NGC 6543 (Kocie Oko)

to jedna z najdziwniejszych mg∏awic planetarnych w naszej

Galaktyce. Ten wielobarwny i wielowarstwowy ob∏ok gazu le˝y w odleg∏oÊci oko∏o 3000 lat
Êwietlnych od S∏oƒca. Mg∏awice planetarne nie majà nic wspólnego z planetami (ponad 200
lat temu zosta∏y tak nazwane przez zwyk∏à pomy∏k´, lecz termin ten jest nadal u˝ywany
ze wzgl´du na zami∏owanie astronomów do tradycji). Obiekty te sà symptomem agonii niezbyt
masywnych gwiazd. W podobny sposób zakoƒczy ˝ycie nasze S∏oƒce. Skomplikowana
struktura Kociego Oka, zaobserwowana przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a w 1994 roku,
zmusi∏a astronomów do poszukiwania nowych teorii.

Z

budynku Wydzia∏u Astronomii University of Wa-
shington mo˝na ∏atwo dojrzeç pracowni´ Dale’a
Chihuly’ego – artysty, który zdoby∏ s∏aw´ dzi´ki
rzeêbom ze szk∏a. Ich op∏ywowe kszta∏ty przywodzà

na myÊl cudowne stwory z morskich g∏´bin. Gdy w ciemnym po-
mieszczeniu kieruje si´ na nie silnà wiàzk´ Êwiat∏a, taƒczàce w
szkle promienie wydajà si´ budziç je do ˝ycia. ˚ó∏te meduzy i
czerwone oÊmiornice mknà przez kobaltowà wod´. Las g∏´bi-
nowych wodorostów ko∏ysze si´ w rytm pràdów morskich.
Dwie opalizujàce ró˝owe muszle przytulajà si´ do siebie ni-
czym para kochanków.

Dla astronomów prace Chihuly’ego majà dodatkowe zna-

czenie: niewiele dzie∏ cz∏owieka mo˝e równie wiernie odtwo-
rzyç pi´kno mg∏awic planetarnych. Te gazowe obiekty, roz-
Êwietlone od wn´trza przez gwiazdy i zabarwione na ˝ywe
kolory przez pobudzone do Êwiecenia atomy i jony, wyglàdajà
na tle czarnego nieba jak ˝ywe. Mg∏awice o najbardziej suge-
stywnych kszta∏tach majà w∏asne nazwy, na przyk∏ad Mrów-
ka, Bliêniacze Rozgwiazdy czy Kocie Oko. Ich zdj´cia, wyko-
nane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a, hipnotyzujà pi´knem.

Mylàcà nazw´ „mg∏awice planetarne” wprowadzi∏ 200 lat

temu angielski astronom William Herschel. By∏ on odkrywcà
licznych mg∏awic – rozmytych, przypominajàcych ob∏oczki

SIERPIE¡ 2004 ÂWIAT NAUKI

23

P

i

´

k

n

a

z

w

y

k

∏

y

c

h

Ê

m

i

e

r

ç

g

w

i

a

z

d

Bruce Balick i Adam Frank

J. P

. HARRING

TON

University of Mar

yland

, K. J. BORK

OWSKI

North Car

olina State University

i NASA

Za pi´ç miliardów lat S∏oƒce
czeka bardzo malowniczy
koniec. Jak wszystkie gwiazdy
o niezbyt du˝ych masach
rozp∏ynie si´ w mg∏awic´
planetarnà – stworzone si∏ami
natury wspania∏e dzie∏o sztuki

obiektów, które mo˝na dostrzec tylko
przez teleskop. Poniewa˝ wiele z nich
ma kszta∏t z grubsza okràg∏y, przypomi-
na∏y Herschelowi odkrytà równie˝ przez
niego zielonkawà planet´ Uran. Sàdzi∏,
˝e obiekty te sà uk∏adami planetarnymi,
które na naszych oczach formujà si´ wo-
kó∏ m∏odych gwiazd. Nazwa jest u˝ywa-
na do dziÊ, mimo ˝e w rzeczywistoÊci
mg∏awice planetarne powstajà z mate-
rii traconej przez umierajàce gwiazdy i
patrzàc na nie, widzimy nie naszà prze-
sz∏oÊç, lecz przysz∏oÊç. Taki w∏aÊnie los
czeka S∏oƒce: jego kosmiczny ˝ywot za-
koƒczy si´ malowniczà orgià mg∏awicy
planetarnej.

Mg∏awice planetarne to nie tylko czy-

ste pi´kno. Jak wszystkie prawdziwe
dzie∏a sztuki zmuszajà nas do kwestio-
nowania naszych wyobra˝eƒ o Êwiecie.
W szczególnoÊci rzucajà wyzwanie teo-
rii ewolucji gwiazd – dzia∏owi astrofi-
zyki, który bada przemiany zachodzàce
w gwiazdach z up∏ywem czasu. W po-
wszechnej opinii teoria ta jest dobrze
rozwini´tà i dojrza∏à ga∏´zià wiedzy –
solidnà podstawà, na której opieramy
znacznà cz´Êç naszej wiedzy o kosmosie.
Jednak gdy chcemy objaÊniç genez´ bar-
dziej skomplikowanych kszta∏tów wi-
docznych na zdj´ciach wykonanych
przez teleskop Hubble’a, zaczynajà si´
k∏opoty. JeÊli gwiazdy rodzà si´, ˝yjà i
umierajà jako kule, to w jaki sposób wy-

twarzane przez nie mg∏awice mogà
przybieraç kszta∏ty mrówek, rozgwiazd
czy kocich oczu?

Ze Êmiercià im do twarzy

W

UBIEG

¸YM

STULECIU

astronomowie

stwierdzili, ˝e umierajàce gwiazdy mo˝na
podzieliç na dwie roz∏àczne grupy. Cz∏on-
kinie galaktycznej elity – gwiazdy, których
poczàtkowe masy przekraczajà osiem mas
S∏oƒca – wybuchajà gwa∏townie jako su-
pernowe. Gwiazdy mniej masywne – takie
jak S∏oƒce – umierajà powoli. U schy∏ku
˝ycia dopalajà resztki jàdrowego paliwa
w powtarzajàcych si´ spazmach, „krztu-
szàc si´” niczym silnik samochodu, któ-
remu koƒczy si´ benzyna.

