A Jones-Emberson 1 planetáris köd a Hiúz csillagképben (JnEr-1, PK 164+31.1)
iTelescope.net T11 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI ProLine PL11002M CCD camera
A felvételek 2023-11-11 és 2025-02-23 között készültek – Utah Desert Remote Observatory (Great Basin Desert, Beryl Junction, Utah, USA)
Teljes integrációs idő: 26.33 óra – Szűrők: AstroDon Luminance, Red, Green, Blue, Ha3_50R, OIII_50R (Expozíciós idők a szűrők sorrendjében: 600 sec, 300 sec bin2, 300 sec bin2, 300 sec bin2, 900 sec, 900 sec)
A felvételen egy a Napunkhoz hasonló csillag „végnapjai” láthatók. Sok milliárd év telt el azóta, hogy a gravitációsan összeomló por- és gázfelhőben megszületett, és hogy először felragyogott a fénye. Kezdetben csak pislákolt. Protocsillag állapotában még csak a gravitációs összehúzódásból merítette energiáját. Néhány millió vagy 10 millió év alatt (a kezdeti tömegtől függően), magjában a nyomás, és így a hőmérséklet elérte azt a szintet, hogy beindult benne a fúziós energiatermelés. Felnőttkorba lépett. De hogyan folytatódott a története?
A csillagok életük jelentős részét a Hertzsprung-Russel diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fúziónál. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Leegyszerűsítve, a kifelé ható sugárnyomás akadályozza meg, hogy saját gravitációja összeroppantsa a csillagot. Ez a harc születésüktől fogva zajlik, s egészen halálukig, az energiatermelő termonukleáris folyamatok megszűnéséig tart. A hidrogénkészletek azonban nem tartanak örökké. Szerencséjükre a magban zajló hidrogén fúziója nem túlélésük egyetlen kulcsa. Sorsuk azonban így is beteljesül.
Közepes tömegű csillagok fejlődési útvonala a Hertzsprung-Russel diagramon. Main Sequence – Fősorozat, Subgiant Branch – Szubóriás ág, Giant Branch – Óriás ág, Horizontal Branch – Horizontális ág, Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág, Instabilty Strip – Instabilitási sáv
Ábrák forrása: Wikipedia.org
A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogén fúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkora, a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, és külső része lehűl, így jut el a vörös óriás fázisba. Majd miután a magban a hőmérséklet eléri a 100 millió fokos nagyságrendet, beindul a hélium fúziója. Ez a folyamat a kék szín irányába tolja a csillag fényét. Hogy mennyire, ez nagy részben a fémtartalomtól függ. (A csillagászok minden elemet a hidrogénen és a héliumon túl a periódusos rendszerben fémnek neveznek. Egy csillag fémtartalmát általában a Naphoz szokták hasonlítani a kutatók. A világegyetem története folyamán, a csillagoknak hála folyamatosan dúsult fémekkel. Az újabb és újabb csillaggenerációk egyre több fémet tartalmaztak, így minél alacsonyabb fémtartalmú egy csillag a Naphoz képest, annál ősibb objektum.) A horizontális ág tagjai a magjukban már héliumból szenet hoznak létre. Ennek az ágnak a csillagai kis fémtartalmú ősi, kisebb tömegű csillagok. A Naphoz hasonló fémtartalmú, 1-2 naptömegű csillagok nem „foglalják el” a horizontális ágat, csak némileg válnak forróbbá, miközben luminozitásuk csökken. Ezek alkotják az úgynevezett vörös kupac (Red Clump a fenti ábrán) csillagait a Hertzsprung-Russel diagramon. A 2-8 naptömegűek viszont kissé nagyobb kitérőt tesznek a kék szín irányába, felszíni hőmérsékletük is jobban megemelkedik. Ezek a kék hurok (Blue Loop a fenti ábrán) csillagai. Azonban, e csillagok életében ez mindössze egy rövidke epizód.
Miután a hélium is elfogy az addigra szénben és oxigénben gazdag magban, a fúzió az azt körülvevő külső héjba tevődik át. Az energia nagy része azonban nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Ennek köszönhetően a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriás ágon (AGB fázis). Ugyan a valamivel nagyobb tömegű (2-8 naptömeg közötti) csillagok némiképp más utat járnak be, de nagy vonalakban hasonló folyamatok zajlanak le azoknál is.
