RCW58

RCW58-20150205-T30-TTK.JPG

RCW58

2015-02-05 – Siding Spring Observatory – 13 x 600 sec Hα Bin2

iTelescope.net T30 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera

A déli Carina (Hajógerinc) csillagképben található az RCW58. Ahogyan azt a fénykép alapján az olvasó is valószínűleg sejti, a körülbelül 3000 pc távolságra lévő köd különös megjelenését a közepén elhelyezkedő fényes csillagnak, a WR40-nek köszönheti. Ismerkedjünk meg egy kicsit közelebbről ezzel a végnapjait élő objektummal.

A Napnál jóval nagyobb tömegű csillagok egész életükben nagy befolyással bírnak környezetükre. Szinte attól a pillanattól kezdve átformálják az univerzumot, amint születésük után beindul a magjukban a hidrogén fúziója. Intenzív UV sugárzásukkal gerjesztik, ionizálják a körülöttük lévő intersztelláris anyagot. A közelükben lévő hidrogén felhők ennek köszönhetően „világítani” kezdenek. Erős sugárzásuk nemcsak életet lehel ezekbe a felhőkbe, de azonnal erodálni is kezdi azokat. Ezek a forró, kék csillagok hatalmas, látványos üregeket fújnak azokba a ködökbe, melyben korábban megszülettek. A tovaterjedő ionizációs frontok pedig szemet gyönyörködtető formákat hoznak létre, miközben beleütköznek a nagyobb sűrűségű csillagközi anyagba, vagy éppen felgyorsulnak ott, ahol a sűrűség kisebb. A kibocsájtott nagyenergiájú fotonok mellett, a kisebb csillagokhoz képest erős csillagszelük, vagyis a belőlük kiáramló anyag is fontos szerepet játszik a környező világűr formálásában. A fényes behemótok tömegtől függően pár millió, vagy pár tízmillió év alatt felhasználják magjukban található hidrogénkészletük jelentős részét, és elhagyják a Hertzsprung-Russell diagramon a fősorozatot.

Stellar_evo.JPG

Csillagok fejlődési útja a Hertzsprung-Russell diagramon. A nagytömegű csillagoknál használt angol rövidítések: MS – fősorozat, BSG: kék szuperóriás, YSG: sárga szuperóriás, RSG: vörös szuperóriás, LBV: fényes kék változó, WR: Wolf-Rayet csillag

A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak, majd szupernóvaként robbannak fel. Fényük saját galaxisukat is túlragyogja, miközben anyaguk jelentős része szétszóródik az űrben. Még halálukban is képesek befolyást gyakorolni. A táguló maradvány lökéshullámot hoz létre a körülötte lévő por és gáz ködökben, melyekben így újabb csillagok összesűrűsödése indulhat meg. A nagytömegű csillagok halála gyakran egy új genezis kezdete.

A 15-20 naptömeg közti tartományba eső csillagok élete nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után ér véget. Előbb a külső rétegeiket dobják le, és a vörös szuperóriás állapotot elhagyva, sárga szuperóriás lesz belőlük. Majd vagy ekkor, vagy innen is továbbfejlődve, a kék szuperóriás állapotban következik be a szupernóva-robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozat után sosem lesz vörös szuperóriás. Bár felszíni hőmérsékletük a fősorozat után lecsökken, így a diagram vörös oldala felé indulnak, de idővel visszakanyarodnak. Ezek végig megtartják kékesfehér árnyalatukat, és idővel úgynevezett Wolf-Rayet csillagokká fejlődnek, akárcsak az RCW58 középpontjában található WR40. Sorsukat azonban ezek sem kerülhetik el, és életük lezárásaként szupernóvává válnak.

A Wolf-Rayet csillagok tudományos históriája egészen a XIX. századig nyúlik vissza. Charles Wolf és Georges Rayet 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot talált, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), mely révén folyamatosan anyagot veszít. Ez évente 10-14 naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillagról évente 10-5 naptömeg áramlik ki, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. Mindez megmagyarázza a spektrum tulajdonságait, miszerint a nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve. A WR40 is egyike a Tejútrendszerben ismert valamivel több, mint 200 WR csillagnak.

Wr137_spc.png

A WR137 spektruma a széles emissziós vonalakkal. A WR137 az első Wolf-Rayet csillagok egyike, melyet még 1867-ben fedezett fel a Hattyú csillagképben Charles Wolf és Georges Rayet.

