Hvordan planetariske tåger får deres former

Om 7,5 milliarder år fra nu, vores sol vil have omdannet det meste af sit brintbrændstof til helium gennem fusion, og derefter brændte det meste af det helium til kulstof og ilt. Det vil være opsvulmet til en størrelse, der er stor nok til at fylde solsystemet næsten til Mars' nuværende kredsløb, og mistede næsten halvdelen af ​​sin masse i vind. På dette stadium vil den meget varme reststjerne ionisere det udstødte materiale, lyser den op og får den til at lyse som en planetarisk tåge (såkaldt ikke fordi det er en planet, men fordi den omgiver sin stjerne). Alle stjerner med lav til middel masse (stjerner med mellem omkring 0,8 til 8 solmasser) vil med tiden modnes til stjerner, der huser planetariske tåger. Denne enkle beskrivelse antyder, at planetariske tåger alle burde være sfærisk symmetriske skaller, men faktisk kommer de i en lang række former fra sommerfugle eller bipolære til øjenlignende eller spiralformede. Astronomer tror, ​​at stjernevinden på en eller anden måde er ansvarlig for disse asymmetrier, eller måske spiller værtsstjernens hurtige spinning en rolle, men indtil videre er de fleste af de foreslåede processer ikke effektive nok.

Et team af forskere, herunder CfA-astronomen Carl Gottlieb, brugte ALMA-faciliteten til at studere vindmorfologien af ​​fjorten planetariske tåger ved millimeterbølgelængder i et forsøg på at forstå oprindelsen af ​​deres vidt forskellige strukturer. Tidligere observationer havde fundet ud af, at vindene antager komplekse former, herunder buer, skaller, klumper, og bipolære strukturer, flytte noget af puslespillet til, hvordan vinde får deres forskellige strukturer. Astronomerne brugte billeddannelse med høj rumlig opløsning i emissionslinjerne for carbonmonoxid og siliciummonoxid til at kortlægge vindene. Sammenligning af resultaterne med andre datasæt, de konkluderer, at en binær stjerneoprindelse kan forklare både vind- og tågeformer.

Stjerner i dette masseområde, gennemsnitlig, har et ledsagende objekt i kredsløb, der er mere massivt end omkring fem Jupiter-masser. Interaktioner mellem binære stjerner er kendt for at dominere udviklingen af ​​mere massive stjerner, og forskerne spekulerer i, at i disse stjerner med lavere masse kan rollen som den binære følgesvend på samme måde påvirke evolutionen. De estimerer binærens skiftende indflydelse på vinden og tågen, efterhånden som den primære stjerne udvikler sig, dens vind tiltager, og adskillelsen vokser, og rapporterer, at de med succes kan forklare de forskellige nebulære morfologier i denne evolutionære ramme. Den nye model løser også andre relaterede gåder, såsom hvorfor visse nebulære strukturer (som diske) har en tendens til fortrinsvis at blive fundet omkring stjerner med specifikke kemiske berigelser (ilt eller kulstof), ved også at spore dem til evolutionære stadier.