Szupernóva
A Wikipédiából, a szabad enciklopédiából.
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 |
[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
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
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
[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
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].
[szerkesztés] Külső hivatkozások
- Vinkó József: Távolságmérés szupernóvákkal: tények és talányok, Fizikai Szemle, 2006/7.
- Vinkó József (SZTE): Újdonságok a szupernóva-kutatásban – Előadás a Magyar Csillagászati Egyesület honlapján 2007. szeptember 22.
- Hogyan nem fedeztem fel a 2008D jelű szupernóvát? – Hírek.csillagászat.hu; Szerző: Sárneczky Krisztián, 2008. január 13.
- Dávid Gyula: Az űr megtermékenyítése - szupernovarobbanások és a galaktikus reprocesszáló rendszer – Előadás, 2006. december 13.
[szerkesztés] Lábjegyzetek
- ^ Supernova Classification – COSMOS – The SAO Encyclopedia
- ^ Kozmikus gyöngysor a Nagy Magellán-felhőben – Hírek.csillagászat.hu; Szerző: Kiss László
- ^ Szimultán szupernóvák – Hírek.csillagászat.hu; Szerző: Kovács József
- ^ Stevenson, David S.: A bigger bang, Sky & Telecope, 2007/07
- ^ Close Binary Progenitors of Type Ib/Ic and IIb/II-L Supernovae - The Third Pacific Rim Conference on Recent Development on Binary Star Research - 1997.; Szerző: Pols, Onno
- ^ Modulations in the radio light curve of the Type IIb supernova 2001ig: evidence for a Wolf-Rayet binary progenitor? – Monthly Notices of the Royal Astronomical Society – 2004/04; Szerző: S. D. Ryder et al
- ^ Diverse Supernova Sources for the r-process – The Astrophysical Journal 494:285-296 – Szerzők:Y.-Z. Qian, P. Vogel, G. J. Wasserburg (1998)
- ^
- ^
- ^ J. Krebs, W. Hillebrandt (1983.). „The interaction of supernova shockfronts and nearby interstellar clouds”. Astronomy and Astrophysics 128 (2): 411–419.
- ^
- ^ Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon - ESO Press Release 31/03, 2003. november 18.
- ^ Possible Hypernova Could Affect Earth - Space.com - 2000. március 7.; Szerző: Milan, Wil
- ^ Mystery of Explosive Star Solved - Space.com - 2006. július 19.; Szerző: Than, Ker
- ^ Astronomers See Future Supernova Developing - Spacedaily.com - 2006. július 25.
- ^ Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts – HubbleSite NewsCenter – 2007. január 8.; Szerzők: D. Weaver, R. Humphreys
- ^ Közeli szupernóva-robbanás a Föld felé irányuló energiasugárral? – Hírek.csillagászat.hu; Szerző: Kovács József; 2008. március 6.
- ^ IK Pegasi (HR 8210) - ESO - 2004; Szerző: Tzekova, Svetlana Yordanova
- ^ The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638 - Astronomical Society of the Pacific, vol. 105, no. 690 - 1993/8.; Szerzők: W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron
- ^ Supernova poised to go off near Earth – NewScientist – 2002. május 23.; Szerző: Samuel, Eugenie