W ciàgu prawie ca∏ego swego ˝ycia

gwiazda Êwieci dzi´ki toczàcym si´ w
jej g∏´bokim wn´trzu (tzw. rdzeniu) re-
akcjom syntezy jàdrowej, nazywanej
przez astronomów spalaniem. Jako
pierwszy spala si´ wodór, z którego w
cyklu jàdrowych przemian powstaje hel.
Po wypaleniu rdzenia jàdrowy p∏omieƒ
przenosi si´ do otaczajàcej go cienkiej
warstwy. Na tym etapie ewolucji gwiaz-
da p´cznieje i staje si´ czerwonym ol-
brzymem. W coraz gor´tszym rdzeniu
zapala si´ hel (z którego powstaje w´-
giel). Gdy go tam zabraknie, reakcje spa-
lania helu przenoszà si´ do cienkiej war-
stwy le˝àcej bezpoÊrednio pod warstwà
spalania wodoru. Gwiazda traci sta-

bilnoÊç i wpada w drgania. Jej rozchwia-
ne i rozdymane ciÊnieniem promienio-
wania warstwy zewn´trzne odp∏ywajà w
przestrzeƒ mi´dzygwiazdowà, gdzie po-
wstaje z nich mg∏awica planetarna.

Od XVIII wieku astronomowie odkry-

li i skatalogowali oko∏o 1500 mg∏awic pla-
netarnych. Kolejnych 10 000 mo˝e si´
chowaç w naszej Galaktyce za g´stymi
ob∏okami py∏u. Podczas gdy supernowe
wybuchajà w Drodze Mlecznej co kilka
stuleci, nowa mg∏awica planetarna po-
wstaje co roku; w tym samym czasie in-
ne takie obiekty gasnà i pogrà˝ajà si´ w
ciemnoÊciach. Wybuchy supernowych
przebiegajà znacznie bardziej efektow-
nie, ale pozosta∏oÊci po nich sà m´tne i
nieregularne; brak im symetrii i bizantyj-
skiego przepychu mg∏awic planetarnych.

Mg∏awice planetarne nie sà tak zwiew-

ne i spokojne, jak sugerujà zdj´cia. Wr´cz
przeciwnie – majà du˝e masy (oko∏o 0.3
masy S∏oƒca), a ich ˝ywoty bywajà bar-
dzo burzliwe. Powierzchniowe warstwy
gwiazdy, s∏abo zwiàzane z jej rdzeniem,
odp∏ywajà w przestrzeƒ mi´dzygwiazdo-
wà z pr´dkoÊcià od 10 do 20 km/s. Ten
stosunkowo powolny „wiatr gwiazdowy”
niesie wi´kszoÊç materii, z której powsta-
je mg∏awica (jest to prawie ca∏e niewy-
korzystane przez gwiazd´ paliwo jàdro-
we). Gwiazda stopniowo ods∏ania swój
goràcy rdzeƒ, zmieniajàc przy tym barw´
z pomaraƒczowej na ˝ó∏tà, a nast´pnie
bia∏à i niebieskawà. Gdy temperatura jej
powierzchni przekroczy 25 000 K, zale-
wa otaczajàcy jà gaz ostrym Êwiat∏em ul-
trafioletowym, które rozbija czàsteczki i
wyrywa elektrony z atomów. Z up∏ywem
czasu g´stoÊç wiatru gwiazdowego male-
je; roÊnie za to jego pr´dkoÊç. W zale˝-
noÊci od poczàtkowej masy gwiazdy, po
up∏ywie od stu tysi´cy do miliona lat
wiatr ustaje ca∏kowicie, dawny rdzeƒ
gwiazdy zaÊ zamienia si´ w stygnà-
cy gwiazdowy ˝u˝el, zgnieciony przez
grawitacj´ w niemal krystalicznà kul´ o
rozmiarach Ziemi. Taki niezwykle g´sty
i goràcy obiekt jest w astronomii okre-
Êlany jako bia∏y karze∏.

24

ÂWIAT NAUKI SIERPIE¡ 2004

NASA/ESA i J. HESTER

Arizona State University

; NASA i HUBBLE HERIT

AGE TEAM (STScI/A

URA)

n

Na Drodze Mlecznej mg∏awice planetarne wyglàdajà niczym ozdoby choinkowe.

Sà to barwne pozosta∏oÊci po gwiazdach, które w chwili narodzin mia∏y mas´ mniejszà
ni˝ osiem mas S∏oƒca. W ostatnich chwilach ˝ycia taka gwiazda odrzuca swe zewn´trzne
warstwy w postaci wiatru wiejàcego z pr´dkoÊcià do 1000 km/s. Stopniowo ods∏ania
przy tym warstwy g∏´biej po∏o˝one i gor´tsze, które emitujà promieniowanie ultrafioletowe.
Promieniowanie to jonizuje odrzuconà materi´ i pobudza jà do fluorescencji.

n

Na zdj´ciach wykonanych przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a widaç mg∏awice o bardzo

skomplikowanych kszta∏tach, których geneza nadal nie jest w pe∏ni wyjaÊniona. Znaczàcà
rol´ mogà tu odgrywaç wytwarzane w rdzeniu gwiazdy i unoszone przez wiatr pola
magnetyczne. Równie istotne mogà byç si∏y p∏ywowe, których êród∏em mo˝e byç towarzysz
gwiazdy tracàcej mas´ lub krà˝àca wokó∏ niej du˝a planeta. Pod ich dzia∏aniem odrzucona
materia mo˝e zebraç si´ w g´stym torusie, który z kolei odchyla wiatr gwiazdowy
w kierunku swej osi, nadajàc wydmuchiwanemu przezeƒ p´cherzowi kszta∏t klepsydry.

