Ξεκλειδώνοντας τα μυστήρια του πλανητικού νεφελώματος “Southern Ring” με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb (JWST)

Στις 25 Δεκεμβρίου του 2021 στις 14:20 ώρα Ελλάδας εκτοξεύθηκε, μετά από 5 αναβολές, το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb της ΝΑSΑ (JWST), με τον πύραυλο Αριάν-5 από το διαστημοδρόμιο της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος (ESA) στη Γαλλική Γουϊάνα. Στις 24 Ιανουαρίου 2022, το JWST έφτασε στο τελικό του στόχο, το δεύτερο σημείο Lagrange ή L2, αφού διένυσε μια απόσταση 1.5 εκατομμυρίου χιλιομέτρων και θα εκτελεί μια περιφορά γύρω από αυτό κάθε έξι μήνες περίπου.

Το πρωτεύον κάτοπτρο του διαστημικού τηλεσκοπίου έχει διαμέτρου 6,5 μέτρων, αποτελούμενο από 18 εξαγωνικά τμήματα, είναι δηλαδή περίπου 2.7 φορές μεγαλύτερο από το αντίστοιχο του διαστημικού τηλεσκοπίου Χαμπλ (Hubble Space Telescope, HST). Το JWST θα παρατηρεί το διάστημα κυρίως στα υπέρυθρα μήκη κύματος, από 0.6μm ως 28.3μm.

Έξι μήνες μετά την εκτόξευση, τον Ιούλιο του 2022, η ΝΑSA έδωσε στην δημοσιότητα τις πρώτες εικόνες του JWST από πέντε στόχους κατά τη διάρκεια των πρώτων δοκιμαστικών παρατηρήσεων του διαστημικού τηλεσκοπίου (Early Release Observations). Ένας από τους στόχους αυτούς ήταν και το πλανητικό νεφέλωμα NGC 3132, γνωστό και ως “Southern Ring Nebula”, το οποίο βρίσκεται περίπου 2500 έτη φωτός μακριά ή περίπου 2×1016 χιλιόμετρα (Εικόνα 1).

Εικόνα 1. Φωτογραφίες του πλανητικού νεφελώματος NGC 3132 από το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb της NASA. Στα αριστερά βλέπουμε το θερμό αέριο του πλανητικού νεφελώματος να εκπέμπει στο κοντινό υπέρυθρο και να περιβάλλει τα δύο αστέρια του συστήματος, ενώ στα δεξιά αποτυπώνεται η εκπομπή του κρύου μοριακού αερίου στο μέσο υπέρυθρο που εκλύθηκε από το κεντρικό αστέρι και τελικά δημιούργησε το πλανητικό νεφέλωμα.

Τί είναι όμως τα πλανητικά νεφελώματα; Η ονομασία τους είναι παραπλανητική και τα αντικείμενα αυτά δεν έχουν καμία απολύτως σχέση με πλανήτες. Είναι πλέον γνωστό ότι τα πλανητικά νεφελώματα είναι διαστελλόμενα κελύφη αερίων και αντιπροσωπεύουν τα τελευταία στάδια της εξέλιξης αστέρων μικρής και μέσης μάζας (μεταξύ 0.8 και 8 μάζες Ηλίου). Ωστόσο, τον 18ο αιώνα ο William Hershel τους έδωσε την ονομασία πλανητικά νεφελώματα απλά γιατί έμοιαζαν με πλανήτες λόγω της όχι καλής διακριτικής ικανότητας των τηλεσκοπίων της εποχής.

