób jakże efektowny traci swoją życiową funkcje – przestaje wytwarzać energię.

Gwiezdny łabędzi śpiew

Gdy fuzja termojądrowa ostatecznie ustaje, zewnętrzna, znacznie chłodniejsza otoczka zostaje odrzucona tworząc mgławicę. W jej wnętrzu pozostaje jądro gwiazdy, które staje się niezwykle gorącym białym karłem. Gwiazdy te są również nadzwyczaj gęste – mają masę porównywalną z masą Słońca, a średnicę porównywalną ze średnicą Ziemi. 1 cm3 ich materii może ważyć 2 tony. Obserwując mgławice planetarne, zarówno na zdjęciach jak i bezpośrednio przez teleskop, można czasem dojrzeć gwiazdę centralną mgławicy, czyli właśnie białego karła, który nie produkuje już energii, a jedynie stygnie. Takie oddawanie ciepła trwać będzie miliardy lat. We Wszechświecie nie obserwujemy chłodnych białych karłów, które już ostygły, gdyż jest on na to jeszcze zbyt młody. Ma przecież „zaledwie” 13,7 miliarda lat.

Mgławica planetarna Eskimos (NGC 2392) z wyraźnie widoczną gwiazdą centralną. Źródło: NASA/Andrew Fruchter (STScI)

Początkowo odrzucona materia nie świeci, a jest jedynie oświetlana światłem pozostałego w centrum białego karła. Taką mgławicę refleksyjną nazywa się czasem mgławicą protoplanetarną (lub preplanetarną, aby nie mylić jej z mgławicą, z której powstają planety). Z czasem mgławica zostaje zjonizowana promieniowaniem ultrafioletowym pochodzącym od gwiazdy i sama zaczyna emitować światło, głównie w zakresie od ultrafioletu po promienie X. Wówczas na krótki okres, bo jedynie na klika dziesiątków tysięcy lat, przyjmuje jedyną w swoim rodzaju formę.

Jak płatki śniegu

Wydawałoby się, że proces powstawania mgławic planetarnych prowadzić powinien do bardziej jednorodnego wyglądu wszystkich tego rodzaju obiektów, jednak zaledwie 20% z nich ma okrągły kształt. Pozostałe znacznie różnią się między sobą, choć naukowcy nadal nie mają pewności, z czego te różnice wynikają. Jedna z teorii mówi o wpływie towarzysza białego karła na kształt mgławicy. Skoro większość gwiazd żyje w układach wielokrotnych, większość mgławic planetarnych powinna zawierać w sobie więcej niż jedną gwiazdę.

Mgławica planetarna Czerwony Pająk (NGC 6537) prawdopodobnie kryje w sobie podwójny układ gwiazd. Źródło: NASA

Niezwykły wygląd może nadawać mgławicom również pole magnetyczne gwiazdy. Wydostająca się z niej materia mogłaby wówczas układać się wzdłuż linii pola magnetycznego, niczym opiłki żelaza przy magnesie. Pole magnetyczne odkryto już wokół kilku białych karłów. W niektórych mgławicach zaobserwowano też dwie „skorupy” gazowe o wspólnym środku, co sugeruje, że po odrzuceniu otoczki gwiazda być może robi sobie przerwę, aby po jakimś czasie wyrzuć z siebie kolejną porcję materii.

Gwiazda znajdująca się w centrum mgławicy Abell 36 wytwarza pole magnetyczne. Źródło: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/University of Arizona

Pośród tysięcy znanych nam mgławic planetarnych w wielu obserwujemy strukturę pierścienia. Inne swoim wyglądem przypominają zwykłą gwiazdę. Jeszcze inne posiadają wyraźne koncentracje materii w pewnym sensie dzielące mgławicę na połówki, które często są względem siebie zaskakująco symetryczne. Istnieją mgławice w kształcie litery S, czy cyfry 8. Znany jest nawet przypadek mgławicy prostokątnej! Mgławice planetarne są jak płatki śniegu. Każda jest jedyna i niepowtarzalna. Niestety szybko znikają. Ich średnica powiększa się ze średnią prędkością 1,5% na 100 lat. Najrzadsze fragmenty mgławicy mogą być całkowicie niewidoczne dla teleskopów. Po kilku lub kilkunastu tysiącach lat średnica obiektu rośnie na tyle, że cała znajdująca się w nim materia ma bardzo niską gęstość. Materia międzygwiazdowa otaczająca mgławicę zaczyna coraz silniej na nią oddziaływać. Poruszając się wraz ze swoją gwiazdą centralną, mgławica napotyka opór ze strony materii i może zostać przez nią skompresowana z „przedniej” strony, która staje się wyraźniejsza. Obiekt może wówczas uzyskać formę przypominającą półksiężyc. Z czasem mgławica staje się na tyle rozrzedzona, że całkowicie rozpływa się w materii międzygwiazdowej zasilając ją wodorem, helem, węglem, tlenem, neonem, magnezem czy żelazem. To z nich będą mogły w przyszłości powstać nowe gwiazdy i planety.

Kompilacja zdjęć mgławic planetarnych oddająca ich rzeczywistą wielkość. Źródło: ESA/Hubble & NASA/ESO