Abell 33 (PN A66 33 – PK 238+34.1 – PN G238.0+34.8) planetáris köd az Északi Vízikígyó (Hydra) csillagképen
iTelescope.net T30 – Corrected Dall-Kirkham Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera
A felvételek 2019-02-03 és 2019-02-15 között készültek – Siding Spring Observatory – 29 x 600 sec (bin2) OIII, 10 x 120 sec (bin2) R,G,B
(Kép orientációja: észak balra, kelet alul)
Abell katalógusa a planetáris ködökről
A felvételen látható kékeszöld gázbuborék Abell katalógusában a 33-as sorszámot viseli. George Ogden Abell (1927-1983) megfigyelő csillagászként kezdte pályafutását a Palomar Égboltfelmérő Programban (Palomar Sky Survey). A Palomar Obszervatórium 48 hüvelykes Schmidt típusú távcsövével készített felvételeket fotólemezekre a projekt keretében. Egyik korai munkája az alacsony felületi fényességű planetáris ködök tanulmányozása volt, melyhez éppen az előbb említett lemezeket használta fel. A 48 hüvelykes Schmidt távcső ideális volt a nagy kiterjedésű, de halvány felületi fényességű objektumok megörökítéséhez. 1966-ban kiadott publikációja (Properties of Some Old Planetary Nebulae) 86 planetáris ködöt tartalmazott. Ezek nem mind az ő saját felfedezései. Nagyjából a felük Albert George Wilson, míg a maradék ő hozzá, illetve Robert George Harrington és Rudolph Minkowski nevéhez köthető. Bár 4 planetáris köd jobban ismert más katalógusokból, és szintén 4-ről később kiderült, hogy valójában más objektum, de Abell-nek Peter Goldreicher-rel karöltve fontos szerepe volt abban, hogy a csillagászok kapcsolatot teremtsenek a vörös óriás csillagok életének végső fázisa és a planetáris ködök között.
A fiatal George Ogden Abell a Palomar Obszervatórium Samuel Oschin 48 hüvelykes (1.2 méteres) Schmidt távcsövével. Abell ezzel a távcsővel készítette a Palomar Égboltfelmérő Programhoz a felvételeket. A távcső napjainkban már teljesen automatizált, praktikusan működésközben senki sincs fizikailag a kupolában. A fotólemezeket pedig CCD technológia váltotta fel. Teljesen hasonlóan készült a saját felvételem is az Abell 33-ról. Az iTelescope távcsöve teljesen önállómódon, az általam megadott program alapján készítette el a kívánt felvételeket. – A kép forrása: Caltech
Öregedő csillagok és a planetáris ködök
Ma már tudjuk, hogy a planetáris ködök létezése, az életük végéhez közelítő (kezdetben) 0.8 és 8 naptömegű csillagokhoz köthető.
A csillagok energiatermelését életük leghosszabb szakaszában a hidrogén fúziója biztosítja, melyben hélium keletkezik. E folyamatban keletkező energiának köszönhetően képes dacolni a gravitációval. Azonban ez sem tart örökké. A hidrogén készletek idővel megcsappannak, és a magból a hidrogén fúzió egy külső héjba tevődik át. A csillag vörös óriássá fújódik fel. Idővel a hélium fúzió is beindul a magban, melyben szén keletkezik, de a külső héjban továbbra sem szűnik meg a hidrogén fúziója. A csillag összehúzódik, némileg forróbb lesz, luminozitása is csökken. 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 viszont nem itt keletkezik, hanem a külsőbb hidrogén héjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Éppen ezért a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik.
Ebben az úgynevezett AGB fázisban (Asymptotic Giant Branch – Aszimptotikus óriás ág) a csillagok jelentős mennyiségű tömeget veszítenek az időszakonként eltérő sűrűségű és intenzitású csillagszél révén. Hihetetlen tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik ebben a késői fejlődési szakaszban. Leegyszerűsítve azt mondhatjuk, hogy ezek a Napnál akár ezerszer is fényesebb vöröses árnyalatú óriás csillagok mintegy ledobják külső rétegjeiket.
