2017.09.01.

Messier 27 – Planetáris köd vs. SN maradvány

Nagyon jó és érdekes, hiánypótló téma került elő a csoportban ma. Egy kép ihlette, két társunk elmagyarázta, mi a különbség egy szupernóva maradvány, és egy planetáris köd között. Ugyebár mindkét esetben egy-egy csillag dobja le élete végén az anyagát, de míg az egyik kozmikus értelemben véve egy “nyugodtabb” jelenség, a szupernóva robbanás ereje egy kataklizma. Ha belegondolunk, a két jelenségre mondhatnánk, hogy van olyan időintervallum, mikor hasonlóan látjuk, de ez sem igaz, számtalan apró és nagyobb jele van annak, hogy melyik esemény történt egy “ködben”. – Szeri László –

Jager Zoltán:

A Planetáris köd kialakulása:
A csillagok belsejében mikor elfogy a hidrogén a fúzió nyilván csökkenni kezd. A fúzió kell a csillagok egyensúlyi helyzetéhez, ezért nélküle felborul az egyensúly, és a csillag zsugorodni kezd. A zsugorodás következtében a héjban beindul a a H fúzió, ami miatt a csillag külső rétegei megnőnek, de a magja tovább zsugorodik. Ez a zsugorodás addig megy ameddig a magjában elég hőmérséklet lesz, hogy a He, hélium fúzió beinduljon. Ekkor a csillag ismét egyensúlyi állapotba kerül, és nem húzódik tovább össze. Ez a folyamat azonban jóval gyorsabb mint a H fúzió ideje (naptömeg körül kb 100 000 000 év). Ha fogy a He az egyensúly megint borul és a mag elkezd húzódni ismét.
A dolog itt válik kettő a nagy tömegű csillagok és a kis tömegű csillagok között.
A kis tömegű csillagok magja ugyanis degenerálttá válik, míg a nagy tömegű csillagok magja nem. A degeneráltság azt jelenti, hogy a nyomás nem a hőmozgásból származik (tehát nem a PV=nRT, ideiális gáz esetén), hanem inkább a Fermi nyomásból, vagyis abból, hogy nem lehet sok fermion egy helyen (a nyomás pedig a határozatlansági elvből jön). Ennek azért van fontossága, mert ekkor a nyomás nem függ a hőmérséklettől csakis a sűrűségtől.
A kis csillag magja nem húzódik tovább össze, és nagyon nehezen indul csak be a C fúziója. Azonban amikor beindul, az nagyon pillanatszerű lesz, ugyanis a nyomás független a hőmérséklettől, tehát a fúzió miatt nem nő a kifelé ható nyomás, és egy nagy fúziós tüske lesz. A hirtelen fény nyomás lenyomja a külső réteget a csillagról, és abból lesz a planetáris köd, míg a magja megmarad fehér törpének.
Az Ia típusú szupernóva egyébként nagyon hasonló. Ott is a hirtelen beinduló fúzió az energia forrás, azonban ott a fehér törpe magja sokkal nagyobb, ezért ott a teljes anyag elfúziónál egészen a vas csoportig. Ekkor a szupernóva maradvány a magból lesz, ami elfúziónál a vasig, míg planetáris ködnél a külső részből lesz a köd, amiben nem volt fúzió, ezért az jobbára hidrogénből áll, és sokkal lassabb is a ledobódás.
Nagy tömegű csillagok magjában nincs degeneráció, így a C fúziója beindul, és ismét egyensúlyban lesz a csillag. Ameddig el nem fogy az is. Ez a fúziós játék egészen a vasig tart el, ahol a fúzió már nem megoldás, így a csillag magja addig zsugorodik, míg a vas mag degenerált nem lesz. Bizonyos hőmérsékleten az elektronok bezuhannak a protonokba, és neutronok keletkeznek. Emiatt lecsökken az elektron szám ami a Fermi nyomást adja, és a csillag magja összeomlik. A mag teljes összeomlását vagy megfogja a neutron degeneráció, és neutron csillag marad, vagy nem, és akkor fekete lyuk.
A külső rétegek beesnek a mag felé, és visszapattantak a neutron magról, találkozva a még beeső anyaggal, lökés hullámot létre hozva, amiben az anyagok fúziója beindul, illetve a neutron fluxus nagyon nagy lesz, hogy még a nehéz elemek is létre jönnek. A külső rész aztán ledobódik, és ebből lesz a szupernóva maradvány, ami látott fúziót, így lesz benne vas csoport bőven, de kevesebb mint az Ia esetében, ahol a fúzió erőteljesebb volt.
Emiatt egy átlagos kollapszár szupernóva (kollapszár a nagy tömegű csillagok szupernóvája) Nikkel tömege olyan 0.05 naptömeg (de ez igen változatos, van ahol 0.1 is, de van ahol csak 0.002), míg az Ia jellemzően olyan 0.6 naptömeg.
A planetáris ködben nincs Nikkel.
Tehát ahogyan Szilárd írta: a planetáris köd és a szupernóva maradványok tulajdonsága merőben eltér, kémiai elemek, tágulási sebessége teljesen más.
  “

Csizmadia Szilárd:

Az M27 egy planetáris köd, azaz vörös óriáscsillag maradványa, ami akkor keletkezett, amikor a vörös óriás lefújta magáról a külső gázrétegeit, illetve amikor élete végén a lefújás olyan gyorssá vált, hogy már ledobásnak nevezhetjük. Ebből lett a planetáris köd. A szupernóvamaradvány a csillag magjának összeomlásakor generált lökéshullámból keletkezik, mert a lökéshullám szétveti a csillag külsőbb rétegeit. Fizikailag tehát teljesen más mechanizmus hozza létre a planetáris ködöt, mint a szupernóvamaradványt. A tágulási sebességük is különböző, mert a vörös óriás külső burkának lefújása legfeljebb 1000 km/sec-cel, de inkább kevesebbel történik, a szupernóvamaradványt létrehozó lökéshullám pedig tipikusan 15 000 km/sec-cel veti szét a csillagot. Ezért tágulási sebességük (így élettartamuk is) különböző. A szupernóvamaradványok röntgensugárzása is erősebb, mert forróbbak. Tehát nemcsak eredetükben, de kinézetükben és fizikai (hőmérséklet pl.), és kémiai (a H/He keveréken túl a planetárisok inkább nitrogénban és oxigénban (levegő!), a szupernóvamaradványok nehezebb elemekben, pl. kobalt, nikkel, vas stb. gazdagok) tulajdonságaikban is különböznek.   “

 

4.86/5 (7)

Értékelés

About the Author: