A nagytömegű csillagok szupernóvaként fejezik be pályafutásukat, míg a kisebbek életük végén planetáris ködöket hoznak létre. Nagy kérdés azonban, hogy mi az oka ezen objektumok nagyfokú aszimmetriájának.
Ha egy csillag tömege nagyobb körülbelül nyolcszoros naptömegnél, akkor élete végén szupernóvaként fog felrobbanni. Az ennél kisebb tömegűek pályafutása nem ekkora kataklizmával zárul, a végeredmény azonban nem kevésbé látványos: gyönyörű színekben pompázó por- és gázburkot dobnak le magukról, egy planetáris ködöt hagynak hátra, amely aztán pár tízezer éves időskálán szétoszlik a környező intersztelláris térben. Néhány évtizeddel ezelőttig azt gondoltuk, hogy ezek a ködök nagyjából gömbszimmetrikusak, a modern megfigyelések szerint azonban ez nem így van, a planetáris ködök bipoláris gáz- és porkiáramlások miatt gyakran aszimmetrikus alakot mutatnak. Nagy kérdés azonban az, hogy egy, a fejlődése során alapvetően gömbszimmetrikus csillag miként tud egy jelentősen aszférikus planetáris ködöt létrehozni. Eric Blackman (University of Rochester) és tanítványa ezt a problémát vizsgálta meg elméleti oldalról, és arra a következtetésre jutottak, hogy a nagyenergiájú anyagkiáramlások csak szoros kettőscsillagok – vagy egy csillagból és nagytömegű bolygókísérőjéből álló párok – komponenseinek kölcsönhatása következtében jöhetnek létre.
Ha a kisebb tömegű csillagok magjában elfogy a hidrogén, elkezdenek felfúvódni és a HRD-n az ún. aszimptotikus óriáságra (Asymptotic Giant Branch, AGB) kerülnek. Ez a fázis legfeljebb százezer évig tart a csillag életében, és az utolsó gömbszimmetrikus állapotot jelenti egy kistömegű csillag fejlődésében. Az elképzelés szerint ekkor az AGB csillagok egy része, pontosabban a jelentősen kitágult külső régióik két ellentétes jet kialakulásával aszférikussá válhatnak (pre-planetáris köd állapot), ami aztán öröklődik a létrejövő planetáris ködre is. Blackman szerint a kezdeti aszimmetria azonban csak akkor állhat elő, ha az AGB csillag nem magányos, hanem egy kettős rendszer egyik komponense. Ez esetben a kiáramlásokat például a kísérőre egy tömegátadási korongon keresztül transzportált anyag táplálja. Az akkréciós diszkek létrejöttére többféle forgatókönyv is létezik – ezek mindegyikében két csillag vagy egy csillag és egy nagytömegű bolygó szerepel -, választani azonban nehéz közülük, mivel az a rész, ahol a korong formálódik, nagyon kis szögátmérőjű ahhoz, hogy a mai teleszkópokkal felbontható, így közvetlenül megfigyelhető legyen. Blackman és hallgatója, Scott Lucchini arra voltak kíváncsiak, hogy a kiáramlások tág és gyengén kölcsönható kettős rendszerekben is kialakulhatnak-e, vagy a komponenseknek szoros kapcsolatot eredményezve nagyon közel kell keringeniük egymáshoz.
A pre-planetáris és planetáris ködök kiáramlásait tanulmányozva Blackman és Lucchini össze tudták kapcsolni a jeteket anyaggal ellátó akkréciós folyamat energia- és impulzusértékeit a kiáramlások megfelelő paramétereivel: a tömegátadási korongba kerülő anyag gravitációs potenciális energiát veszít, melynek egy része aztán a jetek mozgási energiájában és impulzusában jelenik meg. A két kutató meghatározta azt a minimális energiát és tömeget, melyet az akkréciós folyamatnak produkálnia kell ahhoz, hogy a megfigyelésekkel összeegyeztethető tulajdonságú kiáramlások jöjjenek létre. A szükséges értékeket aztán összehasonlították az akkréciós modellek által szolgáltatottakkal, ez alapján pedig azt találták, hogy csak két modell-típus jöhet szóba, mindkettőben szoros kettősök szerepelnek.
Az első modellben („Roche lobe overflow”) a kísérő olyan közel van, hogy az ún. Roche-térfogatát kitöltő AGB csillag kitágult légkörének egy részét egy akkréciós korongon keresztül elszívja. A másik modellben („common envelope”) a kísérő még közelebb van, annyira, hogy teljes egészében az AGB csillag atmoszférájában mozog, azaz a két objektum egy közös burokban helyezkedik el. Ebben az esetben a kísérő körül is kialakulhat a tömegátadási korong az AGB csillagtól elszívott anyagból, de a fordított menet is elképzelhető. Mindkét modell folyamatai képesek elegendő energiát és impulzust az észlelt paraméterekkel rendelkező kiáramlásokba pumpálni.
A pre-planetáris és a planetáris ködök különböző okok miatt láthatók: az előbbiek csak reflektálják a fényt, míg az utóbbiak anyaguk ionizációja és reionizációja miatt világítanak. A pre-planetáris ködökben az előzőek alapján két jet dobódik ki, ezek poranyaga magukban a kiáramlásokban képződik, amint azok tágulnak és hűlnek, és a forró centrum fénye valójában ezeken a porrészecskéken reflektálódik, szóródik. Az elképzelések szerint az előbbi állapotból kifejlődő, immár „pre-” nélküli planetáris ködök anyagát pedig az AGB csillag szabaddá váló forró magjának intenzív ultraibolya sugárzása gerjeszti és készteti világításra.
Az eredményeket részletező szakcikk a Monthly Notices of the Royal Astronomical Society c. folyóiratban jelent meg.
Forrás: ScienceDaily 2014.02.12.