De hogyan jött létre az RCW58, vagyis maga a köd? Ahogy fentebb is írtam, a nagytömegű csillagok már a fősorozaton is jelentős csillagszéllel rendelkeznek, folyamatosan anyag áramlik ki belőlük. Ennek és sugárzásuknak köszönhetően mire elhagyják a fősorozatot egy igen forró gázból álló óriási buborék jön létre, melyet néhány km/s sebességgel táguló semleges (nem ionizált) anyagból álló héj határol. Ennek sugara addigra 20 pc-et is meghaladhatja. A fejlődés későbbi állapotában, a tömegveszteség nagysága még jelentősebbé válik, az ekkor jelentkező csillagszél sebessége ugyan viszonylag lassú, de a sűrűsége jelentősen megnő. A csillag, annak tömegétől függően, a vörös szuperóriás, a sárga szuperóriás, vagy a nagy luminozitású kék változó csillag fázisban akár tömege felét is elveszítheti. A legjelentősebb anyagkibocsájtások epizódokban történnek, a kiáramló anyag eloszlása pedig nem gömbszimmetrikus. A csillag szép komótosan „saját maga köré pöfékel”. A kellően nagytömegű csillagok a végső WR stádiumban, extrém UV sugárzásukkal ionizálják a korábban kidobódott anyagot. Ezáltal a köd a H-alfa (Hα), vagyis a 656.81 nm-es hullámhosszon sugározni kezd. (Ez az objektum e tulajdonsága alapján került be anno a déli égbolt 182 objektumot tartalmazó Hα régióit összegyűjtő RCW katalógusba, melyet Alexander William Rodgers, Colin T. Campbell és John Bartlett Whiteoak állított össze.) Gyors csillagszelük pedig utolérve a korábbi lassabb csillagszél anyagát kölcsön hat azzal. Ez és az ionizációs hatás együttese felszabdalja az előzőleg kialakult struktúrákat, így létrehozva azt a lenyűgöző formavilágot, amit a felvételen láthatunk.

A fenti leírt folyamatot az elmúlt évtizedekben több kutató is megpróbálta modellezni. Az idők folyamán egyre több tényezőt vettek figyelembe, hogy a valósághoz minél közelebb álló eredményeket kapjanak. Míg a kilencvenes évek közepén még pusztán hidrodinamikai módszereket alkalmaztak csak a lassú és a gyors szél kölcsönhatásának leírására, addig a kétezres években már az ionizációs sugárzás hatását is figyelembe vették. Továbbá számoltak a csillagok tengelyforgásával, a fémtartalommal, a csillagszél időbeli változásával egy adott fejlődési állapoton belül, és így tovább. J. A. Toalá és S. J. Arthur 2011-ben egy tanulmányt publikált (J. A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars), melyben korábbi kutatások eredményeit felhasználva, máig talán az egyik legrészletesebben kidolgozott modellel álltak elő. Ahelyett, hogy alaposan belemennék a részletekbe, inkább megmutatom, milyen struktúrák alakulnak ki a WR csillagok környezetében a két kutató 2D-s szimulációjában.

WR-sym-40M-ntherm-nrot-MM2003-a-c.JPG

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 10600, 22600, 32650, és 36600 év.

WR-sym-40M-ntherm-rot-MM2003-a-c.JPG

40 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 8800, 12800, és 16900 év.

WR-sym-60M-ntherm-nrot-MM2003-a-c.JPG

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag nem forog, és nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 6800, 14800, 24800, és 30900 év.

WR-sym-60M-ntherm-rot-MM2003-a-c.JPG

60 naptömegű WR csillag körül kialakuló struktúrák. A modellben a csillag forog, de nincs hővezetés. A felső sorban az ionizációs sűrűség, míg az alsó sorban a hőmérséklet látható a távolság függvényében. Az értékek logaritmikusak. Balról jobbra a WR csillagszél beindulása óta eltelt idő: 19450, 21450, 23450, és 25500 év.

Vegyük észre, hogy mennyiben függ az eredmény attól, hogy mekkora tömegű csillaggal számoltak a kutatók, illetve, hogy mekkora a csillag tengelyforgási sebessége. Ez a két paraméter nagyban befolyásolja a csillag által a WR stádiumot megelőző életpályáját, így a korábban és a WR stádiumban kibocsájtott csillagszél sebességét, sűrűségét, térbeli eloszlását, folytonosságát.

Az mindenesetre szépen látszik, hogy a késői fejlődési stádiumban (a fősorozat után) kibocsájtott lassú csillagszél és a WR állapot gyors csillagszelének kölcsönhatása a szimulációkban is létrehozza azt a morfológiát, ami a felvételemen is látható.

