MLHOVINA "ZKAŽENÉ VEJCE " - PLANETÁRNÍ MLHOVINA VE VÝVOJI

Obrázky NASA/ESA HST ukazují nevšední příklady hvězd procházejících závěrečným stádiem svého vývoje, kdy se dramaticky transformují z obyčejného rudého obra na planetární mlhovinu. Tento proces probíhá tak rychle, že tyto objekty jsou poměrně vzácné, astronomové dokonce věří, že většina hvězd podobných Slunci bude časem procházet takovou fází.

Hvězda na snímku s prozaickým označením OH231.8+4.2, je vidět na infračervených obrázcích odfoukávající ven plyn a prach ve dvou opačných směrech. Bylo odvrhnuto tak mnoho prachu, který teď obklopuje hvězdu, že tato hvězda nemůže být vidět přímo, pouze jako reflexe záření na okolním prachu.

Výtok plynu je velmi rychlý s rychlostí kolem 700000 km/h. Hubble Near Infrared Camera a NICMOS odhalují na snímcích extrémně jasný pohyb plynu a prachu, který je kolimován do několika tenkých proužků (vpravo) a jetových struktur (vlevo), které mohou být vidět táhnoucí se od centra obou obrázků.

Vpravo chomáče materiálu v proužcích narážejí do hustých skvrnek plynu. Tato interakce musí produkovat silné rázové vlny v plynu.

Snímky představují dva pohledy na tento objekt. Barevný snímek je složen ze čtyřech snímků pořízených v různých NICMOS infračervených filtrech 28. března 1998. Ukazuje se, že důležitými fyzikálními vlastnostmi materiálu je jeho složení a teplota, která mění významně výtok materiálu. Černobílý snímek byl pořízen s NICMOS infračerveným filtrem. Obrázek může ukazovat více zřetelně slabé detaily a strukturu v mlhovině než může být dosaženo při barevném složení.

Astronomové pomocí radiových pozorování nalezli mnoho neobvyklých molekul plynu kolem hvězdy, včetně takových jako například hydrogen sulfid a oxid siřičitý.
Tyto sírové směsy jsou pravděpodobně právě tvůrci rázových vln, které se šíří skrze plyn. Následkem velkého množství sírových směsí si tento objekt vysloužil přezdívku mlhovina "zkažené vejce". Nachází se v souhvězdí Puppis. NICMOS data vznáší vážnou námitku proti astrofyzikálním teoretikům: Jak může hvězda generovat takové těsně kolimované proudy plynu a prachu a urychlit je k tak velmi vysoké rychlosti? William B. Latter z California Institute of Technology a jeho skupina použila tato data k lepšímu pochopení detailní struktury vytékajícího materiálu k nalezení důkazu o původu tenkých proužků a jetů, který nás neučí znát více o hvězdě samé. Tato informace bude dávat astronomům více ke kompletnímu pochopení konečného stadia v životě hvězd podobných jako naše Slunce.

Tyto výsledky byly představeny na konferenci s názvem "Asymmetrical Planetary Nebulae II: From Origins to Microstructures". Tato konference se konala 3. až 6. srpna 1999 v Massachusetts Institute of Technology. Výsledky budou také vydány v časopise Astrophysical Journal.

(podle informace STScI-PRC99-39 z 19.10.1999 připravil PH)