A nagytömegű csillagok fejlődésének végső fázisai ugyan csillagászati értelemben nem tartanak hosszú ideig, mégis, ekkor vesztik el tömegük legnagyobb hányadát és ilyenkor alakulnak ki a II-es típusú szupernóvák szülőcsillagait övező anyagkidobódások. Ebből a szempontból kulcsfontosságú szerepet játszanak a vörös szuperóriások, melyek a 10-30 MNap kezdőtömegű csillagok kései fejlődési állapotát képviselik. A nagyjából tízezer-százezer évig tartó fázisban 10-6-10-4 naptömeg/év sebességgel dobják le anyagukat, ami végül is meghatározza a csillagok robbanás előtti végső tömegét. Vörös szuperóriásokat azonosítottak már közvetlen szupernóva-progenitorként, de elképzelhető az is, hogy a sárga hiperóriás állapoton keresztül a kék tartomány felé fejlődnek, ahol először Wolf-Rayet csillaggá válnak, majd robbannak fel.
A vörös szuperóriások tömegvesztési folyamatainak vizsgálata így sokat
elárulhat a nagytömegű csillagok haláláról, illetve az egyes szupernóvák körül
talált érdekes szimmetriájú struktúrák eredetéről. Elég csak utalni pl. az SN
1987A maradványát övező gyűrűrendszerre, melynek eredete máig rejtélyes. Hogy a
tömegvesztés folyamata eltérhet a gömbszimmetriától, jól ismert néhány
galaktikus vörös szuperóriásnál: a két legrészletesebben vizsgált csillag az NML
Cyg és a magyar amatőrök által is észlelt VY CMa, mindkettő szélsőségesen
nagy luminozitású és alacsony hőmérsékletű hatalmas objektum. A VY CMa
csillagszele rendkívül anizotróp (különböző irányokban eltérő), az NML Cyg
aszférikus megjelenését pedig a közeli Cyg OB2 asszociáció forró csillagainak
sugárzási tere hozta létre.
Az említett két csillagra hőmérséklet és luminozitás szempontjából nagyon
hasonló objektum a μ (mű) Cephei, azaz a Gránátcsillag. Fontos különbség, hogy
tömegvesztési sebessége több nagyságrenddel kisebb, így talán ez is magyarázza,
hogy nem sokan tanulmányozták eddig a körülötte található porfelhőt.
Bolometrikus abszolút fényessége kb. -9,1 magnitúdó, amivel az összes ismert
vörös szuperóriás közül az egyik legfényesebb. Csillagfejlődési számításokkal
összevetve kezdőtömege 25 MNap lehetett, távolsága 2800 fényév, fényteljesítménye
pedig 300 ezer napluminozitás. Tömegvesztési folyamatait részleteiben még senki
nem vizsgálta korábban.
A μ Cephei az IC 1396 jelzésű ködösség szomszédságában található (fényes, narancssárga csillag a kép tetején). A kép közepétől jobbra a híres Elefántormány-köd (kép: Davide De Martin – Skyfactory)
Brit és japán kutatók augusztus elején jelentették be a μ Cephei
csillagkörüli felhőjének legelső detektálását, amihez a Hawaii-szigeteken
található 8,2 m-es Subaru teleszkóp infravörös kameráját használták. A 24,5
mikronos hullámhosszon diffrakciólimitált (0,6 ívmásodperces) felbontású
képeken legalább 6 ívmásodperc kiterjedésű porfelhőt fedeztek fel. Ez a
csillagtól távolabb nagyjából körszimmetriát követ, közelebb a csillaghoz
viszont tengelyszimmetriára utalóan elnyúlttá válik. A legbelső tartományban
nagyjából elliptikus a köd sugárzása, 1,4 ívmásodperces félkistengellyel és
2,2 ívmásodperces félnagytengellyel. Hogy nem műszereffektus okozta a
hősugárzás szóródását a μ Cep körül, egy másik csillag, az Aldebaran képével
tesztelték. Mindkét esetben a Davida kisbolygó szolgáltatta a pontszerű
objektum tesztképét, amivel modellezve a μ Cep és az Aldebaran csillagának
fényességeloszlását a távcső fókuszában, meghatározhatóvá vált az égitestek
körüli extra sugárzás pontos eloszlása. Mint az az alábbi ábrán látható, az
Aldebaran esetében semmilyen struktúra nincs, a μ Cep körül pedig feltűnik a
halvány köd.
A μ Cep és az Aldebaran körüli infravörös sugárzás eloszlása. Az
Aldebaran esetében a pontszerű csillag körül nem mutatható ki semmilyen
többlet. A középen látszó szürke kör a műszer diffrakcióhatárolt felbontását
illusztrálja.
A képek mellett a kutatók modellezték a μ Cep spektrális energiaeloszlását, amiből meghatározták a tömegvesztés sebességét és megbecsülték a detektált
struktúra korát. Eredményeik alapján néhány tízmilliomod naptömeg/év
sebességgel csökken a μ Cep tömege, az észlelt köd pedig nagyjából ezer éves
lehet. A középen elliptikus poreloszlás pedig alátámasztja, hogy a nagytömegű
csillagok és II-es típusú szupernóvák körül észlelt aszimmetrikus anyagfelhők
legalább részben a vörös szuperóriás fázisban keletkezhetnek.
Forrás: De Wit és munkatársai, arXiv.org:/0808.1341 (ApJ Letters). További változócsillagászati újdonságok a Meteor szeptemberi számában olvashatóak.