A WR csillagok kialakulása, működése és fejlődése körül még mindig rengeteg a tisztázatlan kérdés. E csillagoknak és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata talán az egyik legizgalmasabb kutatási terület. Az elméletek az Ib/c és IIn típusú szupernóva-robbanásokat kötik ehhez a csillagtípushoz, azonban továbbra is megerősítésre szorul a WR csillagok és a szupernóvák direkt kapcsolata. Eddig csak közvetett bizonyítékok vannak a kutatók kezében. Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva-robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható lett volna bármilyen olyan égitesttel, mely korábban a WR csillagok jellemzőit mutatta volna. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Ezt 2014 márciusában azonban megcáfolták. A 2014-es publikáció két dolgot azért elismert. Először is, az előző csapat minden jel szerint jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.

Ugyan „a végső” bizonyíték még nincs a csillagászok kezében, de az a legvalószínűbb, hogy a WR40 valamikor a jövőben szupernóvaként fog felrobbanni. Bármi is legyen azonban a WR40 sorsa, egyvalami biztos, számomra az RCW58 az egzotikus csillagászati objektumok egyik megtestesítője.

A felvételről

Korábban még sosem használtam keskenysávú szűrőt a csillagászati felvételeim elkészítéséhez. Bár láttam mások képeit, de régóta szerettem volna magam is kipróbálni, hogy milyen eredmény érhető el Hα szűrővel fényesen ragyogó Hold mellett. A puding próbája az evés. Olyan objektumot kerestem, mely szinte csak Hα tartományban sugároz, igen halvány, és nem utolsósorban kellőképpen izgalmas számomra. Ezért felütöttem az RCW katalógust, és átnéztem a déli ég HII régióit. Végül választásom az RCW58-ra esett.

RCW58-M51-SDSS-m.jpg

Balra az RCW58, jobbra az M51 látható az SDSS adatbázisból származó felvételeken. Jól érzékelhető a két objektum közötti fényességkülönbség.

Amikor elkezdtem a felvételt a 97.5%-osan megvilágított Hold majdnem 50° magasan állt az égen. E körülmények között készült a 6nm-es Hα szűrővel a 13 darab egyenként 10 perces (Bin2) expozíció.

Az eredményt látva úgy gondolom, hogy érdemes lenne beszereznem egy keskenysávú (Hα) szűrőt, így a holdas éjszakákat is ki tudnám használni. Túl kevés a derült éjszaka idehaza, hogy előbb vagy utóbb ne éljek ezzel a nagyszerű lehetőséggel.

Felhasznált irodalom:

A. Toalá, S. J. Arthur: Radiation-Hydrodynamic Models of the evolving Circumstellar Medium around Massive Stars

Robert A. Gruendl, You-Hua Chu, Bryan C. Dunne, Sean D. Points: A Morphological Diagnostic for Dynamical Evolution of Wolf-Rayet Bubbles

Linda J. Smith, Max Pettini, J. E. Dyson, Thomas W. Hartquist: An optical study of the dynamics of the clumpy wind-blown nebula RCW 58

Jose H. Groh, Cyril Georgy, Sylvia Ekstrom: Progenitors of supernova Ibc: a single Wolf-Rayet star as the possible progenitor of the SN Ib iPTF13bvn

Fremling, J. Sollerman, F. Taddia, M. Ergon, S. Valenti, I. Arcavi, S. Ben-Ami, Y. Cao, S.B. Cenko, A.V. Filippenko, A. Gal-Yam, D.A. Howell: The rise and fall of the Type Ib supernova iPTF13bvn – Not a massive Wolf-Rayet star

NGC7635 – Buborék-köd

ngc7635-buborek-kod-20130811-ttk

2013-08-11 – Göd – 61 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera

ngc7635-buborek-kod-lrgb-20130815-ttk

2013-08-11 – Göd – 61 x 55 sec light és 15 x 55 sec dark

és

2013-08-15 – Göd – 61 x 55 sec R, G, B és 15 x 55 sec dark

UMA-GPU APO Triplet 102/635, SkyWatcher HEQ-5 Pro mechanika SynScan vezérléssel

ASI 120MM monokróm kamera, Astronomik RGBL fotografikus szűrőszett

Az NGC7635 (Caldwell11) emissziós köd a Cassiopeia csillagképben található. A különböző katalógus számok mellet egy igen találó elnevezést is ráragasztottak: Buborék-köd.

