Tudományos háttér: a planetáris ködök szerkezetének kialakulása

Egy minden szempontból átlagos, naptömegű csillag haldoklása meglepően összetett és látványos folyamat. Viszonylag hosszú életének (kb. 10 milliárd év) legnagyobb részében (90-95 %-ában) nyugodt, kiegyensúlyozott állapotban van, szinte unalmasan telik az ideje. Magjában atommagfúzió zajlik, melynek során – kb. 15-20 millió K hőmérsékleten - hidrogén-atommagok egyesülnek hélium-atommagokká. Az ebből származó energia szolgáltatja azt a sugárzási nyomást, amely ellenáll az égitest saját gravitációjának, így mérete egy olyan értéken stabilizálódik, ami a kezdeti tömegétől függ. Napunk jelenleg ebben a fázisban van és kb. 4 milliárd évig még így is marad.

Amikor a magban elfogy a hidrogén, megkezdődik a csillag életének utolsó szakasza. A sugárzási nyomás és a gravitáció közti egyensúly megbomlik. Mivel a mag átmenetileg inaktívvá válik, a gravitáció szorosabbra húzhatja össze. Ennek következtében hőmérséklete és sűrűsége megnő. Mintegy 200 millió K hőmérsékleten megindul a hélium-atommagok szén-atommagokká történő egyesülése, majd kb. 500 millió K-en a szén-atommagok és a hélium-atommagok fúziója oxigén képződéséhez vezet. Eközben a magot övező rétegben, ahol korábban nem zajlott atommagfúzió, megkezdődik a hidrogén héliummá történő átalakulása. Úgy is mondhatjuk, hogy a hidrogfúziós zóna kitolódott a csillag felszíne felé.

E folyamatok következtében a csillag energiatermelése jóval meghaladja az eredeti értéket. A külső rétegek nagy mennyiségű hőt kapnak alulról, így tágulni kezdenek. A méretnövekedés elérheti az eredeti érték kétszázszorosát is. A csillag nagy fényességű, de a nagy méret miatt alacsony felszíni hőmérsékletű vörös óriássá fejlődik. (A nagy méret miatt egységnyi felszínre kevesebb hőmennyiség jut, így a felszín „lehűl” – mintegy 3000 K-re - és „bevörösödik”. A csillag fényereje viszont az eredeti érték több ezerszeresére emelkedik.)

A vörös óriás fázisba való átmenet átlagosan 1 milliárd évig tart; ezt követően a csillag ismét egyensúlyi állapotba kerül. Ez az állapot azonban már nem annyira stabil, mint az eredeti. A belső héjak aktivitása miatt a csillag felszíne állandó rengéseknek, lüktetéseknek van kitéve. Egy-egy pulzálás kb. 1 évig tart. Az ilyen csillagok klasszikus képviselői a Mira-típusú változók. A pulzálások során a csillag felszínéről hatalmas anyagtömegek dobódnak le, vagyis a vörös óriás folyamatosan anyagot veszít. A lelökődött gázt a csillagból kiinduló, úgynevezett „lassú csillagszél” (slow wind) sodorja el, amelynek sebessége kb. 15 km/s. Ezek a folyamatok viszonylag rövid ideig, néhány ezer évig tartanak. A végére a külső rétegek gyakorlatilag ledobódnak, s csak a csillag szénből és oxigénből álló magja marad vissza.

Időközben a csillag magjában – a hélium elfogyása miatt - ismét leállnak a fúziós folyamatok. A mag még kisebbre húzódik össze, s bár hőmérséklete tovább növekszik, nem éri el a nehezebb elemek fúziójához szükséges értéket. Felszíni hőmérséklete – kb. 20 ezer év alatt - 250 ezer K-re emelkedik. A felforrósodott magfelszín heves ultraibolya sugárzást bocsájt ki, ami felfűti a vörös óriás fázisban ledobódott, kényelmesen táguló anyagot. A kölcsönhatás következtében egy világító gázburok, a planetáris köd alakul ki. A drámai folyamatok utolsó felvonásaként a fehér törpe állapot felé tartó csillagmaradványból egy új, sokkal hevesebb csillagszél indul ki, átlagosan 1500 km/s sebességgel. E „gyors csillagszél" (fast wind) valósággal belehasít a planetáris köd anyagába, olyan bonyolult, érdekes formákat alakítva ki, amilyenek a Hubble új képein is láthatók és amelyek magyarázata még várat magára.

Egy átlagos planetáris köd kb. ezerszer nagyobb méretű Naprendszerünknél. Gázanyaga mintegy tízezer évig figyelhető meg, ezután elhalványodva szétoszlik a csillagközi térben. E szétszóródó anyagban olyan létfontosságú elemek vannak jelen, mint a szén és az oxigén, amelyek nélkülözhetetlenek az élethez. Az újabb elméletek szerint a naptömegű csillagok anyagvesztése legalább olyan fontos az Univerzum anyagfejlődése szempontjából, mint a szupernóva-robbanások során keletkező, nehéz elemekben gazdag „törmelék”. Szupernóva-robbanások ugyanis viszonylag ritkán játszódnak le, míg a naptömegű csillagok halála évente bekövetkező esemény. Csak a saját galaxisunkban, a Tejútrendszerben több mint ezer planetáris ködöt ismerünk, de ennél jóval több lehet belőlük.

A Hubble képeinek segítségével a jövőben még tisztább képet kaphatunk a planetáris ködök kialakulásáról és fejlődéséről. Különösen izgalmasak lehetnek azok az esetek, amikor a haldokló csillagnak valamilyen kísérő égiteste van. Ez ugyanis alapvetően módosíthatja a fent vázolt képet. Az új modellek azonban még egy rövid ideig váratnak magukra.