Szupernóva

A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából.

A Kepler által megfigyelt szupernóva (SN 1604) maradványa a Spitzer űrtávcső (infravörös, a képen pirossal), a Hubble űrtávcső (látható fény, a képen sárgával) és a Chandra űrtávcső (röntgen, a képen zölddel és kékkel) képeiből összeállítva.

A Messier 51 galaxisban fellángolt SN 2005cs szupernóva

A szupernóva a Napnál nagyobb tömegű csillag végső nagy robbanása, mely során a csillag fénye (körülbelül egy éven keresztül) egy galaxis teljes fényével vetekszik. („Nova” latinul „új”). A „szuper” a kevésbé fényes nóváktól való megkülönböztetésre szolgál, melyek más okból fényesednek ki.

A szupernóva-robbanás során a csillag ledobja a külső rétegét, mely a környezetét hidrogénnel, héliummal és nehezebb elemekkel telíti. A kidobott anyag általában gömb alakban tágul, miközben egyre ritkább lesz. Ha a szupernóva-robbanás közeli por vagy gázködöt nyom össze, ott megindíthatja újabb csillagok kialakulását, és nehezebb elemekkel szennyezheti azt a ködöt. A Napban és Földünkön található lítiumnál nehezebb elemek (arany, urán…) annak köszönhetőek, hogy a Naprendszer keletkezésekor a közelünkben szupernóvarobbanás történt.

A szupernóvák többször $1044$ joule energiát képesek kibocsátani, nagyjából annyit, amelyet a Nap egész élettartama során. Megkülönböztetünk I. (ezen belül Ia, Ib és Ic) és II. típusú szupernóvákat, az alapján, hogy a robbanási folyamat korai színképében kimutatható-e a hidrogén.

Az ismertebb szupernóvák közé tartozik a Nagy Magellán-felhőben található SN 1987A jelű, valamint az 1604-ben felfedezett Kepler-féle szupernóva. Ez utóbbi, illetve az 1572. évi Tycho Brahe-féle szupernóva jelentős lökést adtak a csillagászat fejlődésének, mivel a korabeli klasszikus felfogást, mely a fix csillagokat változatlannak tartotta, véglegesen megingatták.

Tartalomjegyzék

1 Felfedezésük története
2 Szupernóvakereső programok
3 Csillagok szupernóvává válása
- 3.1 Ia típus
- 3.2 Ib, Ic, és II típus
4 A szupernóvák elnevezési rendszere
5 Hatásuk a csillagközi környezetre
- 5.1 Nehéz elemek forrásai
- 5.2 Szerepük a csillagok fejlődésében
6 Szupernóva-jelöltek a Tejútrendszeren belül
7 Külső hivatkozások
- 7.1 Lábjegyzetek

[szerkesztés] Felfedezésük története

[szerkesztés] Szupernóvakereső programok

[szerkesztés] Csillagok szupernóvává válása

A szupernóvákat színképük alapján két fő osztályba soroljuk, az I típusban nem láthatóak a hidrogén színképvonalai, a II típusban láthatóak.^[1] A robbanás mechanizmusa alapján az Ia altípus mögött teljesen különböző fizikai folyamat áll, mint az Ib, Ic és II altípus mögött.

[szerkesztés] Ia típus

Egy Ia típusú szupernóva-jelölt fantáziarajza: a fehér törpe (jobb oldalon, lent), anyagot szív el a felfúvódott, nagy méretű, de ritka vörös óriás légköréből. A fehér törpe felé áramló anyag akkréciós korongot képez, majd folyamatosan gyorsulva zuhan a fehér törpére. Amikor a fehér törpe tömege eléri a Chandrasekhar-határt, fellángol a szupernóva.

Az SN 2006bp szupernóva látható, ultraibolya és röntgenképe

Az SN 1987A szupernóva-maradvány fejlődése, 1994-2004 között. A szupernóva által keltett, a fénysebesség mintegy egyhuszadával haladó lökéshullámrendszer beleütközött a körülbelül egy fényév átmérőjű, a progenitor által 20 000 éve ledobott gázgyűrűbe, és fénylésre késztette.^[2]

Az MCG +05-43-16 jelű távoli spirálgalaxisban majdnem pontosan egy időben robbant két szupernóva, az SN 2007ck II típusú és az SN 2007co Ia típusú szupernóva. Az Ia szupernóva mintegy tízszer fényesebb, bár az SN 2007ck már korábban elkezdett halványodni. A NASA Swift műholdjának felvétele, a látható fény tartományában.^[3]