Przeglàd / Mg∏awice planetarne

Mg∏awice planetarne

nie tylko budzà zachwyt

swym pi´knem. Jak wszystkie

arcydzie∏a

zmuszajà

do kwestionowania naszych wyobra˝eƒ o Êwiecie.

MG¸AWICA M 57 (PIERÂCIE¡)

Poniewa˝ si∏y odpowiedzialne za wy-

p∏yw materii z umierajàcej gwiazdy ma-
jà symetri´ sferycznà, do lat osiemdzie-
siàtych astronomowie uwa˝ali mg∏awice
planetarne za rozszerzajàce si´ kuliste bà-
ble [patrz: Martha i William Liller „Pla-
netary Nebulae”; Scientific American,
kwiecieƒ 1963]. Od tego czasu obraz sys-
tematycznie si´ komplikowa∏, a jednocze-
Ênie robi∏ si´ coraz bardziej interesujàcy.

Gwi˝d˝àc w ciemnoÊciach

PIERWSZE WSKAZÓWKI

, ˝e mg∏awice plane-

tarne to coÊ wi´cej ni˝ gwiazdowa
czkawka, pojawi∏y si´ w roku 1978. Z
obserwacji przeprowadzonych w ultra-
fiolecie wynika∏o, ˝e umierajàca gwiaz-
da emituje wiatr jeszcze d∏ugo po od-
rzuceniu swych warstw zewn´trznych.
Taki wiatr ma bardzo ma∏à g´stoÊç, ale
wieje z pr´dkoÊcià 1000 km/s – stokrot-
nie szybciej ni˝ poprzedzajàcy go wiatr
o du˝ej g´stoÊci.

Aby uwzgl´dniç jego wp∏yw na struk-

tur´ mg∏awicy, Sun Kwok z University of

Calgary, Christopher R. Purton z kana-
dyjskiego Dominion Radio Astrophysi-
cal Observatory i M. Pim Fitzgerald z
University of Waterloo wykorzystali mo-
del wiatru gwiazdowego, stworzony
uprzednio do opisu innych procesów
astrofizycznych. Przewidywa∏ on, ˝e
szybki wiatr dogania wyemitowany
wczeÊniej wolny wiatr i zaczyna go „po-
pychaç”, wskutek czego na styku wia-
trów formuje si´ g´sta warstwa gazu,
przypominajàca zwa∏y Êniegu zgarniane-
go przez p∏ug. Warstwa ta niczym sko-
rupa otacza prawie pusty (ale bardzo
goràcy) bàbel, nieustannie „nadmuchi-
wany” przez szybki wiatr.

Model ten, zwany modelem oddzia-

∏ujàcych wiatrów, dobrze sprawdzi∏ si´
w przypadku okràg∏ych (lub prawie
okràg∏ych) mg∏awic planetarnych. W la-
tach osiemdziesiàtych obserwatorzy
stwierdzili jednak, ˝e okràg∏e mg∏awi-
ce stanowià zaledwie oko∏o 10% ca∏ej
populacji. Liczne mg∏awice majà kszta∏t
wyd∏u˝ony (jajowaty), natomiast doÊç

rzadkie, lecz za to najbardziej widowi-
skowe obiekty sk∏adajà si´ z dwóch bà-
bli le˝àcych po przeciwnych stronach
umierajàcej gwiazdy. Astronomowie na-
zywajà je „bipolarnymi”, choç lepiej pa-
sujà tu s∏owa „motyl” lub „klepsydra”.

Aby objaÊniç genez´ takich kszta∏tów,

wraz z Vincentem Ickem i Garreltem
Mellemà (pracujàcymi wówczas w Uni-
wersytecie w Lejdzie w Holandii) roz-
budowaliÊmy model oddzia∏ujàcych wia-
trów. Za∏ó˝my, ˝e z wolnego wiatru
powstaje torus krà˝àcy wokó∏ równika
gwiazdy. Taki torus dzia∏a jak dysza, po-
dobnie jak wargi osoby gwi˝d˝àcej, któ-
re z wydychanego powietrza formujà
wàski strumieƒ. Gdy jest dostatecznie
zwarty i g´sty, szybki wiatr zostaje ufor-
mowany w dwie strugi p∏ynàce prosto-
padle do równika. W zale˝noÊci od stop-
nia ich rozwarcia mg∏awica przybiera
kszta∏t eliptyczny lub bipolarny.

Ten stosunkowo prosty model paso-

wa∏ do wszystkich zdj´ç otrzymanych
przed rokiem 1993. Symulacje kompu-

SIERPIE¡ 2004 ÂWIAT NAUKI

25

R.

CORRADI

Istituto de Astr

o

física de Canarias

(z lewej

); DON DIX

ON (

z prawej

)

ANATOMIA KOCIEGO OKA

FOTOGRAFIA na stronach 22–23 pokazuje tylko centralnà cz´Êç Kociego Oka. Na zdj´ciu otrzymanym za pomocà teleskopu naziemnego (z
lewej) widaç „rz´sy” – poszarpanà zewn´trznà wst´g´ gazu. Rysownik zrekonstruowa∏ wewn´trzny obszar Oka, czyli „êrenic´” (z prawej). Wi-
dzimy w nim dawny rdzeƒ gwiazdy i otaczajàcà go jajowatà warstw´ gazu, zanurzonà z kolei w dwóch bàblach, których Êrodki sà odsuni´te
w gór´ i w dó∏ od rdzenia. Ca∏à t´ skomplikowanà struktur´ otaczajà kuliste, koncentryczne warstwy gazu. Najwidoczniej w ciàgu tysiàcleci
gwiazda wyrzuca∏a materi´ na kilka ró˝nych sposobów. Górna cz´Êç mg∏awicy jest przechylona w stron´ obserwatora.

Dawny

rdzeƒ

gwiazdy

Pow∏oki
gazowe

Bàbel

zewn´trzny

Bàbel
zewn´trzny

Bàbel
wewn´trzny

Artyzm mg∏awic
planetarnych

Zdj´cia wykonane przez Kosmiczny Teleskop
Hubble’a dowodzà, ˝e mg∏awice planetarne
sà znacznie bardziej skomplikowane
i ró˝norodne, ni˝ to sobie wyobra˝ali teoretycy.