A kezdetben nagyságrendileg 10-15 km/s sebességű csillagszél porban gazadag és sűrű (évente mintegy 10-7 naptömeg áramlik ki). Ezt egy rövid ideig tartó, hirtelen felgyorsuló, intenzív anyagkiáramlás, az úgynevezett szuperszél követi. Lassan feltárul a csillag forró magja, a tömegvesztés mértéke ugyan lassul (10-8 naptömeg évente), de a kiáramlás sebessége megnő. A lassú és sűrű csillagszelet 200-2000 km/s-os gyors, de kis sűrűségű csillagszél váltja fel tehát, 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.
A planetáris ködöd 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 szülőcsillagjai 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.
De mitől látható „egyáltalán” a kidobódott anyag? Az anyagkiáramlás első fázisában, a csillagot körbevevő anyagfelhőt protoplanetáris ködnek nevezik, ugyanis még csak visszaveri szülőcsillagának fényét (nincs még gerjesztés, mint a későbbi planetáris köd fázisban). Azonban, a magkörüli vékony hidrogénburokban még mindig zajlik a hidrogén héliummá történő fúziója. A csillag így egyre forróbb, és forróbb lesz. 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 (a kétszeresen ionizált oxigén) színképvonala is. Ettől a ponttól beszélünk planetáris ködről.
Az olvasó figyelmébe ajánlom a planetáris ködökről korábban írt összefoglaló cikkemet , amiben a fentebb vázolt folyamatokat részletesebben is ismertetem. Továbbá, átfogóbban foglalkozom a planetáris ködök felépítésének, morfológiájának kialakulásával is.
A fotó és a mögöttes fizika
Azt már tudtam korábbról, hogy az Abell katalógusában szereplő objektumok jellemzően az idősebb, fejlődésben előrehaladottabb állapotát képviselik a planetáris ködöknek. Ennek egyik következménye, hogy felületi fényességük alacsony, és ez az Abell 33 esetében sincs ez másképpen. Elég csak egy pillantást vetni a lenti fotókra, hogy meggyőződjünk arról, mennyire halvány az Abell 33 a Messier 27-hez képest.
Balra az Abell 33, jobbra az M27 planetáris köd. Mind a két felvétel az SDSS (STScI Digitized Sky Survey) archívumából származik. Azonos műszerrel, azonos expozíciós idővel készültek. A látómező mérete 30 x 30 ívperc. Az alacsony felületi fényessége miatt az Abell 33 csak halvány derengés a fotón, míg az amatőrcsillagászok által közkedvelt M27 szinte vakít mellette. Forrás: STScI
Éppen ezért, amennyiben lehetőségünk van rá, akkor érdemes keskenysávú szűrőket használni, és hosszú expozíciós idejű elvételeket készíteni. A keskenysávú szűrők, speciális hullámhosszokon, egy igen szűk tartományban engedik csak át a fényt. Pontosabban, az adott hullámhossz és annak néhány nanométeres környezete éri csak el a kamera detektorát. Jól megválasztva tehát a szűrőt (szűrőket), az csak azt a hullámhosszúságú fényt engedi át, amin az objektum maga is sugároz. Mit nyerünk ezzel? A köd nagyobb kontrasztban jelenik meg a szűrt, és ennek következtében sötétebb égi háttér előtt. Jellemzően Hα, Hβ, OIII, SII, NII és egyéb keskenysávú szűrőkkel szoktak dolgozni a csillagászok (a látható fény tartományában). Az amatőrcsillagászok követve ezt a gyakorlatot, nem különben.
