Real-Time Stellar Evolution

• Title: Evolution of the central stars of young planetary nebulae
• Authors: M. Hajduk, P. A. M. van Hoof, A. A. Zijlstra
• First Author’s Institution: Nicolaus Copernicus Astronomical Center, ul. Rabiańska 8, 87-100 Toruń, Poland
• Paper Status: Accepted for publication in A&A

Images of four planetary nebulae taken by the Hubble Space Telescope using a narrow Hα filter. All of these feature hydrogen-rich central stars.

To get an idea of how stars live and die, we can’t just pick one and watch its life unfold in real time. Most stars live for billions of years! So instead, we do a population census of sorts. Much like you can study how humans age by taking a “snapshot” of individuals ranging from newborn to elderly, so too can we study the lives of stars.

But like all good things in life (and stars), there are exceptions. Sometimes, stellar evolution happens on more human timescales—tens to hundreds of years rather than millions or billions. One such exception is the topic of today’s paper: planetary nebulae, and the rapidly dying stellar corpses responsible for all that glowing gas.

All stars similar to our Sun, or up to about eight times as massive, will end their lives embedded in planetary nebulae like these. The name is a holdover from their discovery and general appearance—we have long known that planetary nebulae have nothing to do with planets. Instead, they are the former outer layers of a star: an envelope of material hastily ejected when gravity can no longer hold a star together. In its final death throes, what’s left of the star rapidly heats up and begins to ionize gas in the nebula surrounding it.

A Deathly Glow

Ionized gas is the telltale sign that the central star in a planetary nebula isn’t quite done yet. When high-energy light from a dying star rams into gas in its planetary nebula, some atoms of gas are so energized that electrons are torn from their nuclei. Hotter central stars emit more light, making the ionized gas glow brighter. This final stage of stellar evolution is what the authors of today’s paper observe in real time for a handful of planetary nebulae.

Most planetary nebulae show increasing oxygen emission with time as the central star heats up and ionizes gas in the nebula. The stars are classified into one of three categories based on their spectra. Points indicate the average change in oxygen emission per year, and dashed lines show simple stellar evolution models for stars with final masses between 0.6 and 0.7 times that of the Sun.

The figure above shows how oxygen emission in many planetary nebulae has changed brightness over time. Each point represents data spanning at least ten years and brings together new observations with previously published values in the literature. Distinct symbols assign each star to one of three categories: stars with lots of hydrogen in their spectra (H rich), Wolf-Rayet ([WR]) stars with many emission lines in their spectra (indicating lots of hot gas very close to the star), and weak emission line stars (wels). The fact that most stars show an increase in planetary nebula emission—the stars are heating up—agrees with our expectations.

Oxygen emission flux as a function of time for three planetary nebulae over 30+ years. The top two systems, M 1-11 and M 1-12, have hydrogen-rich stars that cause increasing emission as expected. The bottom pane, SwSt 1, shows a Wolf-Rayet star with a surprising decreasing trend.

The earliest observation in this study is from 1978. Spectrographs and imaging techniques have improved markedly since then! While some changes in flux are from different observing techniques, the authors conclude that at least part of each flux increase is real. What’s more, hydrogen-rich stars seem to agree with relatively simple evolution models, shown as dashed lines on the figure above. (Stars move toward the right along the lines as they evolve.) More evolved stars cause oxygen in the nebula to glow ever brighter, but the rate of increase in oxygen emission slows as the star ages and loses fuel.

There’s Always an Oddball

However, the authors find that some planetary nebulae don’t behave quite as consistently. None of the more evolved Wolf-Rayet systems show increasing emission with time. In fact, one of them, in the bottom pane of the figure to the right, shows a steady decline in oxygen emission! This suggests the hot gas closest to the star may be weakening even as the star is getting hotter, but it is not fully understood.

This unique glimpse into real-time stellar evolution is possible because so many changes happen to a star as it nears the end of its life. Eventually, these hot stellar remnants will become white dwarfs and slowly cool for eternity. Until then, not-dead-yet stars and their planetary nebulae have lots to teach us.

• Titel: Evolution of the central stars of young planetary nebulae
• Auteurs: M. Hajduk, P. A. M. van Hoof, A. A. Zijlstra
• Instituut eerste auteur: Nicolaus Copernicus Astronomical Center, ul. Rabiańska 8, 87-100 Toruń, Poland
• Status: Geaccepteerd voor publicatie in A&A

Om een idee te krijgen van hoe sterren leven en doodgaan, kunnen we niet zomaar één ster uitkiezen en observeren hoe het leven van die ster zich ontwikkelt. De meeste sterren leven namelijk voor miljarden jaren! In plaats daarvan doen we een soort volkstelling.  Net zoals je kunt bestuderen hoe mensen ouder worden door een “momentopname” te maken van de bevolking, variërend van pasgeborenen tot ouderen, zo kunnen we ook de levens van sterren bestuderen.