Οι εν λόγω αστέρες μικρής και μέσης μάζας περνάνε τον μεγαλύτερο χρόνο τους (κάποια δισεκατομμύρια χρόνια) σε μια γενικά σταθερή και ήρεμη φάση, την λεγόμενη Κύρια ακολουθία (φάση 1, Εικόνα 2) κατά την οποία μετατρέπουν το Υδρογόνο του πυρήνα τους σε Ήλιο. Όταν καταναλώσουν το μεγαλύτερο μέρος του Υδρογόνου, συνεχίζουν στις επόμενες εξελικτικές φάσεις, του υπογίγαντα (φάση 2) και ερυθρού γίγαντα (φάση 3) κατά τις οποίες η επιφανειακή θερμοκρασία των αστεριών μειώνεται, ενώ το αστέρι διογκώνεται σε μέγεθος δεκάδες ή και εκατοντάδες φορές το μέγεθος του Ήλιου (Πίνακας 1). Κατά τις 2 αυτές φάσεις, η κύρια πηγή ενέργειας στο εσωτερικό των αστέρων είναι και πάλι η καύση του Υδρογόνου σε Ήλιο, αλλά αυτή την φορά σε ένα μικρό μόνο φλοιό γύρω από τον πυρήνα τους, ο οποίος παραμένει ανενεργός. Ως εκ τούτου, ο πυρήνας γίνεται όλο και πιο πυκνός και θερμός έως ότου η θερμοκρασία του φτάσει τα 100 εκατομμύρια βαθμούς Celcius, ικανή να ενεργοποιήσει την ανάφλεξη του Ηλίου σε βαρύτερα στοιχεία όπως τον Άνθρακα και το Οξυγόνο (Έκλαμψη Ηλίου, φάση 4). Η φάση αυτή είναι αρκετά σύντομη και σηματοδοτεί την σύντηξη του Ηλίου στον πυρήνα ενώ ο αστέρας αρχίζει να παράγει περισσότερη ενέργεια στο εσωτερικό του, το οποίο έχει ως αποτέλεσμα να αυξάνεται η επιφανειακή του θερμοκρασία και να μικραίνει σε μέγεθος (οριζόντιος κλάδος των γιγάντων, φάση 5). Στην συνέχεια, το άστρο εισέρχεται στην φάση του ασυμπτωτικού κλάδου των γιγάντων (φάση 6), κατά την οποία η καύση του Υδρογόνου σε Ήλιο συνεχίζει να γίνεται σε ένα εξωτερικό φλοιό, αλλά σε ένα δεύτερο φλοιό έχουμε την καύση του Ήλιου σε Άνθρακα και Οξυγόνο, ενώ ο πυρήνας και πάλι δεν είναι αρκετά θερμός να ξεκινήσει την καύση βαρύτερων στοιχείων, αλλά συνεχίζει να συστέλλεται και να αυξάνει την μάζα του, λόγω της εναπόθεσης όλο και περισσότερων προϊόντων από την καύση των υπερκείμενων φλοιών. Η φάση αυτή είναι αρκετά ασταθής και το αστέρι αρχίζει να χάνει μεγάλες ποσότητες μάζας από τα εξωτερικά του στρώματα λόγω αστρικών ανέμων και θερμικών παλμών.

Εικόνα 2. Διάγραμμα εξέλιξης (Hertzsprung–Russell) ενός αστεριού σαν τον Ήλιο.

Το τέλος αυτής της φάσης είναι και η αρχή της φάσης του πλανητικού νεφελώματος (φάση 7). Το κρύο αέριο που διαχύθηκε στο μεσοαστρικό χώρο και περιβάλλει τον θερμό πυρήνα του αστέρος αποτελείται κυρίως από μόρια, π.χ. Υδρογόνου και σκόνης. Ωστόσο, η υπεριώδης ακτινοβολία του θερμού πυρήνα οδηγεί τελικά στην διάσπαση των μορίων σε άτομα και συνεπακόλουθα στον ιονισμό των τελευταίων. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα την ακτινοβολία από το αέριο στο οπτικό μέρος του φάσματος, την οποία και παρατηρούμε με τα τηλεσκόπια. Ως αποτέλεσμα της εξέλιξης των αστέρων, τα πλανητικά νεφελώματα παίζουν καθοριστικό ρόλο στον χημικό εμπλουτισμό του μεσοαστρικού χώρου με στοιχεία όπως π.χ. Άνθρακα (περίπου η μισή ποσότητα Άνθρακα στο σύμπαν παράγεται από τα εν λόγω αστέρια μικρής και μέσης μάζας), στον σχηματισμό νέων αστέρων και κατ’ επέκταση στην χημική εξέλιξη των γαλαξιών.