Általánosságban elmondható, hogy a különböző keskenysávú szűrős felvételeket összedolgozva, kontrasztos és színes látványát kaphatunk eredményül. Érdemes tudni, hogy ezek mind-mind hamis színes felvételek. Az emberi szem ilyennek sosem látná az objektumokat. Valójában az egyes hullámhosszhoz a képfeldolgozás során rendelünk színeket úgy, hogy annak tartalmát különböző arányokban keverjük bele az egyes színcsatornákba. Vagyis, egy „paletta” szerint „megfestjük” a képeket, vagy éppen „játszunk” az intenzitások arányával (több szűrő esetén). Minden színnek azonban jelentése van. Elárulja, hogy az adott területen milyen az objektum kémiai összetétele.
A Hubble űrteleszkóp felvételeinek jelentős részét szintén keskenysávú szűrőkkel rögzítették (elsődleges a tudományos szempont!), de külön művészeti csoportot kértek fel arra, hogy megalkossák az úgynevezett Hubble palettát. Vagyis, olyan színeket rendeljenek az egyes hullámhosszokhoz, amin köszönhetően a végeredmény a befogadó közönséget lenyűgözi. A Hubble képein a gázködök látvány valós, míg a szín sok esetben emberkéz által alkotott, de mégis csillagászati jelentést hordoz!
Amatőrcsillagász körökben keskenysávú felvételek készítéséhez leginkább Hα, OIII, SII szűrők az elterjedtebbek. A Hα szűrő a gerjesztett hidrogén fényére van „kihegyezve”. Egészen pontosan, a Balmer-sorozat 656.28 nm-es hullámhosszára. Ilyen hullámhosszúságú foton akkor keletkezik, amikor a hidrogén elektronja a harmadik legalacsonyabb energia szintjéről a másodikra „lép vissza”. Az OIII szűrő a kétszeresen ionizált oxigén tiltott vonalainak hullámhosszán enged át. Ezebből kettő esik a látható tartományba: 501 nm és 496 nm. Jellemzően az elsőn (és szűk környezetében) engednek át a megvásárolható OIII szűrők. Teljesen hasonló elvek alapján működik az SII, ahol a rekombinálódó ionizált kén „világít”.
De mégis milyen szűrő, illetve szűrők kombinációja a legcélravezetőbb az Abell 33 esetében? Hogy a választ megleljem, a digitális észlelés előtt utána olvastam különböző tudományos cikkekben, hogy mit is érdemes tudni magáról a célpontról. Persze, ha ez embernek van ideje és kedve, akkor próbálkozhat is csak úgy. De engem a leggyorsabban elérhető kontrasztos végeredmény érdekelt. Biztosra akartam menni.
Átböngészve a lentebb felsorolt irodalmakat kiderült, hogy az Abell 33 nemcsak, hogy fejlődésben előrehaladott, öreg és halvány planetáris köd, de szinte kizárólag az OIII tiltott vonalain sugároz. A többi hullámhossz intenzitása igen gyenge ehhez képest (például Hα), vagy éppen nem is sugároz az adott hullámhosszon már. Így jutottam arra az elhatározásra, hogy kizárólag OIII-as keskenysávú szűrőt fogok használni. Azon minden meg fog mutatkozni, amit a használt műszerből én magam ki tudok hozni.
A keskenysávú módszernek van két „mellékhatása”. Az egyik, hogy a széles tartományban sugárzó csillagok fényének tekintélyes részét is levágja. A csillagok így a felvételen kisebbek és halványabbak lesznek. A végeredményben úgy tűnhet, hogy a köd nagyon fényes a csillagokhoz képest. Pedig elég csak a fenti SDSS képre nézni, hogy lássuk ez nem így van. Mondhatjuk, hogy ez a kontrasztnövelés ára. Tekintve, hogy engem a köd szerkezete érdekelt, a csillagok pedig kevésbé, így ennek nem tulajdonítottam különösebb jelentőséget.
A másik „mellékhatás”, hogy az OIII szűrős felvételeket luminance rétegként használva a csillagoknak nem lesz színe. Tulajdonképpen monokróm lenne az egész kép. Ezzel vagy törődik az ember, vagy nem. Az RCW58 Hα képemnél ezzel például nem foglalkoztam. Most viszont felvettem R, G, B szűrős felvételeket, hogy a csillagoknak megjelenje a valós színe. Megjegyzem, hogy ötször rövidebb expozíciók is elegendők voltak a vörös, zöld, kék szűrőkkel, hogy a csillagok fénye a megfelelő intenzitást elérje. Jól mutatja, hogy az OIII szűrő mennyi fényt vág le a csillagok esetén.