Az AGB fázisban a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek a magból a felszínre emelkedett szén, oxigén és egyéb nehéz elemeknek köszönhetően porban gazdag, 10-15 km/s sebességű, sűrű csillagszél révén. Ez évente mintegy 10-7 naptömeget jelent. Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Ennek a folyamatnak a végére már szinte csak a lecsupaszított, szénben és oxigénben feldúsult forró mag marad hátra. A csillagot körbevevő anyagfelhőt ebben az állapotban protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban).
A magot vékony hidrogénburok veszi körül, amiben még mindig zajlik a hidrogén fúziója héliummá. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. (Balra mozogva a Hertzsprung-Russel diagramon.) A tömegvesztés lelassul évi 10-8 naptömegre. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel, mely beleütközik a korábban ledobott, főleg a szuperszél időszakából származó csillagkörüli anyagba. A gyors csillagszél mintegy maga előtt tolva azt, képes sűrű héjat formálni belőle.
Mikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30000 K-t intenzív UV sugárzásával gerjeszteni kezdi a körülötte lévő gázt. A köd többé már nem a csillag fényét veri vissza, hanem „világítani” kezd. Színképét ettől fogva a hidrogén rekombinációs vonalai, és az úgynevezett ütközéssel gerjesztett tiltott vonalak uralják. Eme utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják tiltott vonalaknak. Ilyen például az OIII színképvonala is, melynek köszönhetően kékeszöld fényben világít a felvételen a központi régió. Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.
Alapvetően, az előbb említett különböző típusú anyagkiáramlások bonyolult kölcsönhatása az, mely meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Illetve, az esetenként akár 100000 K-nál is nagyobb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.
Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyag kibocsájtás, tömegvesztés pontos megértése még várat magára. Sok minden nem teljesen világos még a csillagászok előtt.
A planetáris ködök csillagászati időskálán mérve roppant gyorsan jönnek létre. Az AGB fázis végén ehhez elég mindössze néhány évszázad. Létezésük pedig alig pár tízezer év. A planetáris ködök szülőcsillagai nem elég nagytömegűek, hogy magjukban beinduljon a szén és az oxigén fúziója. Idővel a nukleáris fúzió a külső rétegekben is leáll. A csillagszél megszűnik, és lassan a fehér törpe állapotba jut a csillag. Mire ez a folyamat teljesen befejeződik, a planetáris köd elenyészik az űr sötétjében, láthatatlanná válik. Mai ismereteink szerint ez a sorsa minden 0.8 és 8 naptömeg közötti csillagnak. Tehát elég széles az a tömegtartomány, ahol planetáris köd születik a csillag haláltusájában.
Ez a fentebb ismertetett, úgynevezett kölcsönható csillagszél modellel tehát nagyszerűen megmagyarázható, hogy miként keletkeznek a sűrűbb héjak a lassan haldokló csillag körül. Azonban a legtöbb planetáris köd egyáltalán nem gömbszimmetrikus. Tekintélyes hányadukra például sokkal inkább jellemző valamiféle tengelyes szimmetria (bipolárisak, esetleg multipolárisak).
Egyre elfogadottabb az a nézet, hogy a gömbszimmetriától való eltérés magyarázata, a központi csillag kettőssége. A planetáris ködök központi csillagainak hatoda ráadásul nem is kettős, de hármas rendszer tagja. Ilyen esetekben még a tengelyes szimmetria sem teljesül. De mi a helyzet azokkal a ködökkel, amelyek középpontjában magányosnak tűnő csillag csücsül, és mégsem gömbszimmetrikusok? Az elméleti megfontolások szerint nincs szükség feltétlenül csillagkísérőre, hogy működjenek a fentebb vázolt mechanizmusok. Már egy barna törpe társ, vagy akár a csillag bolygórendszere is képes „tönkretenni” a szabályos gömbformát. Napjainkban már több ezer exobolygóról van tudomásunk, s azt is tudjuk, hogy a bolygórendszerek igen gyakoriak a csillagok körül. Mondhatni, szinte nincs is valójában magányos csillag, csupán olyan, melynek nincs csillagtársa.