Λόγω του σημαντικού ρόλου που παίζουν τα πλανητικά νεφελώματα, ένας από τους πρώτους στόχους του JWST ήταν και το πλανητικό νεφέλωμα NGC 3132. Από την μελέτη των δεδομένων αυτών, αποκαλύφθηκε αρχικά ότι ο κεντρικός αστέρας του πλανητικού νεφελώματος δεν είναι γυμνός αλλά περιβάλλεται από έναν περιστρεφόμενο πυκνό δίσκο σκόνης, με μέγεθος της τάξης της απόστασης του Ήλιου με τη ζώνη Kuiper, η οποία βρίσκεται στα όρια του Ηλιακού μας συστήματος. Ένα επιπλέον σημαντικό συμπέρασμα από την μελέτη των δεδομένων αυτών είναι ότι στο κέντρο του πλανητικού νεφελώματος υπήρχαν τουλάχιστον δύο, πιθανώς τρία ή και περισσότεροι αόρατοι αστέρες συνοδοί, στους οποία οφείλεται το ακανόνιστο σχήμα που παρατηρούμε (Εικόνα 3).

Εικόνα 3. Καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός συστήματος 5 αστέρων στο κέντρο του πλανητικού νεφελώματος NGC 3132. Συγκεκριμένα, στη κάτω αριστερά εικόνα απεικονίζεται το κεντρικό αστέρι να περιβάλλεται από έναν περιστρεφόμενο δίσκο σκόνης και τα 3 από τα 5 αστέρια του συστήματος να βρίσκονται μέσα σε αυτό τον δίσκο. Η κάτω δεξιά εικόνα δείχνει τη σκηνή όπως την παρατηρούμε σήμερα με το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb.

Ο συνδυασμός των υπέρυθρων φωτογραφιών από το JWST με δεδομένα από το δορυφόρο Gaia της ESA (Ευρωπαϊκής Διαστημικής Υπηρεσίας), οδήγησε την ερευνητική ομάδα στο υπολογισμό της αρχικής μάζας του αστέρα, στην Κύρια ακολουθία του, να είναι σχεδόν τρεις φορές μεγαλύτερη από την μάζα του Ήλιου, ενώ μετά τη δημιουργία του πλανητικού νεφελώματος η μάζα του αστέρα μειώθηκε μόλις στα 2/3 της μάζας του Ήλιου. Επομένως, η συνολικής μάζα του αερίου που χαρακτηρίζει το πλανητικό νεφέλωμα προσδιορίστηκε, για πρώτη φορά, περίπου στις 2.4 ηλιακές μάζες. Τέλος, οι εκπληκτικής ανάλυσης εικόνες του JWSΤ άφησαν του επιστήμονες με ανοιχτό το στόμα, αποκαλύπτοντας τον σχηματισμό νηματοειδών δομών, εξωτερικά της κύριας ιονισμένης περιοχής, πλούσια σε μοριακό Υδρογόνο όπως φαίνεται στην εικόνα 1.

Τα πρώτα δεδομένα από το JWSΤ αφήνουν μεγάλες υποσχέσεις για την συνέχεια. Ιδιαίτερα στο πεδίο των πλανητικών νεφελωμάτων αναμένονται σημαντικές ανακαλύψεις που θα ρίξουν φως σε ερωτήματα χρόνων και θα βοηθήσουν τους επιστήμονες να καταλάβουν καλύτερα την εξέλιξη που πρόκειται να ακολουθήσει και ο δικός μας αστέρας, ο Ήλιος μας.

Η εργασία αυτή με επικεφαλής την Δρ Orsola De Marco από το Πανεπιστήμιο Macquarie στο Σίδνεϋ, της Αυστραλίας δημοσιεύθηκε στο διεθνές επιστημονικό περιοδικό Nature Astronomy με τίτλο: “The messy death of a multiple star system and the resulting planetary nebula as observed by JWST”, στην οποία συμμετέχουν οι ερευνητές Δρ Σταύρος Άκρας και Δρ Παναγιώτης Μπούμης.