A végeredmény végül egy OIII-R-G-B kép lett, ahol az OIII réteg lett a fényréteg (luminance réteg). Továbbá az OIII felvételeket megfelelő arányban beolvasztottam a kés és a zöld színcsatornába a köd esetében. Így nyerte el azt a kékes-türkizkékes színt, ami nagyjából megfelel az 501 nm-es fény színének. A csillagok színe viszont a színszűrős (nem keskenysávú) felvételekből származó kalibrált szín. Ahogy fentebb is utaltam rá, ez bizony hamis színes kép a cél érdekében, ahol a köd színe a lehető legjobban „imitálja a valóságot”. (De bármilyen más színe is lehetne akár.) A morfológia viszont valós. Ezek a struktúrák az Abell 33-ban azok, melyek a kétszeresen ionizált oxigén tiltott színképvonalának hullámhosszán derengenek az űr sötétjében.
Abell 33
Az Abell 33 az Északi Vízikígyó (Hydra) csillagkép területén található. Megfigyelésére a késői téli és a tavaszi hónapok a legmegfelelőbbek. A horizont feletti legnagyobb magassága hazánkban 39.5-41 fok körül alakul. (A déli országrész lakói vannak némileg kedvezőbb helyzetben.) Mivel nem emelkedik túlságosan magasra, így érdemes delelés környékén elcsípnünk, ha okuláron keresztül szeretnénk megpillantani.
Az Abell 33 az Északi Vízikígyó (Hydra) csillagkép területén található.
Hogy milyen látványban is lehet részünk? Miként és milyen műszerrel is érdemes megfigyelnünk? Álljon itt egyik amatőrcsillagász társam vizuális megfigyelése a Magyar Csillagászati Egyesület és a Meteor folyóirat észlelési archívumából:
Sánta Gábor 2009 március 26-án (23 óra UT) ezeket írta a planetáris ködről:
„8 cm-es lencsés távcső, 40x nagyítás, OIII szűrő: A pontos hely ismeretében ”mintha” felderengene.
25 cm-es Newton-távcső, OIII szűrő: Könnyedén látszó, hatalmas méretű (5′) fénykorong, peremén egy 8-9m-s csillag ül, mely nehezíti észlelését. Néha a planetáris csillag felöli 1/3-a a peremen fényesebbnek tűnik.”
Sánta Gábor rajza az Abell 33-ról (2009. április 25.)
Alapvetően, legalább 10-15 cm-es távcső és OIII szűrő szükséges a köd vizuális megfigyeléséhez. 30 cm fölötti átmérő esetén (természetesen kellően sötét égen) szűrő nélkül is jó az esélyünk a megpillantására. Érdemes felkeresni, mert viszonylag ritkán észlelt, és különleges égi csemege.
De folytassuk tovább az Abell 33-mal való ismerkedést. A köd peremén látható HD 83535 kékes árnyalatú fényes csillag különös megjelenést kölcsönöz az objektumnak. Éppen ezért gyakran emlegetik Eljegyzési Gyűrű ködként, vagy Gyémánt Gyűrű ködként is. (Megjegyzem, hogy Gyémánt Gyűrű ködként az Abell 70 planetáris ködre is szoktak hivatkozni.) Bármilyen romantikusak is, de természetesen ezek nem hivatalos nevek. A fényes csillagnak semmi köze a planetáris ködhöz, és mindössze az előtérben helyezkedik el. Csak a véletlen játéka ez az egész.