Mi a helyzet a Jones-Emberson 1 (továbbiakban JnEr-1) központi csillagjának esetében? A megfigyelések szerint, mutat némi infravörös többletet (infrared excess), ami arra utal, hogy talán van egy kísérő csillaga. Amennyiben ez valóban létezik, akkor spektrális típusa valószínűleg M4 vagy annál későbbi. A kísérő csillag jelenléte tehát nem zárható ki. Ugyanakkor a TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, a NASA által 2018-ban indított űrtávcső, amelynek célja exobolygók felfedezése a Naprendszeren kívül) fénygörbéi nem mutattak semmiféle olyan variabilitást, ami egy szoros kettős rendszert feltételezne. Ez azt jelenti, hogy bár a kísérő csillag jelenléte lehetséges, a fénygörbék alapján nem tűnik úgy, hogy a JnEr-1 központi csillaga egy szoros bináris rendszer része lenne (Alba Aller és mások – 2024). Közvetlen bizonyítékunk, ami megerősítené egy társ jelenlétét, egyelőre tehát nincs.
(A planetáris ködökről korábban írtam egy részletesebb cikket, akit mélyebben is érdekel a téma, az elolvashatja itt.)
A Jones-Emberson 1 planetáris köd (JnEr-1, PK 164+31.1) – képkivágás
A köd közepében látható, PG1159 típusú forró, és ezért kékes színű csillag hozta létre magát a ködöt, ledobva a külső rétegeket, ezzel feltárva magát a magot.
A JnEr-1 planetáris köd és szülőcsillagjának pontos asztrofizikai paramétereit sokáig jelentős bizonytalanság övezte. Az utóbbi évtized viszont jelentős változást hozott. A Gaia űrteleszkópnak hála, amelyet az Európai Űrügynökség (ESA) indított 2013-ban. Fő küldetése a Tejútrendszer csillagjainak megfigyelése, pontosabban azok feltérképezése, hogy részletes adatokat gyűjtsön róluk, beleértve azok helyzetét, mozgását, fényességét, távolságát és más asztrofizikai jellemzőket. A Gaia küldetés célja egy háromdimenziós térkép készítése a Tejútrendszerről, hogy jobban megértsük annak szerkezetét és fejlődését. A Gaia misszió égboltot felmérő szakasza 2025 elején lezárult. Több mint 3 billió megfigyelést végzett, majdnem 2 milliárd csillagról és egyéb kozmikus objektumról. Az adatközlések folyamatosak. Már az első (Gaia DR1 2016. szeptember 14-én) is több mint 1 milliárd csillag helyzetét és fényességét tartalmazta. A második adatközlésben (Gaia DR2 2018. április 25-én) szerepeltették a csillagok pontos helyzetét, mozgását, fényességét, távolságát és más asztrofizikai jellemzőit. Ezeket további kettő követte (Gaia EDR3 2020. december 3-án és Gaia DR3 2022. június 13-án). Elérhetővé váltak a változó csillagok adatai, és az exobolygó jelöltek is. Végül, a cikk írásakor, a legutóbbi adatsorban (a Gaia FPR 2023. október 10-én) publikálták a teljes asztrometriai, fotometriai és radiális sebesség katalógust, valamint az összes változó csillagra és kettős vagy többszörös csillagrendszerekre vonatkozó méréseket. A Gaia projekt révén nagyot lépett előre a csillagászat. A kutatók kezébe került az eddigi legpontosabb Tejútrendszer térkép. 2026-ban és 2030-ban újabb adatsorokat tesznek majd közzé a projekt résztvevői, azonban már a korábban publikáltak is igazi „aranybányák” precizitásuk révén.
Két csillagász, Alaa Ali és Wedad R. Alharbi tanulmányukban a planetáris ködök, illetve központi csillagaik fizikai és kinematikai jellemzőit vizsgálta a Gaia űrmisszió által nyújtott parallaxis és sajátmozgás méréseket is felhasználva. A planetáris ködöket központi csillagjaik alapján választották ki. Egészen pontosan, az úgynevezett PG1159 típusú központi csillagokat, és az azokat körülvevő planetáris ködöket vizsgálták.