W Êrodku mg∏awicy M 2-9 znajduje
si´ gwiazda podwójna i gazowy dysk,
dziesi´ciokrotnie wi´kszy od orbity
Plutona. Âwiat∏o emitowane
przez wodór, tlen i azot oznaczono
odpowiednio kolorem niebieskim,
czerwonym i zielonym.

Czerwone plamki w mg∏awicy NGC
7662 to szybko poruszajàce si´
zag´szczenia gazu zwane lataczami
(fliers). Ich pochodzenie jest nieznane.

Zamkni´ta w g´stym torusie py∏owym (widocznym
na górze z prawej) centralna gwiazda mg∏awicy NGC
6302 jest jednà z najgor´tszych w Galaktyce.

Mg∏awica Hen 3-1357, która rozb∏ys∏a
zaledwie 20 lat temu, jest najm∏odszà
ze znanych mg∏awic planetarnych.
Swe skomplikowane kszta∏ty
zawdzi´cza prawdopodobnie gwieêdzie
towarzyszàcej i torusowi gazowemu.

NGC 6751 (Dmuchawiec)
jest przyk∏adem mg∏awicy
planetarnej o kszta∏cie
eliptycznym. Gaz o niskim,
Êrednim i wysokim stopniu
jonizacji oznaczono
odpowiednio kolorem
czerwonym, zielonym
i niebieskim.

Centralna gwiazda mg∏awicy CRL 2688
(Jajko) niczym reflektor oÊwietla
koncentryczne warstwy py∏u. Warstwa
zewn´trzna ma Êrednic´ 0.1 roku
Êwietlnego. Ró˝nymi kolorami
oznaczono Êwiat∏o spolaryzowane
w ró˝nych kierunkach.

Mg∏awica HD 44179 (Czerwony
Prostokàt) wydaje si´ mieç kszta∏t
pude∏ka. W rzeczywistoÊci sk∏ada
si´ z wielu sto˝ków umieszczonych
jeden w drugim, na które patrzymy
z boku. Interaktywny obraz tego
obiektu mo˝na obejrzeç na stronie
www.spacetelescope.org/images/
html/zoomable/heic0408a.html

Z centralnej gwiazdy mg∏awicy
Menzel 3 (Mrówka) gaz wyp∏ywa
z pr´dkoÊcià 1000 km/s.

Na zdj´ciu mg∏awicy
He2-104 (Krab Po∏udniowy)
zarejestrowano Êwiat∏o
emitowane przez azot.
Widaç na nim ma∏à, jasnà
mg∏awic´ zanurzonà we
wn´trzu wi´kszej i s∏abiej
Êwiecàcej. Wokó∏ gwiazdy,
z której powsta∏a mg∏awica,
krà˝y bia∏y karze∏.

ESA/NASA i A. ZIJLSTRA University of Manchester (NGC 0362); M. BOBROWSKY Orbital Sciences Corp. i NASA (Hen 3-1357); B. BALICK i J. ALEXANDER University of Washington, A. HAJIAN U. S. Naval Observatory,
Y. TERZIAN Cornell University, M. PERINOTTO Uniwersytet Florencki, P. PATRIARCHI Obserwatorium Arcetri i NASA (NGC 7662); B. BALICK, V. ICKE Uniwersytet w Lejdzie, G. MELLEMA Uniwersytet Sztokholmski i NASA (M 2-9);
NASA/ESA i HUBBLE HERITAGE TEAM (STScI/AURA) (Menzel 3); NASA/ESA, H. VAN WINCKEL Katolicki Uniwersytet w Leuven i M. COHEN University of California w Berkeley (HD 44179); NASA i HUBBLE HERITAGE TEAM
(STScI/AURA) (CRL 2688); NASA i HUBBLE HERITAGE TEAM (STScI/AURA) (NGC 6751); R. CORRADI Istituto de Astrofisica de Canarias, M. LIVIO STScI, B. BALICK, U. MUNARI Padewskie Obserwatorium Astronomiczne/Asiago,
H. SCHWARZ Nordycki Teleskop Optyczny i NASA (He2-104)

terowe potwierdzi∏y s∏usznoÊç jego za-
sadniczej idei, a nowe obserwacje wy-
kaza∏y, ˝e wolny wiatr rzeczywiÊcie ma
wi´kszà g´stoÊç w p∏aszczyênie równi-
kowej. Nie podejmowaliÊmy wówczas
próby wyjaÊnienia, dlaczego powstaje
zeƒ torus, pozostawiajàc ten problem
na póêniej.

Nasza wiara w poprawnoÊç modelu

oddzia∏ujàcych wiatrów zosta∏a jednak
szybko zachwiana. W 1994 roku Kos-
miczny Teleskop Hubble’a wykona∏
pierwsze dok∏adne zdj´cie mg∏awicy pla-
netarnej NGC 6543 (Kocie Oko), którà
odkry∏ ju˝ Herschel. Ta skàdinàd pi´kna
fotografia powali∏a nas na deski. Jedna
z dwóch widocznych na niej, przecina-
jàcych si´ elips – cienka obr´cz otacza-
jàca elipsoidalny bàbel – pasowa∏a do
naszego modelu. Ale czym by∏y pozosta-
∏e struktury? Nikt si´ nie spodziewa∏, ˝e
mg∏awica mo˝e byç ozdobiona czerwo-

nymi koronkami; jeszcze bardziej za-
skakujàce by∏y wyp∏ywajàce z owych ko-
ronek, równie czerwone strugi [ilustra-
cja na stronach 22–23]. W najlepszym
razie model oddzia∏ujàcych wiatrów po-
prawny by∏ tylko cz´Êciowo.