A köd közepén látható csillag az, aminek sokkal nagyobb figyelmet érdemes szentelni. Ez ugyanis maga a szülőcsillag. Vagyis, annak a maradványa. Színképe, de kimondottan annak abszorpciós vonalai nagyon hasonlítanak a fehér törpe csillagoknál megfigyelhetőkre. Még egy bizonyíték, hogy az Abell 33 az idősebb planetáris ködök közé tartozik. Központi csillaga igen előrehaladott állapotban van azon a fejlődési úton, hogy elérje a fehér törpe stádiumát. Az O(H) színképtípusú csillag nem magányos azonban. Az ismert vizuális kettőscsillagok közé sorolják. (Bár e tekintetben minden kétséget nem zártak még ki teljesen.) A központi csillagot, a K2 (K3V) színképtípusú hűvösebb társától 1.82 ívmásodperc választja el. A valóságban ez nagyságrendileg 2000 CsE távolságot jelent. (1 Csillagászati Egység eredeti definíciója szerint a Nap és a Föld átlagos távolsága, de az IAU új definíciója szerint 149 597 870 700 méter) Összehasonlításképpen a Neptunusz, vagyis a nyolcadik legtávolabbi bolygó a Naprendszerben nagyjából 30 CsE-re kering a Naptól.
Az Abell 33-ra nem véletlenül esett a választásom. Már a látható fény tartományában is meglepő hasonlóságot mutat az M97-tel (NGC 3587-tel), vagy ismertebb becenevén a Bagoly-köddel.
Balra a kis 10 cm-es lencsés távcsővemmel 2014/2015 telén készített fotó az M97-ről, avagy a Bagoly-ködről (UMA-GPU APO Triplet 102/635 – SXVR-H18 CCD kamera)
Jobbra az 51 cm-es tükröstávcsővel, 2019 elején készített fotóm az Abell 33-ról (CDK Astrograph Planewave 20″ – 51 cm, f/4.5 (fókusz reduktorral) – FLI-PL6303E CCD kamera)
Bár a fotók között van különbség az akkori és a mostani képfeldolgozási gyakorlatom, továbbá a két műszer teljesítőképességének köszönhetően, mégis jól látszik bizonyos hasonlóság az M97 és az Abell 33 között.
García-Díaz és munkatársainak figyelmét sem kerülte el ez a meglepő hasonlóság miközben alaposan vizsgálatnak vetették alá az M97-et. Felfigyeltek arra, hogy nemcsak az Abell 33, de a K 1-22 (ESO 378-1) és az Abell 50 mintha egyetlen család tagjai lennének. Belekapaszkodva a Bagoly-köd elnevezésbe, a planetáris ködök új osztályát vezették be. Megalkották a bagolyalakú ködök (strigiform nebulae) osztályát. Az elnevezést az állatrendszertanból kölcsönözték, ahol a bagolyalakúak (Strigiformes) vagy közismert nevükön a baglyok a madarak osztályának egyik rendje. A csillagászok is emberek, és látszólag szeretnek játszani a szavakkal. A jövő majd eldönti, hogy mennyire terjed el ez az elnevezés a csillagászok körében. Én mindenesetre használni fogom a továbbiakban.
De lássuk, hogy mi a jellemzője ennek az osztálynak, ami García-Díaz és kutatótársai szerint egyelőre négy tagot számlál (a cikk írásakor). Először is a spektroszkópiai vonalaiknak az alakja és morfológiájuk meglepően hasonló.
A központi csillagjaik luminozitása nagyjából százszorosa a Napénak, míg effektív felszíni hőmérsékletük 100 ezer K körüli. A globális tágulási sebessége ezeknek a planetáris ködöknek a 30-40 km/s tartományba esik. Nem az első eset, hogy csillagászok egy csoportba rakták őket. Korábban már Pereyra és szerzőtársai (2013) mind a négyet a HE (Highly Evolved) planetáris ködök, vagyis fejlődésben nagyon előrehaladott állapotúak közé sorolta. Mit jelent ez? Azt, hogy ebben a késői állapotban a csillagszél már nagyon gyenge, vagy már le is állt. A centrális csillag luminozitása gyorsan hanyatlik, miután a hidrogén égető héjban leállt a fúzió. A köd gerjesztése megszűnőben. Talán már meg is történt a rekombináció. Mivel a köd tágulásának időskáláját meghaladja a csillag kihűlésének időskálája, a csökkenő sűrűség miatt a főbb héjai a ködnek újra a reionizáció állapotába lépnek. Azonban, a külső halókban még most is zajlik a rekombináció.
