A planetáris ködök a csillagászati témájú fényképek kedvelt célpontjai: a változatos formákban testet öltő színes gázfelhők tipikusan halvány objektumok, amelyekről fantasztikus részleteket lehet megörökíteni. A kialakulásuk mögötti fizika hasonlóan izgalmas, ami nem nélkülözi a nyitott kérdéseket sem: míg az eredetük jól ismert, az alakjukat befolyásoló tényezők nem tisztázottak. Egy új kutatás azonban módot talált arra, hogy megjósolja egy csillagból születő planetáris köd formáját – így például azt is, hogy milyen lesz a Napból születő nebula évmilliárdok múlva.
Tablókép a Hubble-űrtávcső által megfigyelt planetáris ködökről. (Forrás: Hubble / ESA / NASA & Judy Schmidt CC BY 2.0)
Nevükkel ellentétben a planetáris ködöknek semmi közük a bolygókhoz (mint a bejegyzés végére kiderül, egy kicsi azért mégis van), ezek a színpompás, változatos formájú nebulák a Nap típusú (8 naptömegnél kisebb) csillagok életének végén keletkeznek. Csak jó minőségű távcsövön keresztül figyelhetőek meg, így a felfedezésükre egészen a 18. századig kellett várni. Az első nebulákat (vagyis kiterjedt és elmosódott foltszerű objektumokat, magyarul csillagködöket) Charles Messier francia csillagász foglalta katalógusba, aki a később róla elnevezett listára két planetáris ködöt – az M27-t (Súlyzó-köd) és az M57-t (Gyűrűs-köd) – is feljegyzett. A munkásságát folytató William Herschell használta először a “planetáris köd” kifejezést, habár ő maga is sejtette, hogy a nebulák valójában nem planéták.
A Gyűrűs- (balra) és a Súlyzó-köd (jobbra).
A 19. század második felében a spektroszkópia (a fény hullámhossz szerinti eloszlását vizsgáló mérési technika) fejlődésével világossá vált, hogy a csillagokkal (meg úgy egyáltalán a legtöbb fényforrással) ellentétben a planetáris ködök nem minden, hanem csak bizonyos elemekre jellemző hullámhosszakon sugároznak. Az ún. emissziós spektrumok kialakulását csak jóval később, az 1920-as években sikerült összefüggésbe hozni a rendkívül ritkás gázfelhőkkel, amelyek csak lassan tágulnak az űr vákuumában. A planetáris ködök eredetének megértéséhez azonban szükség volt még a bennük egyre-másra felfedezett központi csillagok vizsgálatához: ezek kivétel nélkül halványnak és rendkívül forrónak mutatkoztak. Mivel egy csillag fényessége a méretétől (négyzetesen) és az effektív hőmérsékletétől (negyedik hatvány szerint) függ, a nebulákban talált központi csillagoknak rendkívül kicsinek, kb. Föld méretűnek kellett lenniük. Pont, mint a fehér törpék, amelyek a kis tömegű csillagok után maradnak vissza.
A Nap vázlatos életciklusa a protoplanetáris korongból való kialakulásától (balra), a jelenlegi, fősőrzati fázison át a vörös óriás állapotig. Végül csak a csillag magjából keletkezett fehér törpe marad vissza. (Forrás: Spencer Sutton)
Amikor egy nyolc naptömegnél kisebb csillag kezd kifogyni a fúziós “üzemanyagából”, a hidrogénből, egy sor drasztikus változás veszi kezdetét. A fúzió (az atommagok egyesülése) során termelt energiából fakadó sugárnyomás tartja fenn ugyanis az egyensúlyt a csillag saját tömegéből fakadó gravitációs összehúzódással szemben. Ha a fogyatkozó hidrogénkészlet miatt gyengül a fúzió, a csillag magja kisebb méretűre zsugorodik, ez azonban megemeli a hőmérsékletet, amely a centrumban szabad utat enged a második kémiai elem, a hélium fúziójának. Az új folyamat beindulása tipikusan robbanásszerűen zajlik (sőt, akár többször is megismétlődve): ez a hélium-felvillanás (He-flash), amikor az ideiglenesen megszaladó héliumfúzióból hirtelen megnövő sugárnyomás gyors tágulást okoz, megnövelve a csillag méretét. A centrumtól távol kerülő külső rétegek gravitációsan kevésbé kötöttek, így már egy kisebb impulzus is leszakíthatja ezeket. Amikor a vörös óriássá váló csillag életének utolsó fázisában (az ún. AGB-csillagként) a magbéli hélium is kifogy, a burok belső részén kicsiben ismét lejátszódik a hélium-felvillanás (héliumhéj-lobbanás), az ebből fakadó instabilitások pedig már elégségesek ahhoz, hogy ledobják a a csillag külső gázrétegeit.