M´czarnie teoretyków

OD RAZ NABRANYCH PRZEKONA

¡

trudno si´

uwolniç, nawet gdy pojawià si´ zdj´cia
takie jak z teleskopu Hubble’a. Upiera-
liÊmy si´ wi´c przy swoim, majàc na-
dziej´, ˝e Kocie Oko jest tylko anoma-
lià. Niestety, nie by∏o. Kolejne zdj´cia z
teleskopu Hubble’a wykaza∏y ponad
wszelkà wàtpliwoÊç, ˝e nasza wiedza o
agonalnych stanach gwiazd jest wyso-
ce niekompletna. Dla naukowców – je-
Êli tylko uda im si´ zapomnieç o dumie
– jest to sytuacja wr´cz idealna. Kiedy
ulubione idee legnà gruzach, natura ka-
˝e nam otworzyç si´ na inne wizje Êwia-

ta i zapytaç: o czym zapomnieliÊmy i o
czym powinniÊmy jeszcze pomyÊleç?

W takiej sytuacji najlepiej skoncen-

trowaç si´ na skrajnych przypadkach,
poniewa˝ to w∏aÊnie w nich nieznane
procesy mogà przejawiaç si´ najbardziej
wyraziÊcie. Takimi skrajnymi przypadka-
mi sà mg∏awice bipolarne. Ich zdj´cia,
wykonane przez teleskop Hubble’a, wy-
glàdajà, jakby pochodzi∏y ze wspania∏ej
serii obrazów kwiatów autorstwa Geor-
gii O’Keeffe*. Drobne szczegó∏y przy-
pominajàce c´tki wyst´pujà w zwier-
ciadlanych parach po obu stronach
mg∏awicy. Z symetrii tej wynika, ˝e ca-
∏a struktura powsta∏a wskutek dzia∏a-
nia spójnych procesów zachodzàcych
blisko powierzchni gwiazdy, w mniej
wi´cej taki sposób, jak roÊnie p∏atek
Êniegu lub s∏onecznik.

W modelu oddzia∏ujàcych wiatrów

gaz, który wydosta∏ si´ ju˝ ponad torus,

28

ÂWIAT NAUKI SIERPIE¡ 2004

RON MILLER

Spieczona Ziemia

PATRZÑC na mg∏awice planetarne, wi-
dzimy przysz∏oÊç Uk∏adu S∏onecznego.
W jedenastej godzinie swego ˝ycia S∏oƒ-
ce rozedmie si´ do rozmiarów obecnej
orbity Ziemi. Merkury i Wenus sp∏onà
jak gigantyczne meteory. Ziemi´ omi-
nie ten los, gdy˝ S∏oƒce utraci cz´Êç
swej materii, co spowoduje os∏abienie je-
go grawitacji i przesuni´cie naszej pla-
nety na orbit´ o wi´kszym promieniu.
W po∏udnie krwistoczerwone S∏oƒce b´-
dzie wype∏nia∏o ca∏e niebo. Wieczorem,
gdy jeden brzeg jego tarczy schowa si´
pod horyzontem na zachodzie, na
wschodzie pojawi si´ drugi. Choç ów-
czesna temperatura S∏oƒca (2000 K)
b´dzie znacznie ni˝sza od obecnej
(5800 K), powierzchnia Ziemi zostanie
spalona na popió∏.

W tych niemi∏ych okolicznoÊciach Zie-

mia obejrzy narodziny mg∏awicy plane-
tarnej „od Êrodka”. Zewn´trzne warstwy
S∏oƒca odp∏ynà w przestrzeƒ mi´dzy-
planetarnà w postaci wiatru, nieporów-
nanie silniejszego ni˝ ten, który dziÊ do-
ciera do naszej planety. W koƒcu z
czerwonego olbrzyma pozostanie tylko
niewielki, bardzo g´sty rdzeƒ, który w
krótkim czasie zamieni si´ w bia∏ego kar-
∏a. Obiekty na Ziemi, oÊwietlane przez
jego jaskrawoniebieskà tarczk´, b´dà
rzucaç ostre, nieprzeniknione cienie.
Wschody i zachody S∏oƒca b´dà trwa∏y
zaledwie mgnienie oka. Ska∏y zamienià si´ w plazm´, gdy˝ ultrafiole-
towe promieniowanie bia∏ego kar∏a zniszczy wszystkie wiàzania mole-
kularne. Powierzchni´ Ziemi pokryje niesamowita, k∏´biàca si´ i opa-

lizujàca mg∏a. Gdy bia∏y karze∏ wypromieniuje ca∏à swà energi´, za-
mieni si´ w ciemny i zimny ˝u˝el. Tak wi´c nasz Êwiat skoƒczy si´ naj-
pierw w ogniu, a potem w lodzie.

W ODLEG¸EJ PRZYSZ¸OÂCI Ziemia zostanie wy˝arzona przez rozd´te
S∏oƒce; b´dzie za to Êwiadkowaç narodzinom mg∏awicy planetarnej.

p∏ynie ze sta∏à pr´dkoÊcià, a Êwiat∏o po-
chodzàce z obszaru nad torusem ma
charakterystyczne przesuni´cie dopple-
rowskie. Mg∏awice bipolarne Êwietnie
nadawa∏y si´ do sprawdzenia tych prze-
widywaƒ. Niestety, konfrontacja z rze-
czywistoÊcià wypad∏a niepomyÊlnie.
W 1999 roku jeden z nas (Balick) wraz
z Romanem Corradim (obecnie z Isaac
Newton Group of Telescopes na
Wyspach Kanaryjskich) i wspó∏pracow-
nikami zbada∏ za pomocà teleskopu
Hubble’a mg∏awic´ He2-104 (Krab Po-
∏udniowy). Okaza∏o si´, ˝e pr´dkoÊç wy-
p∏ywu roÊnie w niej proporcjonalnie do
odleg∏oÊci od gwiazdy. Gaz, który ob-
serwujemy dziÊ na skraju Kraba, zna-
laz∏ si´ tam po prostu dlatego, ˝e po-
rusza∏ si´ najszybciej. Ekstrapolujàc
obserwowane ruchy gazu w przesz∏oÊç,
dochodzi si´ nieuchronnie do wniosku,
˝e pi´kna mg∏awica o kszta∏cie klepsy-
dry powsta∏a oko∏o 5700 lat temu wsku-
tek jednej erupcji. Model oddzia∏ujàcych
wiatrów, oparty na za∏o˝eniu ciàg∏ego
wyp∏ywu gazu, okaza∏ si´ wi´c b∏´dny.