Az Abell 33 és a K1-22 esetében tudható, hogy kettőscsillagok és a tagok között nagy a szeparáció. Az Abell 50 esetében egyáltalán nem sikerült második csillag jelenlétét kimutatni. Az M97 esetében vannak ráutaló nyomok a közeli infravörös tartományban, de teljesen bizonyosat a mai napig nem tudunk. Ha van is társa eme utóbbi kettőnek, akkor is az Abell 33-hoz és a K1-22-höz hasonlóan nagy lehet a keringési távolság. S éppen ezért, a társcsillag vajmi kevéssé befolyásolhatja ezen típusú planetáris ködök formavilágát. Legfeljebb a belső turbulens vidékeken.
Az Abell 33, akárcsak a többi bagolyalkatú dupla héjas szerkezetű. Ám ellentétben a fiatal planetáris ködökkel, ahol a belső héj a keskenyebb, és a külső a kiterjedtebb. Itt pont fordítva van. A belső héj a vastagabb és a diffúzabb, míg a keskeny külső héj sokkal strukturáltabb.
A ködökben látható sötét foltok egyaránt egybeesnek az optikai tartományban és a közép infravörös tartományban. Ez azt jelenti, hogy ezek valódi üregek, és nemcsak a ködben lévő por miatt látszik sötétebbnek ezeken a területeken a négy objektum. A legvalószínűbb magyarázat létezésükre, hogy a korábbi gyors csillagszél vájta a ködbe ezeket az üregeket, ami mára már megszűnt. Ezek az üregek tehát relikviák abból az időből, amikor még sokkal nagyobb volt a luminozitása a központi csillagnak, és a csillagszél is sokkal erősebb volt.
Ugyan ez a legvalószínűbb magyarázat, de a bagolyalkatú ködök kialakulásának pontos mikéntje koránt sem tisztázott még. A legnagyobb problémát éppen az üregek jelentik bennük. A modellek amik a legtöbb esetben működnek itt csődöt mondanak. Az üregek peremén nem figyelhető meg felfénylés, ami viszont egyértelmű jele lenne egy táguló lökéshullámnak, ami elszívja erről a területről a gázt. Pedig pontosan ezt várnánk, ha aktív csillagszél vagy kollimált kiáramlás okozta volna a kialakulásukat. Ráadásul multipolárisak az üregek, ami újabb problémát vet fel. Talán a mágneses térrel ez magyarázható lenne, de maradjunk abban, hogy erősen sántítanak az erre épülő elképzelések. Túlságosan komplikált mágneses tért kell ugyanis feltételezni hozzá.
Az NGC2392 (Eszkimó-köd). Figyeljük meg a táguló buborékokat a Hubble űrtávcső felvételén. Talán éppen az ehhez hasonló képződmények válnak később az Abell 33-ban és társaiban megfigyelhető üregekké. Kép forrása: NASA/STScI
Alternatív magyarázat lehet, hogy a csillag korábbi fejlődési állapotának emlékét őrzik. Vagyis, már eleve a csillagszél által tágított héjak is aszimmetrikusak voltak. Több olyan planetáris ködöt is ismerünk (NGC2392, NGC6543, NGC7009), ahol igen elnyúlt, a csillagszél hatására gyorsan táguló peremű héjak figyelhetők meg a lassabban táguló külső héjak belsejében. Elképzelhető, hogy a gyors csillagszél megszűnése utáni fejlődése ezeknek a struktúráknak választ adhat az üregek kérdésére. De még mindig ott vannak az M97 belsejében megfigyelhető, a fák ágaihoz hasonlóan elágazást mutató üregek. Miként jöttek létre az elágazások?
