2014.02.14. - Miért lesznek aszimmetrikusak a planetáris ködök?

A nagytömegű csillagok szupernóvaként fejezik be pályafutásukat, míg a kisebbek életük végén planetáris ködöket hoznak létre. Nagy kérdés azonban, hogy mi az oka ezen objektumok nagyfokú aszimmetriájának.

Ha egy csillag tömege nagyobb a Napénak körülbelül nyolcszorosánál, akkor élete végén szupernóvaként fog felrobbanni. Az ennél kisebb tömegűek pályafutása nem ekkora kataklizmával zárul, a végeredmény azonban nem kevésbé látványos: gyönyörű színekben pompázó por- és gázburkot dobnak le magukról, egy planetáris ködöt hagynak hátra, amely aztán pár tízezer éves időskálán szétoszlik a környező intersztelláris térben. Néhány évtizeddel ezelőttig azt gondoltuk, hogy ezek a ködök nagyjából gömbszimmetrikusak, a modern megfigyelések szerint azonban ez nem így van, a planetáris ködök bipoláris gáz- és porkiáramlások miatt gyakran aszimmetrikus alakot mutatnak. Nagy kérdés azonban az, hogy egy, a fejlődése során alapvetően gömbszimmetrikus csillag miként tud egy jelentősen aszférikus planetáris ködöt létrehozni. Eric Blackman (University of Rochester) és tanítványa ezt a problémát vizsgálta meg elméleti oldalról, és arra a következtetésre jutottak, hogy a nagyenergiájú anyagkiáramlások csak szoros kettőscsillagok - vagy egy csillagból és nagytömegű bolygókísérőjéből álló párok - komponenseinek kölcsönhatása következtében jöhetnek létre.

Ha a kisebb tömegű csillagok magjában elfogy a hidrogén, elkezdenek felfúvódni és a HRD-n az ún. aszimptotikus óriáságra (Asymptotic Giant Branch, AGB) kerülnek. Ez a fázis legfeljebb százezer évig tart a csillag életében, és az utolsó gömbszimmetrikus állapotot jelenti egy kistömegű csillag fejlődésében. Az elképzelés szerint ekkor az AGB csillagok egy része, pontosabban a jelentősen kitágult külső régióik két ellentétes jet kialakulásával aszférikussá válhatnak (pre-planetáris köd állapot), ami aztán öröklődik a létrejövő planetáris ködre is. Blackman szerint a kezdeti aszimmetria azonban csak akkor állhat elő, ha az AGB csillag nem magányos, hanem egy kettős rendszer egyik komponense. Ez esetben a kiáramlásokat például a kísérőre egy tömegátadási korongon keresztül transzportált anyag táplálja. Az akkréciós diszkek létrejöttére többféle forgatókönyv is létezik - ezek mindegyikében két csillag vagy egy csillag és egy nagytömegű bolygó szerepel -, választani azonban nehéz közülük, mivel az a rész, ahol a korong formálódik, nagyon kis szögátmérőjű ahhoz, hogy a mai teleszkópokkal felbontható, így közvetlenül megfigyelhető legyen. Blackman és hallgatója, Scott Lucchini arra voltak kíváncsiak, hogy a kiáramlások tág és gyengén kölcsönható kettős rendszerekben is kialakulhatnak-e, vagy a komponenseknek szoros kapcsolatot eredményezve nagyon közel kell keringeniük egymáshoz.

A Hubble-űrtávcső felvétele a Puppis csillagképben megfigyelhető, 5 ezer fényév távolságban található pre-planetáris Záptojás-ködről (Rotten Egg Nebula).
[NASA/ESA & Valentin Bujarrabal (Observatorio Astronomico Nacional, Spain)]

A pre-planetáris és planetáris ködök kiáramlásait tanulmányozva Blackman és Lucchini össze tudták kapcsolni a jet-eket anyaggal ellátó akkréciós folyamat energia- és impulzusértékeit a kiáramlások megfelelő paramétereivel: a tömegátadási korongba kerülő anyag gravitációs potenciális energiát veszít, melynek egy része aztán a jet-ek mozgási energiájában és impulzusában jelenik meg. A két kutató meghatározta azt a minimális energiát és tömeget, melyet az akkréciós folyamatnak produkálnia kell ahhoz, hogy a megfigyelésekkel összeegyeztethető tulajdonságú kiáramlások jöjjenek létre. A szükséges értékeket aztán összehasonlították az akkréciós modellek által szolgáltatottakkal, ez alapján pedig azt találták, hogy csak két modell-típus jöhet szóba, mindkettőben szoros kettősök szerepelnek.

Az első modellben ("Roche lobe overflow") a kísérő olyan közel van, hogy az ún. Roche-térfogatát kitöltő AGB csillag kitágult légkörének egy részét egy akkréciós korongon keresztül elszívja. A másik modellben ("common envelope") a kísérő még közelebb van, annyira, hogy teljes egészében az AGB csillag atmoszférájában mozog, azaz a két objektum egy közös burokban helyezkedik el. Ebben az esetben a kísérő körül is kialakulhat a tömegátadási korong az AGB csillagtól elszívott anyagból, de a fordított menet is elképzelhető. Mindkét modell folyamatai képesek elegendő energiát és impulzust az észlelt paraméterekkel rendelkező kiáramlásokba pumpálni.

A pre-planetáris és a planetáris ködök különböző okok miatt láthatók: az előbbiek csak reflektálják a fényt, míg az utóbbiak anyaguk ionizációja és reionizációja miatt világítanak. A pre-planetáris ködökben az előzőek alapján két jet dobódik ki, ezek poranyaga magukban a kiáramlásokban képződik, amint azok tágulnak és hűlnek, és a forró centrum fénye valójában ezeken a porrészecskéken reflektálódik, szóródik. Az elképzelések szerint az előbbi állapotból kifejlődő, immár "pre-" nélküli planetáris ködök anyagát pedig az AGB csillag szabaddá váló forró magjának intenzív ultraibolya sugárzása gerjeszti és készteti világításra.

Az eredményeket részletező szakcikk a Monthly Notices of the Royal Astronomical Society c. folyóiratban jelent meg.

Forrás:

• ScienceDaily 2014.02.12.