Részletező szócikk: Ia típusú szupernóva

Kisebb tömegű csillagok, melyek egy szoros kettős rendszer részei és fehér törpeként, az átmeneti végstádiumukban a kísérőcsillaguktól – amely többnyire egy vörös óriás – anyagot kapnak. Az idők folyamán több nóvakitörés is előfordulhat, melyek során a felhalmozott gázokból a hidrogén fuzionál és a fúzió végtermékei visszamaradnak. Ez a folyamat egészen addig tart, amíg a fehér törpe olyannyira meg nem közelíti a Chandrasekhar-határt, hogy a saját gravitációja következtében olyan sűrűvé nem válik, hogy a hőmérsékleti nyomás szerepét a teljes összeomlás megakadályozásában a kvantumnyomás veszi át. A hőmérsékleti nyomás alatt működő magfúzió önszabályozó rendszer, ugyanis ha a magfúzióban felszabaduló energia hatására nő a csillag belső hőmérséklete, akkor a megnövekedő hőmérsékleti nyomás hatására kitágul a csillag, aminek következtében lehűl, és így csökken a magfúzió hevessége. A kvantumnyomás azonban független a hőmérséklettől. Így ha egy kvantumnyomás következtében egyensúlyi állapotban levő csillagban beindul valamilyen magfúziós folyamat, jellemzően szénfúzió, akkor a megnövekedő hőmérséklet hatására nem tágul ki a csillag, vagyis nem csökken a hőmérséklete, így a magfúzió szabályozatlan formában egyre hevesebbé válik és a csillag egy gigantikus méretű termonukleáris bombaként felrobban, és a magfúzióban résztvevő összes anyag egy szempillantás alatt vassá és hozzá hasonló nehéz elemekké alakul át. Ezt a jelenséget termonukleáris, vagy más néven Ia típusú szupernóvának is nevezik. Annak ellenére, hogy e folyamatban relatív alacsony tömegű csillagok vesznek részt, ezek a legfényesebb szupernóvák.

Bármennyire is hihetetlen, az Ia tipusú szupernóvák gigantikus termonukleáris robbanása számunkra közvetlenül láthatatlan marad. Ugyanis a szupernóva felrobbanásakor kidobott anyag bármennyire forró is, sűrű és átlátszatlan. A kidobott anyagnak addig kell tágulnia, amíg átlátszó nem lesz. Az Ia tipusú szupernóva esetében, ahol az anyag kezdetben nagyon sűrű volt, olyan mértékű táguláson kell a ledobott anyagnak keresztül mennie míg átlátszó lesz, hogy eközben teljesen lehűl. Így látható fény kisugárzására már nem számíthatnánk. A szupernóva fényességét tehát valami másnak kell biztosítania, ez pedig nem más, mint a rádióaktív bomlás. Ha a robbanás többszörös héliumatommagból felépülő anyagból – mint például szén, oxigén vagy szilícium – táplálkozik, akkor olyan anyag keletkezik, ahol a protonok és neutronok száma (hasonlóan a kiinduló anyagokhoz) szintén egyforma. Ugyanakkor a legalacsonyabb a nukleáris potenciálja a vasnak van, ennek atommagjában 26 proton és 30 neutron van. Ezt a természet úgy állítja a szupernóva robbanás során elő, hogy először egy ugyanilyen atomsúlyú de azonos protonból és neutronból álló elemet készít a termonukleáris fúzió során. Ez a nikkel-56. A nikkel-56 atommagjában 28 proton és 28 neutron van. A nikkel-56 instabil és rádióaktív bomláson megy keresztül, ennek során az egyik protonja neutronná alakul, és kobalt-56 keletkezik, aminek atommagjában 27 proton és 29 neutron van. A kobalt-56 is instabil, egyik protonja neutronná alakul át, aminek következtében egy 26 protonból és 30 neutronból álló atommag keletkezik, ami nem más, mint a vas-56, vagyis a közönséges vas. A vas pedig már stabil, sőt a létező legstabilabb elem, így ez már nem megy át átalakuláson. A rádióaktív bomlások során keletkezett gamma sugarakat elnyeli a táguló anyag, amitől felforrósodik, és ennek a forró anyagnak a sugárzását láthatjuk hónapokon át az Ia típusú szupernóva fényeként. A nikkel-56 felezési ideje 6,1 nap, a kobalt-56 felezési ideje pedig 77 nap.