Gelukkig zijn er uitzonderingen. Soms vindt sterevolutie plaats op meer menselijke tijdschalen – tientallen tot honderden jaren in plaats van miljoenen of miljarden. Een van die uitzonderingen is het onderwerp van het artikel van vandaag: planetaire nevels en de snel stervende stellaire lijken die verantwoordelijk zijn voor al dat gloeiende gas.

Alle sterren vergelijkbaar met onze zon, of tot ongeveer acht keer zo zwaar, zullen hun leven beëindigen in planetaire nevels zoals deze. De naam “planetaire nevel” is een overblijfsel van hun ontdekking en uiterlijk – we weten al lang dat planetaire nevels niets met planeten te maken hebben. In plaats daarvan zijn het de voormalige buitenste lagen van een ster: een omhulsel van materiaal dat haastig wordt afgestoten wanneer de zwaartekracht een ster niet langer bij elkaar kan houden. In zijn laatste momenten warmt het overblijfsel van de ster snel op en begint het gas in de nevel eromheen te ioniseren.

Een dodelijke gloed

Geïoniseerd gas is het onmiskenbare teken dat de centrale ster in een planetaire nevel nog niet helemaal uitgestraald is. Wanneer hoogenergetisch licht van een stervende ster tegen het gas in de planetaire nevel aan botst, krijgen sommige atomen van het gas zo veel energie dat electronen van hun kernen worden gerukt. Hetere centrale sterren stralen meer licht uit, waardoor het geïoniseerde gas helderder gloeit. De auteurs van het artikel hebben deze laatste fase van sterevolutie in real-time waargenomen in een handvol planetaire nevels.

De figuur hierboven laat zien hoe de zuurstofemissie in veel planetaire nevels in de loop van de tijd van helderheid is veranderd. Elk punt staat voor meetgegevens over ten minste tien jaar en combineert nieuwe waarnemingen met eerder gepubliceerde waarden in de literatuur. De sterren behoren tot één van de drie categorieën: sterren met veel waterstof in hun spectra (H rich), Wolf-Rayet ([WR]) sterren met veel emissielijnen in hun spectra (wat duidt op veel heet gas zeer dicht bij de ster), en sterren met zwakke emissielijnen (wels). Het feit dat de meeste sterren een toename van de emissie van planetaire nevels laten zien – de sterren warmen op – komt overeen met onze verwachtingen.

De vroegste waarneming in deze studie dateert uit 1978. Spectrografen en beeldvormende technieken zijn sindsdien aanzienlijk verbeterd! Hoewel sommige veranderingen in flux het gevolg zijn van die verschillen in waarnemingstechnieken, concluderen de auteurs dat ten minste een deel van elke fluxtoename echt is. Bovendien lijken waterstofrijke sterren overeen te komen met relatief eenvoudige evolutiemodellen, weergegeven als stippellijnen in de bovenstaande figuur. (Sterren bewegen naar rechts langs de lijnen terwijl ze evolueren.) Meer geëvolueerde sterren zorgen ervoor dat de zuurstof in de nevel steeds helderder gaat gloeien, maar de snelheid waarmee de zuurstofemissie toeneemt, vertraagt naarmate de ster ouder wordt en brandstof verliest.

Er is altijd een vreemde eend in de bijt

De auteurs vinden echter dat sommige planetaire nevels zich niet zo consequent gedragen. Geen van de meer ontwikkelde Wolf-Rayet-systemen vertoont in de loop van de tijd een toenemende emissie. Een van hen, in het rechtsonder in het figuur, laat zelfs een gestage afname van de zuurstofemissie zien! Dit suggereert dat het hete gas dat zich het dichtst bij de ster bevindt mogelijk zwakker wordt, zelfs als de ster heter wordt, maar dit is niet helemaal duidelijk.

Deze unieke blik op de real-time sterevolutie is mogelijk omdat een ster zoveel veranderingen doormaakt wanneer deze het einde van zijn leven nadert. Uiteindelijk zullen deze hete overblijfselen van sterren witte dwergen worden en langzaam voor eeuwig afkoelen. Tot die tijd kunnen wij nog veel leren van sterren die nog net niet dood zijn en hun planetaire nevels.

Vertaald door Mara Helder: Ik ben Mara Helder, ik zit momenteel in mijn eerste jaar van de master Theoretical Physics aan de Universiteit Utrecht. Ik ben geïnteresseerd in kosmologie, zwaartekrachtsgolven, wetenschapscommunicatie en -educatie. Ik werk als publieksbegeleider bij museum en sterrenwacht Sonnenborgh in Utrecht.