Co wi´cej, Corradi wraz ze wspó∏pra-

cownikami stwierdzi∏, ˝e Krab Po∏udnio-
wy to w rzeczywistoÊci dwie mg∏awice,
zanurzone jedna w drugiej niczym ro-
syjskie matrioszki. MyÊleliÊmy, ˝e we-
wn´trzna mg∏awica jest m∏odsza, ale z
obserwacji wynika∏o, ˝e pr´dkoÊç zale-
˝y w niej od odleg∏oÊci w taki sam spo-
sób, jak w mg∏awicy zewn´trznej. Tak
wi´c ca∏a ta skomplikowana struktura
musia∏a powstaç prawie szeÊç tysi´cy
lat temu w jednym starannie wyre˝yse-
rowanym epizodzie. Do dzisiaj odkry-
cie to stanowi dla nas zagadk´.

Gwoêdziem do trumny modelu od-

dzia∏ujàcych wiatrów okaza∏y si´ zdj´cia
otrzymane za pomocà teleskopu Hub-
ble’a pod koniec lat dziewi´çdziesiàtych.
Ich autorami byli Kwok, Raghvendra
Sahai i John Trauger z Jet Propulsion
Laboratory w Pasadenie w Kalifornii,
Margaret Meixner z University of Illi-
nois oraz ich wspó∏pracownicy. Badali
oni bardzo m∏ode mg∏awice planetar-

ne, wÊród których znajdowa∏y si´ obiek-
ty jeszcze nieca∏kowicie zjonizowane i
takie, które zosta∏y zjonizowane w nie-
dalekiej przesz∏oÊci. SpodziewaliÊmy
si´, ˝e b´dà to pomniejszone kopie doj-
rza∏ych mg∏awic. I znowu nie mieliÊmy
racji: kszta∏ty niemowl´cych i m∏odo-
cianych mg∏awic planetarnych okaza∏y
si´ nad wyraz skomplikowane. W obiek-
tach tych wyst´pujà liczne osie syme-
trii, czego nie da si´ wyt∏umaczyç za po-
mocà dyszy. W pracy z 1998 roku Sahai
i Trauger napisali, ˝e nadszed∏ czas, by
ustaliç nowy paradygmat.

Mieszajàc w kotle

ZARYSY POPRAWNEJ TEORII

kszta∏tów mg∏a-

wic planetarnych sà jeszcze ciàgle nie-
wyraêne. Problem polega na tym, ˝e
modele muszà wyjaÊniç nieustannie ro-
snàcà liczb´ faktów, które sà niewygod-
ne dla teoretyków. Jednak naukowcy
zgadzajà si´ dziÊ, ˝e jednym z podsta-
wowych czynników okreÊlajàcych kszta∏t
mg∏awicy jest grawitacja towarzysza
gwiazdy tracàcej materi´. Ide´ t´ roz-
win´li Mario Livio ze Space Telescope
Science Institute i jego by∏y student
Noam Soker z Izraelskiego Instytutu Po-
litechnicznego Technion w Hajfie na
wiele lat przed tym, zanim zosta∏a po-
wszechnie zaakceptowana [patrz: No-
am Soker „Planetary Nebulae”; Scien-
tific American, maj 1992].

Co najmniej po∏owa wszystkich gwiazd

to tzw. uk∏ady podwójne, czyli pary
gwiazd obiegajàcych si´ nawzajem. Wi´k-
szoÊç tych uk∏adów jest tak rozleg∏a, ˝e

obie gwiazdy ewoluujà ca∏kowicie nieza-
le˝nie od siebie. Pewien odsetek stano-
wià jednak systemy, w których grawita-
cja jednej z gwiazd steruje materià
wyp∏ywajàcà z drugiej gwiazdy lub na-
wet wymusza jej wyp∏yw. Okazuje si´, ˝e
odsetek ten jest równy odsetkowi bipo-
larnych mg∏awic planetarnych! W scena-
riuszu Livia i Sokera materia wyp∏ywa-
jàca z jednego ze sk∏adników uk∏adu jest
przechwytywana przez jego towarzysza.
W uk∏adzie, w którym gwiazdy obiegajà
si´ po orbicie ciaÊniejszej od orbity Mer-
kurego, a „rok” trwa kilka ziemskich dni,
jej przep∏yw jest bardzo skomplikowany.
Towarzysz umierajàcej gwiazdy „wysysa”
z niej materi´, ale zanim ta materia do
niego dotrze, zmieni on ju˝ po∏o˝enie na
orbicie; za towarzyszem ciàgnie si´ wi´c
gazowy „ogon”. Cz´Êç materii z ogona
mo˝e wejÊç na orbit´ wokó∏ towarzysza i
uformowaç wirujàcy wokó∏ niego gruby
i g´sty dysk akrecyjny. Z symulacji wyni-
ka, ˝e taki dysk mo˝e powstaç nawet wte-
dy, gdy towarzysz biegnie po orbicie o
rozmiarach orbity Neptuna.

Jeden z mo˝liwych kierunków ewo-

lucji uk∏adu jest szczególnie ciekawy.
Umierajàca gwiazda mo˝e zwi´kszyç
swe rozmiary w takim stopniu, ˝e „po-
∏knie” towarzysza wraz z dyskiem, co
wywo∏a u niej rodzaj niestrawnoÊci. To-
warzysz i jego dysk b´dà zbli˝aç si´ po
spirali do jej rdzenia, odkszta∏cajàc przy
tym i sp∏aszczajàc jej warstwy zewn´trz-
ne. Wiatr gwiazdowy zostanie zaburzo-
ny i pojawià si´ w nim skr´cone strugi
gazu. W koƒcu towarzysz po∏àczy si´ z

SIERPIE¡ 2004 ÂWIAT NAUKI

29

NASA i HUBBLE HERIT

AGE TEAM (STScI/A

URA)

