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

Az oldal címkéi: , , , , , ,