Egy 5 naptömegű AGB-csillag belső szerkezete a végjáték során: A szénből és oxigénből (CO) álló mag már nem termel energiát, az hélium- (He) és hidrogén-égető (H) héjak azonban igen. Az egyenetlen fúziós folyamatok komoly tömegvesztést okoznak a burok ledobásával. (A kép közel sem méretarányos: a jobb oldalon R* a csillag sugarát jelöli, vagyis a burkot közel százszor ekkorának kell elképzelni, a Nap méretének kb. 44-szeresére duzzadva.) (Forrás: Carroll & OStlie / Kiss László)
A csillag magjából a héliumkészlet elhasználását követően egy szénből és oxigénből hátramaradó, a Földnél alig nagyobb méretű fehér törpe keletkezik. Ez az objektum energiát már nem termel (a gravitációnak a különleges állapotban lévő, ún. elfajult elektronok nyomása áll ellent), viszont rendkívül forró, csak évmilliárdok múltán hűl ki végérvényesen és tűnik el a sötétségben. A fiatal fehér törpék körül azonban még glóriaként díszelegnek a korábbi hélium-felvillanások során ledobódott és folyamatosan ledobódó külső gázrétegek, amelyeknek a kis mennyiségben jelen lévő oxigén, szilícium és kén kölcsönzi színpompás árnyalataikat.
A planetáris ködöket leíró, jól alátámasztott elméletek jóformán egyetlen rejtéllyel küszködtek: az eddig ismert kb. 3500 planetáris ködből mindössze 50 mondható gömbszimmetrikusnak, pedig a gázburok ledobódásának minden irányban egyenletesen kellene történnie. Ehelyett azonban van minden más: ellipszoid, pillangó, spirális, homokóra és amőba. Az alakzatok változatossága olyan széles skálán mozog, hogy az nem hozható összefüggésbe a csillagok belső jellemzőivel – következésképp a környezetüknek kell jelentős szerepet játszaniuk a planetáris ködök formálásában. Kettőscsillagok (amelyek a teljes csillagpopuláció közel 40%-át teszik ki) esetében kézenfekvő a társcsillag gravitációs hatására fogni az aszimmetrikus formákat, ám akadnak magányos fehér törpék is, amelyek körül ugyanúgy megkavarta valami a dolgokat.
Fura formájú planetáris ködök, ahogy a Hubble-űrtávcső látta őket. (Forrás: NASA/ESA/HST)
Egy közelmúltban publikált kutatás úgy próbált meg a planetáris ködök kialakulásának végére járni, hogy előbb tett egy lépést hátrafelé: nem a hélium-felvillanások során ledobódó anyagfelhőt magát, hanem az azt megelőző ún. AGB-fázisú csillagokat vizsgált. A 10.000-100.000 évig tartó időszak során a csillag nagy méretű vörös óriássá duzzad (a Nap ekkortájt kb. a Föld mostani pályáig fog érni), és bár nagy mennyiségben veszít a tömegéből, azt nem robbanásszerűen, hanem a jóval kisebb tömegeket megmozgató csillagszél formájában teszi. Az említett kutatást végző csoport az ALMA rádiótávcső-együttes mérései alapján térképezte fel tizenkét AGB-csillag szelének struktúráit, és eredményeik alapján ezek szintén eltértek a gömbszimmetrikus formáktól. További elméleti megfontolások alapján azt a következtetést vonták le, hogy az AGB-csillagok csillagszelét ugyanazok a hatások formálják, mint a későbbiekben kialakuló planetáris ködöket.
A nagy méretűre duzzadt, hűvös AGB-csillagok csillagszelei által kialakított struktúrák a planetáris ködökhöz hasonlóan változatos formájúak, ám a látható fény tartománya helyett a szubmilliméteres tartományon figyelhetőek meg. (Forrás: L. Decin / ESO / ALMA)
Tehát a csillagszél struktúrája gyakorlatilag előre jelzi a későbbi nebula alakját, ám mivel kisebb skálákon és több lépcsőben is tanulmányozható (ahogy azt a rétegszerű struktúrák is mutatják az alábbi képen), így könnyebben lehet következtetni a kialakulását befolyásoló tényezőkre is. De mi képes a csak a csillag közelében jelentős csillagszél formálására? Gyakorlatilag bármely, jelentősebb tömeggel rendelkező objektum a csillag körül: nem csak társcsillagok, hanem barna törpék vagy akár óriásbolygók is. Ezzel a kutatók nemcsak megerősítették a társobjektumok feltételezett szerepét a csillagszelek és ezzel együtt a planetáris ködök alakjának kialakításában, de ki is bővítették azt a közeli, de (egy társcsillaghoz képest) jóval szerényebb tömegű óriásbolygókra.
Mindemellett a megfigyeléseik alapján összeállítottak egy analitikus formulát, amellyel megjósolható, hogy egy adott csillag és annak kompániája esetében milyen alakú planetáris köd fog kialakulni. Ezzel pedig vissza is ugorhatunk egy érdekes kérdésre: vajon milyen alakú nebula fog kialakulni a Napból bő ötmilliárd év múlva? Nos, a Napnak nincs testvércsillaga, ám a tanulmány megállapítása alapján a Jupiter, de még a Szaturnusz gravitációs tere is jelentős hatással fog bírni a planetáris ködre – mindez pedig egy spirális alakzatban fog testet ölteni…
…akárcsak az NGC 5189, művésznevén a Spirál-köd. (Forrás: )
Ha tetszett a bejegyzés, látogass el a Csillagvizsgáló Facebook oldalára is, ahol napi rendszerességgel találhatsz csillagászati és űrkutatási híreket, látványos felvételeket és egyéb aktualitásokat – tudományról és science fictionről egyaránt.