Planetáris köd a Hiúz csillagképben

A Jones–Emberson 1 nevű idős planetáris köd a téli-tavaszi Hiúz (Lynx) csillagképben található. Látszó mérete szokatlanul nagy típusához képest, több mint 6 ívperc. 14 magnitúdós, felületi fényessége igen alacsony. Vizuálisan nem véletlenül ritkán észlelt, asztrofotósok körében azonban viszonylag népszerű célpontnak mondható.

Galambos Gábor

A mi Napunkhoz hasonló csillagot látunk, amely „végnapjait” éli. 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–Russell-diagram úgynevezett fősorozatán töltik, miközben magjukban a hidrogén héliummá fuzionál. 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.

A Nap tömegének nagyságrendjébe eső, a fősorozatot elhagyó csillag esetén a hidrogénfúzió már régen nem a magban zajlik. Ekkorra a hidrogén héliummá történő átalakítása már a magot körülvevő külső héjba tevődik át, melynek következtében a csillag felfúvódik, 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 ábránkon) csillagait a Hertzsprung–Russell-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) 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 hidrogénhéjban. A csillag külső rétegei ismét felfúvódnak és lehűlnek. Emiatt a csillag fényessége ismét megnő, túlszárnyalva a korábbi vörös óriás fázist, színe pedig ismét a vörös felé tolódik. A csillag elfoglalja helyét az aszimptotikus óriáságon (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 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 pre-planetáris ködnek nevezik (PPN), 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.

Galambos Gábor felvétele a Jones–Emberson 1 planetáris ködről.

A felvétel készítésének körülményei:

Amikor a csillag felszíni hőmérséklete átlépi a 30 000 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. Utóbbiak csak roppant ritka csillagközi gázban jöhetnek létre, ezért hívják azokat 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, ami meghatározza a planetáris köd felépítését, szerkezetét. Hihetetlennek tűnik, de kezdeti tömegüknek akár több mint a felét is elveszíthetik a csillagok késői fejlődési fázisukban. Az esetenként akár 100 000 K-nál is magasabb felszíni hőmérsékletű központi csillag intenzív UV sugárzása teszi a ködöt „láthatóvá”.
Azt mindenképpen ki szeretném emelni, hogy az AGB fázisban történő anyagkibocsájtás, 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 nagy tömegűek, 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.

Ezen 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 helyezkedik el, és mégsem gömbszimmetrikusak? Az elméletek 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 JnEr1) központi csillagának 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 jelenléte tehát nem zárható ki. Ugyanakkor a TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, a NASA által 2018-ban indított űrtávcső, amelynek egyik célja exobolygók felfedezése a Naprendszeren kívül) fénygörbéi nem mutattak olyan jelleget, ami egy szoros kettős rendszert feltételezne. Ez azt jelenti, hogy bár a kísérőcsillag jelenléte lehetséges, a fénygörbék alapján nem tűnik úgy, hogy a JnEr1 központi csillaga egy szoros bináris rendszer része lenne (Alba Aller és mások – 2024). Közvetlen bizonyítékunk, ami megerősítené egy társ jelenlétét, egyelőre tehát nincs.

A JnEr1 planetáris köd és szülőcsillagának pontos asztrofizikai paramétereit sokáig jelentős bizonytalanság övezte. Az utóbbi évtized viszont jelentős változást hozott, hála a Gaia-űrteleszkópnak, amelyet az Európai Űrügynökség (ESA) indított 2013-ban. Fő feladata a Tejútrendszer csillagainak megfigyelése, pontosabban azok feltérképezése, beleértve helyzetüket, mozgásukat, fényességüket, távolságukat és más asztrofizikai jellemzőket. A Gaia célja egy háromdimenziós térkép készítése a Tejútrendszerről, hogy jobban megértsük annak szerkezetét és fejlődését. A felmérőprogram 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 változócsillagok adatai és az exobolygójelöltek is. Végül, a legutóbbi adatsorban (a Gaia FPR 2023. október 10-én) publikálták a teljes asztrometriai-, fotometriai- és radiálissebesség-katalógust, valamint az összes változócsillagra és kettős vagy többszörös csillagrendszerekre vonatkozó méréseket. A Gaia 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, 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 által nyújtott parallaxis- és sajátmozgásméréseket is felhasználva. A planetáris ködöket központi csillagaik 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 után kapták nevüket) képviselik a csillagok evolúciós útján a fehér törpe állapotot megelőző utolsó állomást. Ezen csillagok atmoszférájában a hélium és a szén dominál, továbbá jellemzően planetáris ködök központjában helyezkednek el. A JnEr1 kékes színű központi csillaga is pontosan ebbe a kategóriába tartozik.

A Gaia DR2 precíz parallaxismérései biztosították a kutatók számára a pontos távolságát a vizsgált csillagoknak, ami a JnEr1 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 ismertté vált nagy pontossággal. Ez pedig megnyitotta a csillagászok előtt az utat, hogy modellezzék 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-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 JnEr1 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 a kutatók, 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 28,0±6,4 ezer év az átlagos dinamikai kor. A JnEr1 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.

Szöveg: Tóth Krisztián: Planetáris köd a Hiúzban (Meteor 2025/5.)