Az extragalaktikus távolságmérésben szerepük nagyon fontos: mivel az elfogadott elméletek szerint a robbanás mindig a Chandrasekhar-határ megközelítésekor történik, ezért a robbanó csillagok tömege, így a robbanásban részt vevő anyag mennyisége, végső soron a robbanás abszolút fényessége minden esetben megegyező. Így lehetőság nyílik standard gyertyaként történő felhasználásukra igen távoli galaxisok esetében, melyekben robbannak.

Újabban vitatják az Ia szupernóvák állandó abszolút fényességét bizonyos esetekben^[4]: elvben elképzelhető, hogy szoros kettős rendszerekben mindkét komponens fehér törpévé alakult, és egymás körüli keringésük közben egyre közelebb kerülve egymáshoz, egyszerre csak összeolvadnak, és így lépik át a Chandrasekhar-határt, az így keletkező objektum tömege bizonytalan, elvben a Chandrasekhar-határ kétszeresét is megközelítheti, így a szupernóva fényessége is jóval nagyobb lehet, így egyes esetekben a szupernovákkal történő távolságmérés bizonytalan lehet. Más esetekben, ha a robbanó csillag forgási sebessége igen nagy, a centrifugális erő ellene dolgozhat a csillag összeroppanásának, így újra a szokottnál nagyobb tömeg elérésekor robbanva, megint csak fényesebbé téve a létrejövő szupernóvát.

[szerkesztés] Ib, Ic, és II típus

Nagy tömegű csillag magjának összeomlása, Ib Ic vagy II. típusú szupernóva.

Részletező szócikk: Ib és Ic típusú szupernóva

Részletező szócikk: II típusú szupernóva

Nagyméretű csillagok, melyek kezdeti tömege meghaladja a 8 naptömeget, nukleáris fűtőanyaguk teljes elhasználása után fejlődésüket a mag összeroppanásával fejezik be. A folyamat eredményeképpen egy kompakt objektum, pulzár (~8-20 naptömegű csillag robbanása esetén), fekete lyuk (~20-40 naptömegnyi csillag robbanása esetén) vagy magnetár (40 naptömegnél nehezebb csillag robbanása esetén) keletkezhet.

Az Ib és Ic típusú szupernóvák, hasonlóan a II-es típushoz, nagy tömegű csillagokból alakulnak ki, melyek fűtőanyaga a magban elfogyott. A progenitor csillag azonban az erős csillagszél, vagy egy társcsillag hatására a külső hidrogénrétegét elvesztette.^[5] Az Ib típusú szupernóvák feltehetően nagy tömegű Wolf-Rayet csillagok összeomlásakor alakulnak ki.^[6] Bizonyos mérések pedig arra utalnak, hogy az Ic típusúak kis százaléka okozza a gamma felvillanásokat, ez azonban nem zárja ki azt, hogy bármelyik, a külső hidrogénrétegeitől megszabadított nagyméretű csillag Ib ill. Ic típusú szupernóvaként felrobbanva gammakitörést eredményezzen, a robbanás térbeli lefutásának függvényében (azaz lehetséges, hogy a gammakitörés keskeny csóvája elkerüli a Földet és így nem érzékelhető).

[szerkesztés] A szupernóvák elnevezési rendszere

A szupernóvákat az IAU nevezi el. Nevük mindig az adott év számával kezdődik, azután egy nagybetű azonosítja az egyes szupernóvákat, minden évben A-val kezdve. Napjainkban a különféle keresőprogramok sokkal több szupernóvát fedeznek fel, mint amennyit ezzel a nomenklatúrával el lehet nevezni (26 darab), ezért az adott év első 26 szupernóvája után egy két kisbetűből álló elnevezést használnak: az első azonosítja az év egy fél hónapos időszakát (az a január első felét, a b január második felét, és így tovább), a második betű pedig ezen belül az időszakon belül az adott szupernóvát, a-val kezdve és folyamatosan haladva.

Néhány, a történelmi időkben látott szupernóva, mivel az adott év nyilvánvalóan egyetlen észlelt szupernóvái voltak, betű nélkül szerepel, ilyen például a Kepler által látott SN 1604, vagy a Tycho Brahe által látott SN 1572.

[szerkesztés] Hatásuk a csillagközi környezetre

A Messier 1 szupernóva-maradvány a Bika csillagképben, az 1054-es szupernóva maradványa.

Anaszázi indián sziklarajz, az 1054-es szupernóva ábrázolásával, a „vendégcsillagot” a holdsarlóval ábrázolva.