BRUCE BALICK I ADAM FRANK opublikowali dziesiàtki obserwacyjnych i teoretycznych
prac naukowych na temat mg∏awic planetarnych oraz gwiazd, z których te obiekty powsta-
jà. Balick pami´ta, ˝e postanowi∏ zostaç astronomem w wieku pi´ciu lat, gdy jego ojciec
przeczyta∏ mu ksià˝k´ o planetach. Prócz mg∏awic planetarnych zajmowa∏ si´ m.in. proce-
sami gwiazdotwórczymi i aktywnymi jàdrami galaktyk, a obecnie jest dziekanem Wydzia∏u
Astronomii w University of Washington. Frank zakocha∏ si´ w astronomii w tym samym wie-
ku, gdy urzek∏y go ok∏adki magazynu fantastycznonaukowego Amazing Stories z biblioteki oj-
ca. Poniewa˝ dorasta∏ w Nowym Jorku, na niebie móg∏ dostrzec zaledwie kilka gwiazd; zde-
cydowa∏ si´ wi´c zajàç teorià. Obecnie jest profesorem w University of Rochester, w którym
pracuje nad ró˝norodnymi zagadnieniami astrofizycznymi zwiàzanymi z dynamikà gazów –
od Êmierci gwiazd po narodziny planet.

O

AUTORACH

Mg∏awice planetarne nie sà

ani tak

zwiewne

, ani tak

spokojne

,

jakby to wynika∏o z ich zdj´ç.

MG¸AWICA PLANETARNA IC 4406

rdzeniem gwiazdy i w tym momencie
wyp∏yw materii ustanie. Taki scenariusz
t∏umaczy, dlaczego obserwuje si´ mg∏a-
wice powsta∏e z wyp∏ywów, które naj-
wyraêniej raptownie usta∏y.

Sterowanie magnetyczne

GWIAZDY TOWARZYSZE

nie sà jedynymi ar-

tystami rzeêbiàcymi mg∏awice planetar-
ne. Podobne zdolnoÊci majà silne pola
magnetyczne wytwarzane w gwieêdzie
tracàcej materi´ lub w dysku krà˝àcym
wokó∏ jej towarzysza. Poniewa˝ znacz-
na cz´Êç kosmicznego gazu jest zjonizo-
wana, pola magnetyczne mogà kierowaç
jego ruchami. Linie pola mo˝na porów-
naç do cienkich gumowych tasiemek, na-
∏adowane czàstki gazu zaÊ do nawleczo-

nych na te tasiemki koralików. Silnemu
polu odpowiadajà sztywne tasiemki, któ-
re ca∏kowicie determinujà ruchy korali-
ków (z takà sytuacjà mamy do czynienia
w polu magnetycznym Ziemi, które
chwyta czàstki wiatru s∏onecznego i kie-
ruje je w stron´ biegunów, wywo∏ujàc zo-
rze polarne). I odwrotnie, s∏abe pole to
tasiemki bardzo rozciàgliwe – porusza-
jàce si´ koraliki mogà je dowolnie roz-
ciàgaç, wyginaç i splàtywaç.

W po∏owie lat dziewi´çdziesiàtych Ro-

ger A. Chevalier i Ding Luo z Universi-
ty of Virginia zasugerowali, ˝e wiatry, z
których formujà si´ mg∏awice planetar-
ne, unoszà p´tle pola magnetycznego.
W wyniku swoistego „przeciàgania li-
ny”, w którym pole wspó∏zawodniczy z

materià, wyp∏yw mo˝e przybieraç naj-
dziwniejsze kszta∏ty. Niestety, model wy-
maga, by poczàtkowo pole by∏o bardzo
s∏abe i nie wp∏ywa∏o na powstawanie
wiatru. Jest to powa˝na niekonsekwen-
cja, bowiem pola magnetyczne gwiazd
wydajà si´ odgrywaç zasadniczà rol´ w
generowaniu wiatrów.

Problem mo˝na te˝ zaatakowaç od in-

nej strony, starajàc si´ ustaliç, w jaki spo-
sób silne pole magnetyczne wyrzuca ma-
teri´ w przestrzeƒ mi´dzygwiazdowà.
Dzi´ki konwekcji pole zakotwiczone w
rdzeniu umierajàcej gwiazdy unosi si´
wraz z gazem ku powierzchni. JeÊli jà-
dro szybko rotuje, linie si∏ skr´cajà si´
jak spr´˝yny. Po wydostaniu si´ na po-
wierzchni´ p´kajà, a materia wylatuje z

30

ÂWIAT NAUKI SIERPIE¡ 2004

DON DIX

ON (

ilustracje

); N. MA

URON i P

. J. HUGGINS;

A

STRONOMY AND A

STROPHYSICS

, tom 359;

2000 (

IR

C+10216

)

GDY UMIERA GWIAZDA, RODZI SI¢ MG¸AWICA

DZIWACZNE KSZTA¸TY zaobserwowane przez teleskop Hubble’a nie znajdu-
jà wyt∏umaczenia w starej teorii powstawania mg∏awic planetarnych. W obec-
nie obowiàzujàcym modelu utrata materii jest procesem kilkuetapowym. Na
kszta∏t mg∏awicy wp∏ywa pole magnetyczne wytwarzane w gwieêdzie macierzy-
stej lub w dysku krà˝àcym wokó∏ jej towarzysza. Model jakoÊciowo t∏umaczy
kszta∏ty mg∏awic obserwowanych w ró˝nych fazach rozwoju (wstawki).