A PG1159 típusú objektumok (a PG 1159-035 prototípus után kapták nevüket) képviselik a csillagok evolúciós útján a fehér törpe állapot megelőző utolsó állomást. Ezen csillagok atmoszférájában a hélium és a szén dominál, továbbá jellemzően planetáris ködök központjában helyezkednek el. A JnEr-1 kékes színű központi csillaga is pontosan ebbe a kategóriába tartozik.
A Gaia DR2 precíz parallaxis mérései biztosították a kutatók számára a pontos távolságát a vizsgált csillagoknak, ami a JnEr-1 esetében 979 pc, ami kb. 3200 fényévnek felel meg. Ha a távolság már ismert, akkor az abszolút fényesség is meghatározható, amely magnitúdóban megmutatja, hogy milyen fényes lenne a csillag 10 pc távolságból. De nemcsak a csillagok távolsága, luminozitása, hanem az effektív felszíni hőmérséklete, felszíni gravitációs gyorsulása is ismerté vált nagy pontossággal. Ez pedig megnyitotta a csillagászok előtt az utat, hogy modellezék a fejlődésüket, és ezt összehasonlítsák a valósággal.
A modellekben különböző tömegekkel és meghatározott kémiai összetételekkel számoltak. Ezektől nagyban függ, hogy milyen életutat jár be egy csillag, ahogy erre már korábban is utaltam. Majd megnézték, hogy miként illeszkednek a vizsgált PG1159 csillagok ebbe a képbe. Azt találták, hogy a vizsgálati csoport tagjai életük elején 0.9 és 1.75 naptömeg közöttiek lehettek. Mostani tömegük pedig átlagosan 0.58 ± 0.08 naptömeg. Maga a JnEr-1 centrális csillaga 0.56 ± 0.04 naptömegű. Valóban, ahogy fentebb is írtam, durván tömegük felét elvesztették már a késői fejlődési fázisukban ezek a csillagok.
Arra a kérdésre is keresték a választ, hogy milyen korúak lehetnek maguk a planetáris ködök. Összevetették a modellekből származó evolúciós kort, és a ködök tágulási sebességéből adódó dinamikai kort. Egészen jó egyezést kaptak az átlagot tekintve. 25.5 ± 5.3 ezer év lett az átlagos evolúciós kor, míg 28 ± 6.4 ezer év az átlagos dinamikai kor. A JnEr-1 esetében azonban jelentősebb az eltérés a két érték között. A fejlődési modellek szerint 36.8 ± 7 ezer év a kora, míg a tágulási sebességből számított 44.5 ± 5.4 ezer év. Viszonylag idős planetáris ködről van szó tehát, és éppen ezért nem meglepő, hogy kiterjedésével is kitűnik a planetáris ködök közül: átmérője 0.90 ± 0.13 pc, vagyis nagyjából 2.9 fényév a Gaia DR2 adatok alapján.
A kora és a nagy kiterjedése még két következményt von maga után: nagyon halvány felületi fényességű. Kihívás a vizuális megfigyelése és a digitális megörökítése is. De igazi égi csemege egy amtőrcsillagásznak ez a 6.3 ívperc kiterjedésű csillagászati objektum a Hiúz csillagképben. Már tél elején is alkalom nyílik a megfigyelésére, de akkor még csak hajnalban. Aki inkább az esti időpontokat preferálja, annak inkább az év első hónapjait ajánlom. Kevés róla a hazai feltöltött észlelés a Magyar Csillagászati Egyesület archívumában . Bátorítom az olvasót, hogy legyen ő a következő a sorban, és észlelését töltse is fel!
Felhasznált irodalom:
Alaa Ali, Wedad R. Alharbi: An investigation of planetary nebulae accompanying PG1159 central stars, based on Gaia DR2 measurements
Alba Aller, Jorge Lillo-Box, David Jones: Planetary nebulae seen with TESS: New and revisited short-period binary central star candidates from Cycles 1 to 4
SIMBAD adatbázis