«Газ, который составляет основную часть межзвездной среды, — объясняет Хорхе Гарсиа Рохас, исследователь из IAC, который является первым автором статьи, — можно наблюдать, потому что его атомы ионизируются фотонами, испускаемыми горячими звездами. внутри него (которые могут быть либо очень массивными звездами, либо белыми карликами, которые тоже очень горячие). Это заставляет газ излучать свет в диапазоне длин волн, включая видимый, и в зависимости от атомов, которые его составляют, мы видим разные цвета в туманности.Исторически сложилось так, что доли (которые мы называем содержаниями) различных атомов в межзвездном газе измерялись с использованием отчетливого спектрального «следа» каждого иона в спектре, который представляет собой характерный набор спектральных линий.
В основном есть два типа линий: те, которые образуются в результате столкновений между атомами или ионами и электронами в окружающем газе, которые называются линиями столкновения, и которые очень яркие для таких элементов, как кислород, азот и неон, и линии, которые являются образуются, когда ионы захватывают свободные электроны, которые называются линиями рекомбинации и которые ярки только для газов с наибольшим содержанием в межзвездной среде: водорода и гелия.«Более 70 лет, — объясняет Гарсиа Рохас, — мы знаем, что слабые линии рекомбинации ионов таких элементов, как кислород и углерод, дают нам значения их содержания, которые намного больше, чем полученные с использованием линий столкновения, даже хотя линии столкновения в 1000-100000 раз ярче, чем линии рекомбинации.
Это несоответствие вызывает постоянные сомнения в отношении одного из методов, наиболее часто используемых для измерения содержания химических веществ во Вселенной ».Причина этого несоответствия отнюдь не ясна, и с 60-х годов прошлого века было предложено несколько различных гипотез в попытках решить проблему, но ни одна из них не смогла удовлетворительно объяснить данные наблюдений. «Один из предлагаемых сценариев, — комментирует Романо Корради, директор GTC и еще один из авторов, — это присутствие компонента в газе, который отличается от того, который мы обычно находим, бедный водородом и богатый более тяжелыми элементами, такими как как кислород и углерод.
Эта идея использовалась для объяснения наблюдений за различными объектами, но происхождение этого компонента газа до сих пор остается загадкой ».«В течение последних нескольких лет наша группа, — говорит Дэвид Джонс, астрофизик из МАК и еще один автор статьи, — обнаружила, что планетарные туманности с самыми большими расхождениями в их содержании обычно связаны с двойными центральными звездами, которые прошли фазу с общей оболочкой, то есть процесс расширения более массивной из двух звезд означал, что другая звезда вращается внутри ее внешней атмосферы, а вязкость приблизила звезды к одной Другой. Наше исследование предполагает, что, по крайней мере, для этого типа звезд, эволюция двойного центрального объекта вызвала изгнание компонента газа, который отличается от основного компонента ».Чтобы попытаться подтвердить эту теорию, с помощью GTC было получено изображение излучения планетарной туманности в линиях рекомбинации кислорода. Эти выбросы очень слабые, и для их изоляции нужны специальные инструменты на больших телескопах.
Комбинация большого телескопа, такого как GTC, и инструмента с настраиваемым фильтром, такого как OSIRIS, оказалась идеальной комбинацией. «Для этого, — объясняет Антонио Кабрера Лаверс, глава отдела астрономии GTC и один из авторов статьи, — мы впервые использовали синий настраиваемый фильтр OSIRIS, чтобы получить глубокое изображение, сосредоточенное на излучении от линии рекомбинации одного из ионов кислорода в планетарной туманности 6778. "«NGC6778, — добавляет другой автор, Гектор Монтейро из Университета Итажубы, Бразилия, — является одной из планетарных туманностей с самыми яркими линиями рекомбинации. Мы обнаружили, что пространственное распределение этого излучения не совпадает с пространственным распределение ярких линий столкновения.Этот результат очень важен, потому что это первый случай, когда два разных компонента линий излучения газа, обусловленных одним и тем же ионом, были выделены прямым отображением.Различная зависимость от температуры и плотности рекомбинационных линий и Линии столкновения позволяют нам сделать вывод, что компонент, богатый металлами, является гораздо более холодным и плотным газом, чем основная часть газа в туманности.«Этот результат, — заключает Пабло Родригес Хиль из МАК и Университета Ла Лагуна, который является еще одним автором статьи, — является еще одним свидетельством важности эволюции и взаимодействия двойных звезд для понимания многих аспектов астрофизики. , включая предметы, которые явно не связаны между собой, такие как химическая эволюция Вселенной ".