[szerkesztés] Nehéz elemek forrásai

A szupernóvákat tekintik az oxigénnél nehezebb elemeknek fő forrásainak: a Fe⁵⁶, illetve az ennél könnyebb elemek a nukleáris fúzió során jönnek létre, míg a vasnál nehezebbek a szupernóva robbanás során fellépő nukleoszintézisben keletkeznek. Nagy valószínűséggel szupernóvákban megy végbe a nukleoszintézis gyors változata, az r-folyamat („rapid”, azaz gyors), mely rendkívül nagy hőmérsékleten és nagy neutronsűrűségnél indul be. A folyamat neutronokban gazdag, kimondottan instabil atommagokat hoz létre, melyek gyors béta-bomlással tartósabb atomokat képeznek. Az r-folyamat II típusú szupernóvákban indul be, és a vasnál nehezebb elemek megközelítően felének létrejöttéért felelős, mint pl. a plutónium, az urán és a kalifornium.^[7] Csak egy másik folyamat létezik, melyben vasnál nehezebb elemek keletkezhetnek, mégpedig az öreg, nehéz vörös óriásokban fellépő s-folyamat, mely azonban lassabb és ólomnál nehezebb elemeket nem tud létrehozni.

[szerkesztés] Szerepük a csillagok fejlődésében

A szupernóva-robbanás maradványát egy kompakt objektum és egy anyagból álló, gyorsan táguló hullámfront képezi. Ez az anyagfelhő a megközelítően két évszázadig tartó tágulás alatt a csillagközi teret „kisöpri”, majd a következő 10 000 év folyamán adiabatikus tágulás során lassan lehűl és anyaga keveredik a csillagközi anyagokkal. ^[8] Az Ősrobbanásban keletkezett a hidrogén, hélium és a lítium, míg az ennél nehezebb elemeket csillagok és szupernóvák hozzák létre.

Az ilyen módon keletkezett elemek gazdagítják a molekuláris felhőket, melyekben a csillagok kialakulnak. ^[9] Ennek következtében a csillagok minden generációja különbözik a többitől, kezdve a korai univerzum csak hidrogénből és héliumból álló III. populációs csillagaitól, egészen a több fémet tartalmazó I. és II. populációs csillagokig. A szupernóva-robbanás a legfontosabb mechanizmus a csillagokban a nukleáris fúzió során keletkezett nehéz elemek űrben történő elosztására. A csillagok elemösszetétele jelentősen befolyásolja élettartamukat és feltehetően hatással van a bolygók kialakulásának valószínűségére.

A táguló szupernóva-maradvány felhője mozgási energiájával elősegítheti a környező molekuláris felhőkben a csillagképződést, a felhő tömörítésével.^[10]

A rövid élettartamú radioaktív izotópok bomlási maradványainak vizsgálatával kimutatható, hogy egy közeli szupernóva-robbanás befolyásolta a Naprendszer összetételét, és akár csillagképződési folyamatot is beindíthatott. ^[11] A szupernóvában keletkezett elemek tették végleg lehetővé a Földön az élethez szükséges kémiai konfiguráció kialakulását.

[szerkesztés] Szupernóva-jelöltek a Tejútrendszeren belül

Az η Carinae fényes kék változócsillag körüli ködkomplexum.

Tejútrendszerünk számos óriáscsillaga jutott el fejlődésének abba az állapotába, hogy csillagászati értelemben rövid időn belül (néhány ezer - millió év) szupernovává váljék. Ilyenek a ρ Cassiopeae, az η Carinae^[12]^[13] az RS Ophiuci^[14]^[15], a VY Canis Maioris^[16], a Betelgeuse, az Antares és a Spica is.

A Wolf-Rayet csillagok közül többről feltételezhető, hogy a közeljövőben szupernóvát fognak produkálni, ilyen a például a γ Velorum és a WR 104, ez utóbbi a földi bioszférára is lehet veszélyes, mert forgástengelye, és ebből eredően a robbanáskor felszabaduló energia nagy részének kisugárzási iránya megközelítőleg a Föld felé mutat.^[17].

A legközelebbi szupernóvajelölt az IK Pegasi^[18], ez a fehér törpe mindössze 150 fényév távolságban van (ellentétben az óriáscsillagok ezer fényév körüli távolságával), és Ia típusú, sokkal fényesebb szupernóvaként fog megsemmisülni, de tömege jelenleg a számítások szerint mindössze a Nap tömegének 1,15-szöröse^[19], ami még nagyon messze van a Chandrasekhar-határtól^[20].