Az M97 Hα képe balra felül. Tőle jobbra felül szintetikus Hα képek láthatók, melyek az alsó sor multipoláris, tripoláris, és bipoláris modelljeiből származnak. Vagyis, az alsó sor 3D-s üregmodellje alapján, ilyennek kellene látnunk az M97-et. Hasonló modellek alkothatók a többi bagolyalkatú ködre, így az Abell 33-ra is. Forrás: García-Díaz és mások.
Bár némileg különböznek a bagolyalkatú ködöktől, de vannak más jelöltek is, melyek talán éppen ezeknek a planetáris ködöknek a megelőző állapotában vannak. Ilyen például az NGC1360. Abban hasonlít az említett csoporthoz, hogy az ionizált gázban kevéssé kontrasztos elágazó üregrendszer figyelhető meg, ami nagymértékben aszimmetrikus. Ugyanakkor, a központi csillag sokkal nagyobb limunozitású (ez négyezerszerese a Napénak), és maga a köd sokkal elnyúltabb. Az NGC1360 hosszanti tengelye mentén gyorsan mozgó anyagcsomók figyelhetők meg a fő ködön kívül, míg kevéssé ionizált csomók az egyenlítője körül. Ez talán annak a jele, hogy a központi csillagnak van társa, s valamikor közös gázburok vette kettőjüket körül.
NGC1360 – Elképzelhető, hogy ez a köd képviseli a bagolyalkatú planetáris ködök megelőző fázisát. Kép szerzői: Dietmar Böcker, Ernst von Voigt, Stefan Binnewies, Josef Pöpsel
Ha kettős rendszereben az egyik csillag fejlődése során felfúvódik, és kitölti saját Roche-térfogatát, vagy csak intenzív csillagszele révén az AGB fázisban sok anyagot veszít, és ez tölti ki az említett térfogatot, akkor megindul az anyag átáramlása a társra.
Kettőscsillagok esetén megvan az a térrész, amit az adott égitest gravitációja ural. Ezt Roche-térfogatnak nevezik. Ami azon kívül kerül az akár el is hagyhatja a rendszert, vagy a páros körüli pályára állhat. A belső (L1) Langrange-ponton keresztül azonban anyag áramolhat át az egyik Roche-térfogatból a másikba. Az eredeti ábra forrása: Wikipedia.org (az eredeti ábra hibás volt, így módosítottam)
Bizonyos esetben azonban nem jut el az AGB társ összes anyaga a kísérőjére, hanem gázfelhő formájában veszi körül a párost. Közös gázburokkal körülvett kettőscsillagoknak (common envelope binary systems) nevezik az ilyen rendszereket. (Megjegyzés: A gázburok más ütemben rotál, mint a benne található kettőscsillagok. Ez különbözteti meg ezeket a kettősöket az érintkező kettős rendszerektől.)
Mik ezek a bizonyos estek? Közös gázburok olyankor alakul ki kettőscsillagok körül, ha az egyik komponens valamilyen okból nagyon gyorsan fújódik fel, vagy a két csillag közötti szeparáció nagyon gyorsan ütemben csökken.
De hogyan történik mindez? Ezeknél a párosoknál is, amikor a felfúvódó donor kitölti a Roche-térfogatot, megindul az anyagátadás. Közben tömege csökken, a Roche-térfogata zsugorodik. Így még jobban kitölti a térfogatot. Gyorsul az anyagátadás üteme, gyorsul a Roche-térfogat kitöltése (az folyamatosan megy össze), és így tovább. Egy megszaladó dinamikusan instabil anyagátadás valósul meg a kettős rendszerben. Adott esetben a „fogadó” oldali csillag már nem is tudja begyűjteni az összes gázt, és ezért közös gázburok alakul ki a páros körül. A gázburok fékező hatást fejt ki a kettős rendszerre. A csillagok energiát veszítenek, és közelebb kerülnek egymáshoz, ami szintén maga után vonja a Roche-térfogat zsugorodását, s így az anyagátadás fokozódását. A keringésből származó „lopott” energia felfűti és kitágítja a közös burkot. Idővel a donor felfúvódása abbamarad, a közös burok pedig tágulva elhagyja a rendszert. (Az is előfordulhat, hogy a kettős tagjai végül összeolvadnak, de e helyütt ezzel most nem foglalkozom.)