Tőlünk 7100-11000 fényévre található a SAO 20575 (BD +60 2522) katalógusjelű szuperóriás csillag. Tömege valahol a Napénak tízszerese és negyvenszerese között lehet. Ennek a csillagnak az intenzív csillagszele az, ami ezt a 6-10 fényév átmérőjű buborékot fújta az őt körülvevő gázkomplexumba. Arról a kékes színű csillagról van szó, amely a felvételemen a buborék középpontjából nézve majdnem kilenc óra irányban látható. Máris felmerülhet egy teljesen jogos kérdés. Hogyhogy nem az üreg középpontjában csücsül ez a behemót? Miért aszimmetrikus az elhelyezkedése? Nos, a magyarázat abban rejlik, hogy a csillagot körülvevő intersztelláris anyag, amit éppen igyekszik kitakarítani, a tér különböző irányaiban más és más sűrűségű. A kozmoszban nem ritka, hogy nagytömegű és forró csillagok üregeket „vágnak” maguknak az őket körülvevő felhőkben. Azonban ezen üregek alakja igen változatos lehet az ködök anyageloszlásának függvényében. Továbbá sok helyen nem is egy csillag, hanem csillagok halmaza végzi annak a ködnek a pusztítását, melyben korábban születtek.

A SAO 20575 (BD +60 2522) egy Wolf-Rayet csillag. Charles Wolf és Georges Rayet után nevezték el a csillagoknak e típusát. 1867-ben a Hattyú csillagképben három különös csillagot találtak, melyek színképében nagyon széles emissziós vonalak voltak megfigyelhetők. Már akkor tudták, hogy valami különösre akadtak. 1929-ben aztán értelmezést nyert a színkép. A WR csillagok igen nagy ütemben és hatalmas sebességgel veszítenek anyagot. A Napunknak is van csillagszele (napszél), melynek révén anyagot veszít. Ez évente 10^-14  naptömeget jelent. Ehhez képest egy WR csillag 10^-5 naptömeget veszít minden évben, méghozzá észveszejtő 300-2400 Km/s sebességgel. A nagysebességgel kiáramló forró anyag emissziós vonalait látjuk a csillag színképében a Doppler-effektus által kiszélesítve.

A WR csillagok kialakulása és működése körül még mindig rengeteg a kérdés. Publikációk születnek, melyet akár egy éven belül meg is cáfolnak egy mérési eredménnyel. A tudomány már csak így működik. Éppen ezért nem mennék bele a részletekbe. Lássuk csak nagyon röviden, hogy miből is lesznek a WR csillagok. A ma általánosan elfogadott vélekedés szerint, ezek igen nagytömegű csillagok életpályájának azon szakaszát jelentik, mely közvetlenül a csillag halálát jelentő szupernóva robbanást előzi meg. A 8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok ugyanis életük végén szupernóvaként lángolnak fel. Azonban, hogy ehhez milyen út vezet, az nagyban függ a tömegüktől. A 8-15 naptömegű csillagok a fősorozatot elhagyva vörös szuperóriássá válnak. Ezt a stádiumot zárja le a szupernóva robbanás. 15-20 naptömeg között azonban nem közvetlenül a vörös szuperóriás állapot után következik be a csillag magjának összeomlása, majd a robbanás. A külső rétegek ledobása után a vörös szuperóriás állapotot elhagyva a csillagból sárga szuperóriás lesz és vagy ekkor, vagy tovább fejlődve a kék szuperóriás állapotban történik a szupernóva robbanás. A 20 naptömegnél nagyobb csillagokból azonban a fősorozatot elhagyva sosem lesz vörös szuperóriás. Ezek végig megtartják kékes árnyalatukat, és WR csillagokká válnak. Ezután következik be a szupernóva robbanás.

Tudomásom szerint a mai napig nem sikerült olyan szupernóva robbanást elcsípni, melynek progenitora egyértelműen azonosítható volt bármilyen olyan égitesttel, mely egy WR csillag jellemzőit mutatta. 2013 októberében egy rövid időre felcsillant a remény, hogy talán az NGC5806-ban feltűnt iPTF13bvn Ib típusú szupernóva egy WR csillag volt a robbanás előtt. Azonban nem kellet sokat várni, és 2014 márciusában ezt már meg is cáfolták. Bár a cáfolat két dolgot azért elismert. Először is valószínűleg az előző csapat jól azonosította azt a csillagot a korábbi felvételeken, amelyik felrobbant. Másodszor valóban Ib típusú volt a szupernóva.

A WR típusú csillagok és a szupernóvák kapcsolatának vizsgálata egy igen izgalmas forrongó kutatási terület. Az elképzelések az Ib/c és IIn típusú szupernóva robbanásokat kötik az WR típushoz, azonban a mai napig nincs igazán biztos megfigyelés a kezünkbe.

Talán a fenti rövid leírásból is kitűnik, hogy mennyire izgalmas égi objektumról van szó. Már szemeztem egy ideje ezzel a kozmikus buborékkal. Az éjszaka jónak ígérkezett, az objektum magasan állt 2013. augusztus 11/12. éjszakáján. Így készült egy monokróm felvétel, melyet pár estével később (2013. augusztus 15/16.) L komponensként használtam fel az akkor fotózott RGB komponensekkel együtt egy LRGB verzióhoz.