2b

Gwiazda towarzyszàca mo˝e
przechwyciç cz´Êç wiatru i utworzyç

dysk akrecyjny, który generuje w∏asne
skr´cone pole magnetyczne

2a

Silne pole magnetyczne wytwarzane
w jàdrze gwiazdy przebija si´

ku powierzchni. Obracajàc si´,
gwiazda skr´ca linie pola w spr´˝yny

1

Gwiazda wstrzàsana pulsacjami odrzuca swe
zewn´trzne warstwy w postaci koncentrycznych bàbli,

a niekiedy tak˝e g´stego torusa krà˝àcego wokó∏ jej
równika. Pr´dkoÊç wyp∏ywajàcej materii jest niewielka

IRC+10216

Dysk

Gwiazda

towarzyszàca

POWI¢KSZONY WIDOK
ÂRODKA MG¸AWICY

Skr´cone
pole magnetyczne

Umierajàca gwiazda

Wiatr o ma∏ej pr´dkoÊci
(„wolny”)

nich jak z procy. Podobne procesy mogà
zachodziç w dysku akrecyjnym. Wiatr
mo˝e wyp∏ywaç zarówno z gwiazdy, jak
i z dysku, a czynnikiem odpowiedzial-
nym za dziwaczne kszta∏ty m∏odych
mg∏awic planetarnych mo˝e byç nachy-
lenie osi dysku do osi gwiazdy. Efekty te
bada jeden z nas (Frank) wspólnie z Eri-
kiem G. Blackmanem z University of Ro-
chester, Seanem Mattem z McMaster
University i ich wspó∏pracownikami.
Ogólny obraz ostatnich etapów ewolucji
gwiazd zosta∏ powszechnie zaakcepto-
wany: gdy jàdrowemu silnikowi gwiaz-
dy zaczyna brakowaç paliwa, krztusi si´
i zaczyna drgaç, zewn´trzne warstwy
gwiazdy zaÊ odp∏ywajà w przestrzeƒ. Jest
to niewàtpliwy sukces teorii budowy i

ewolucji gwiazd, którà nale˝y uznaç
za jedno z najwi´kszych osiàgni´ç na-
ukowych XX wieku. Teoria ta Êwietnie
objaÊnia obserwacje prawie wszystkich

gwiazd – ich jasnoÊci i barwy, a nawet
wi´kszoÊç anomalii. Nadal jednak istnie-
jà w niej spore luki, szczególnie w opi-
sie najwczeÊniejszych i najpóêniejszych
faz ˝ycia gwiazd. Nasza wiedza o prze-
mianie gwiazd w mg∏awice planetarne
jest wprawdzie bogata, ale wcià˝ jeszcze
niekompletna.

Niedaleko University of Rochester

znajduje si´ Eastman School of Music.
W szkole tej jedni z najlepszych na Êwie-
cie m∏odych muzyków i kompozytorów
próbujà znaleêç w∏asny sposób wyra˝a-
nia wizji twórczych. Takie same proble-
my majà astronomowie badajàcy ago-
ni´ gwiazd podobnych do S∏oƒca.
Sàdzimy, ˝e wiemy, jakich instrumen-
tów u˝ywajà umierajàce gwiazdy, by fan-
tazyjnie kszta∏towaç wyp∏yw materii; na
razie nie umiemy jednak napisaç party-
tury tego wspaniale zharmonizowane-
go dzie∏a, jakim jest mg∏awica planetar-
na. Skàd pochodzi energia wiatru
gwiazdowego? W jakich okolicznoÊciach
istotnà rol´ odgrywa gwiazda towarzy-
szàca? Jakie jest znaczenie pól magne-
tycznych? Jak powstajà mg∏awice z∏o-
˝one z wielu bàbli?

Nie jesteÊmy jedynymi astrofizykami,

których w ostatnim dziesi´cioleciu za-
skoczy∏y i zadziwi∏y zdj´cia uzyskane za
pomocà teleskopu Hubble’a i innych no-
woczesnych instrumentów. To samo zda-
rzy∏o si´ w prawie wszystkich dzia∏ach
astronomii. Nowe informacje obalajà
najwspanialsze z dotychczasowych teo-
rii. Na tym w∏aÊnie polega post´p. Od-
krycia nierzadko majà niszczàcà moc
– wymiatajà stare poglàdy i przygoto-
wujà grunt pod wielkie (choç czasem
dezorientujàce) kroki naprzód. Z teorii
naukowych trzeba korzystaç, ale nie
mo˝na w nie Êlepo wierzyç; nale˝y je
ciàgle testowaç i ulepszaç.

n

* Georgia Totto O’Keeffe (1887–1986), wybitna ma-
larka amerykaƒska.

SIERPIE¡ 2004 ÂWIAT NAUKI

31

NASA/ESA i V

. BUJARRABAL

Nar

odowe Obser

watorium

Astr

onomiczne Hiszpanii

(OH 231.8+4.2

); B. BALICK,

V.

ICKE, G. MELLEMA i WFPC2/HST/NASA (

Hubble 5

)

Shapes and Shaping of Planetary Nebulae. Bruce Balick i Adam Frank; Annual Review of Astro-

nomy and Astrophysics, tom 40, s. 439-486; 2002.

Cosmic Butterflies: The Colorful Mysteries of Planetary Nebulae. Sun Kwok; Cambridge Univer-

sity Press, 2001.

The Shapes of Planetary Nebulae. Bruce Balick; American Scientist, tom 84, nr 4, s. 342-351;

VII/1996.

Zdj´cia mg∏awic planetarnych mo˝na znaleêç na stronach:

www.astro.washington.edu/balick/WFPC2
www.blackskies.com/intro.html#NEBULAE;
hubblesite.org/newscenter/archive/category/nebula/planetary
ad.usno.navy.mil/pne

JeÊli zainteresowa∏eÊ si´ ewolucjà gwiazd, odwiedê strony:

www.astronomynotes.com/evolutn/s1.htm
www.blackskies.com/neb101.htm
observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html

JEÂLI CHCESZ WIEDZIEå WI¢CEJ

HUBBLE 5

4

Z gwiazdy wyp∏ywa szybki wiatr,
który dogania wolny wiatr,

zderza si´ z nim i zgniata go
w cienkà i g´stà skorup´

3

Niezale˝nie od swego pochodzenia,
pole magnetyczne skupia wyp∏ywajàcy

z gwiazdy gaz w wàskà strug´, która
przebija si´ przez wolny wiatr. JednoczeÊnie,
napotykajàc opór torusa, struga wiatru
przybiera kszta∏t klepsydry

OH 231.8+4.2

Wiatr o du˝ej

pr´dkoÊci

Skorupa

Struga