Akár közös burok veszi körül a párost, akár sem, amikor a Roche-térfogat kitöltésekor az anyagátadás megvalósul, akkor a gáz nem közvetlenül zuhan a második csillagra, hanem úgynevezett akkréciós korongot formál körülötte, s így befelé spirálozva éri el a csillag felszínét. Az ilyen akkréciós korongok gyakori sajátossága a forgástengellyel párhuzamos kifújások (jet) a csillagnál. Amennyiben a korong még precessziós mozgást is végez (imbolyog), az epizodikus kifújások dugóhúzó, vagy akár multipoláris mintázatot rajzolnak a térben.
Az imbolygó, epizodikus kifújások (jet-ek) dugóhúzó, vagy akár multipoláris mintázatú üregeket is fújhatnak a korábban kidobódott, táguló gázba. Forrás: ESO/L. Calçada
Talán a bagolyalkatúak üregei is hasonlóan jöttek létre, már amennyiben azok központi csillagjának ténylegesen van egy kellően szoros közelségben lévő társa. Ha így is van, a folyamat részletei továbbra sem ismertek pontosa. Nem beszélve arról, hogy csomóknak egyelőre nyomát sem találták a megvizsgált bagolyalkatúak körül.
Mi tehát a konklúzió az Abell 33 és társainak esetében röviden összefoglalva? García-Díaz és munkatársai szerint annyi bizonyos, hogy az üregek igenis valósok. Peremükön nem figyelhető meg felfénylés. A központi csillagról az anyagkiáramlás (csillagszél) már nagyon gyenge, vagy mára meg is szűnt. Ezekből következik, hogy az üregeket nagy valószínűséggel a korábbi erős csillagszelek vájták ki, még a központi csillag megelőző nagy luminozitású fázisában. Ám az üregek erősen aszimmetrikus mivolta, feladják a leckét a ma elfogadott planetáris ködök kialakulásával és fejlődésével kapcsolatos modelleknek. Hogy fény derüljön a konkrét mechanizmusokra, mindéképpen további alaposabb vizsgálatokra lesz szükség ezen osztály tagjainak és azon jelölteknek az esetében, melyek jó eséllyel az ezt megelőző planetáris köd állapotot képviselik. A tudomány már csak így működik.
Felhasznált irodalom:
Abell, G. O: Properties of Some Old Planetary Nebulae
Orsola De Marco: The Origin and Shaping of Planetary Nebulae: Putting the Binary Hypothesis to the Test
J. P. Phillips: Planetary nebula distances re-examined: an improved statistical scale
Weidmann Walter A., Roberto Gamen: Central Stars of Planetary Nebulae: New spectral classifications and catalogue
R. Jacob, D. Schoenberner, M. Steffen: The evolution of planetary nebulae. VIII. True expansion rates and visibility times
Haywood Smith, Jr: On the distances of planetary nebulae
Dimitri Douchin, Orsola De Marco, D. J. Frew, G. H. Jacoby, G. Jasniewicz, M. Fitzgerald, Jean-Claude Passy, D. Harmer, Todd Hillwig, Maxwell Moe: The binary fraction of planetary nebula central stars – II. A larger sample and improved technique for the infrared excess search
W. Weidmann, R. Gamen, D. Mast, C. Fariña, G. Gimeno, E. O. Schmidt, R. P. Ashley, L. Peralta de Arriba, P. Sowicka, I. Ordonez-Etxeberria: Towards an improvement in the spectral description of central stars of planetary nebulae
Ma. T. García-Díaz, W. Steffen, W. J. Henney, J. A. López, F. García-López, D. González-Buitrago, A. Aviles: The Owl and other strigiform nebulae: multipolar cavities within a filled shell
