Данные, полученные космическим телескопом «Джеймс Уэбб», помогли астрономам глубже разобраться в процессе образования причудливой туманности NGC 3132. Как выяснили исследователи, в основе туманности заложены массивные выбросы только одной звезды. Они взаимодействовали с находящимися поблизости звёздами-компаньонами, благодаря чему «слои» газа и пыли распределялись неравномерно. Кроме того, сопоставив данные «Уэбба» с уже существующими данными о туманности, исследователи смогли точно определить массу внутренней звезды до того, как она взорвалась и стала основой для NGC 3132.
![NGC 3132. Составные изображения на основе данных NIRCam и MIRI NGC 3132. Составные изображения на основе данных NIRCam и MIRI](https://habrastorage.org/getpro/habr/upload_files/1a2/3db/104/1a23db10452190208fcf626ab56f6434.jpeg)
Южная кольцевая туманность (Southern Ring Nebula) или NGC 3132 — планетарная туманность в созвездии Паруса, расположенная на расстоянии около 2 тысяч световых лет от Земли. Центральный объект туманности — двойная звёздная система. NGC 3132 вошла в список первых целей космического телескопа «Джеймс Уэбб», изображения которой были опубликованы 12 июля этого года наряду со снимками остальных объектов.
Расчёты исследователей показали, что масса центральной звезды в двойной звёздной системе туманности составляла почти три массы Солнца перед тем, как звезда выбросила в окружающее пространство огромное количество газа и пыли. Теперь масса звезды составляет около 60% солнечной. На снимке ниже эта звезда красная, поскольку окружена плотным близко расположенным кольцом газа и пыли, по размерам сравнимым с поясом Койпера. Также на этом снимке белая дымка представляет собой очень горячий газ, окружающий звёзды, и кольцо более холодного газа по краям «пузыря». На этом же снимке можно заметить третью звезду, находящуюся на периферии, но, скорее всего, она не часть туманности, указали исследователи.
![Снимок сочетает в себе данные ближнего и среднего ИК-диапазона: синий и зелёных на длинах 1,87 и 4,05 мкм (фильтры F187N и F405N), красный — 18 мкм (F1800W) Снимок сочетает в себе данные ближнего и среднего ИК-диапазона: синий и зелёных на длинах 1,87 и 4,05 мкм (фильтры F187N и F405N), красный — 18 мкм (F1800W)](https://habrastorage.org/getpro/habr/upload_files/aa3/1e7/a9f/aa31e7a9f22a5dd5aa53f8fdfe87b216.png)
На снимке ниже можно проследить направление выбросов. Газ и пыль расходятся от центра к краям, их температура падает по мере удаления от центра. Бледно-зелёные «иглы» и волны по краям туманности образуются в местах, где свет от центральных звёзд пробивается через пыль и падает на более далёкие участки. Эти линии также указывают на места прохождения выбросов, освобождающих путь для звёздного света.
![Синий и зелёный цвета соответствуют ближнему ИК-диапазону на длинах волн в 2,12 и 4,7 мкм (фильтры F212N и F470N), красный — среднему ИК-диапазону в 7,7 мкм (F770W) Синий и зелёный цвета соответствуют ближнему ИК-диапазону на длинах волн в 2,12 и 4,7 мкм (фильтры F212N и F470N), красный — среднему ИК-диапазону в 7,7 мкм (F770W)](https://habrastorage.org/getpro/habr/upload_files/12f/950/57c/12f95057ccb9a70f2e05fe3444f61074.png)
Можно заметить, что по краям туманности падающий на газ и пыль свет отражает разную форму выбросов (острые «иглы», волны и т.д.). Команда исследователей предполагает, что прямые линии образовались на сотни лет раньше и расходились с большей скоростью, чем те, которые кажутся более извилистыми. Вероятно, волнистая форма газа также указывает на замедленное движение выбросов. То есть газ и пыль в этом направлении выбрасывалась с меньшей скоростью.
Ещё до того, как основная звезда выбросила газ и пыль, образовавших туманность, она взаимодействовала с несколькими звёздами-компаньонами. Исследователи предполагают наличие до пяти звёзд, которые по разным причинам на текущий момент не видны на снимке. Струи плазмы, вырывающиеся из центральной звезды (джеты), вступали во взаимодействие со звёздами-спутниками и их собственными джетами, в результате чего туманность получила свою сложную форму.
Один из вариантов взаимодействия пяти звёзд упрощённо визуализирован на изображении ниже. В первом блоке в левом верхнем углу показано поле со звёздами 1, 2 и 5, последняя из которых вращается вокруг звезды 1, более плотной, чем звезда 2. На следующем блоке в поле зрения появляются две другие звезды (3 и 4), звезда 3 испускает джет. В третьем блоке звезда 1 расширяется по мере старения, у звёзд 3 и 4 видны свои джеты. В четвёртом блоке (левый нижний) видно, как свет и звёздные ветры создают область, похожую на пузырь, звезда 1 окружена пыльным диском. В пятом блоке звезда 5 взаимодействует с выброшенным газом и пылью, создавая систему колец, видимых во внешней туманности. Шестой блок изображает сцену, которую исследователи наблюдают в наши дни.
![](https://habrastorage.org/getpro/habr/upload_files/923/01e/229/92301e22983c671b2bdbd14b96b5529e.jpeg)
Таким образом, вторая звезда в звёздной системе представляет собой пятую звезду в представленной модели, согласно теории исследователей. Она осталась после крупного взаимодействия и продолжает вращаться вокруг стареющей звезды-родителя туманности. Остальные звёзды не видны, возможно, потому что в результате взаимодействия и из-за значительного количества газа и пыли стали слишком тусклые для обнаружения современными телескопами.