AsztrofizikaKölcsönhatások és porképződés a szupernóvák környezetében

A csillagok egy részének életét lezáró szupernóva-robbanások, a kataklizmikus végkifejletet megelőző csillagfejlődési szakaszok, valamint az extrém energiájú események hatásának tanulmányozása napjaink asztrofizikai kutatásainak kiemelt fontosságú területei. Az Univerzum legnagyobb ismert energiakibocsátással járó jelenségei közé tartozó szupernóváknak jelentős szerepük van – többek között – a kémiai elemek keletkezésében és a kozmikus anyagkörforgásban, így közvetett módon az általános csillag- és galaxisfejlődési folyamatokban is. Jelentőségük dacára ugyanakkor rengeteg még a velük kapcsolatos, nyitott kérdés. Az egyelőre megoldatlan problémák...

A csillagok egy részének életét lezáró szupernóva-robbanások, a kataklizmikus végkifejletet megelőző csillagfejlődési szakaszok, valamint az extrém energiájú események hatásának tanulmányozása napjaink asztrofizikai kutatásainak kiemelt fontosságú területei. Az Univerzum legnagyobb ismert energiakibocsátással járó jelenségei közé tartozó szupernóváknak jelentős szerepük van – többek között – a kémiai elemek keletkezésében és a kozmikus anyagkörforgásban, így közvetett módon az általános csillag- és galaxisfejlődési folyamatokban is.

Jelentőségük dacára ugyanakkor rengeteg még a velük kapcsolatos, nyitott kérdés. Az egyelőre megoldatlan problémák körébe tartozik a nagy energiájú csillagrobbanásoknak a szűkebb és tágabb környezetükkel való kölcsönhatása, valamint ennek járulékos hatásai (pl. porszemcsék képződése). Az alábbiakban erről a témakörről próbálunk meg rövid áttekintést adni, megemlítve kutatócsoportunknak az utóbbi néhány évben e területen zajló vizsgálatait is.

A szupernóva-robbanásokról dióhéjban

Jelenlegi ismereteink szerint a szupernóvák két fő kategóriába sorolhatók (1. ábra) [1]. A kozmológiai szempontból is az érdeklődés középpontjában lévő termonukleáris (Ia típusú) szupernóvák a leginkább elfogadott nézet szerint kettős rendszerben lévő, a normál (fősorozati, esetleg óriáscsillag) társkomponenstől egy akkréciós korongon keresztül folyamatosan anyagot nyerő fehér törpecsillagok végső robbanásai. Mivel a fehér törpe nagyon nagy sűrűségű (nagyságrendileg 106 g/cm3) plazmaanyaga ún. elfajult („degenerált”) állapotban1 van, a tankönyvinek tekinthető elképzelés (fehér törpe + normál csillag → Ia szupernóva) „single degenerate” modell néven honosodott meg a szakirodalomban. Az alapvető elgondolás szerint a társcsillaguk anyagából „táplálkozó” fehér törpecsillagok mindig egy adott tömeg (a Chandrasekhar-féle határtömeg, kb. 1,4 naptömeg) közelében válnak instabillá, tehát az Ia típusú szupernóva-robbanásoknak jó közelítéssel azonos energiakibocsátást kell(ene) produkálniuk. A valóságban azonban ezen szupernóvák csúcsfényessége akár ±50 %-ot is változhat robbanásról-robbanásra. Szerencsére  kiderült,hogy a csúcsfényesség arányos a fényesség csökkenésének ütemével (a fényesebb Ia típusú szupernóvák lassabban halványodnak) amelynek a kozmikus távolságmérésben, egyúttal a Világegyetem gyorsuló tágulásának kimutatásában az utóbbi két-három évtizedben meghatározó (fizikai Nobel-díjjal is jutalmazott) szerep jutott [2-4].

1. ábra. A szupernóva-robbanások két fő csoportja: az egy fehér törpe és egy normál (esetleg óriás) csillag, vagy két fehér törpe alkotta rendszerekből keletkező termonukleáris (Ia) szupernóvák (balra), valamint a robbanás előtt különböző mértékű tömegvesztési folyamatokon áteső, nagy tömegű csillagokból keletkező kollapszár szupernóvák (jobbra).

Egy alternatív elmélet szerint ugyanakkor két fehér törpét tartalmazó rendszerekben is létrejöhetnek ilyen események, méghozzá a komponensek lassú egymásba spirálozása révén („double degenerate” modell). Fontos kérdés, hogy az elméletek közül melyik szolgál valódi magyarázatként az Ia típusú szupernóvák eredetére, vagy esetleg mindkettő az – a válasz megtalálása nem csak a robbanásokkal kapcsolatos asztrofizikai problémák, hanem közvetett módon a Világegyetem tágulásának pontosabb megismerése szempontjából is kulcsfontosságú lehet.

A másik nagy kategóriát a kollapszár (vagy magösszeomlásos) szupernóva-robbanások képezik, amelyek kb. 8 naptömegnél nehezebb csillagok vasmagjának gravitációs összeomlása során mennek végbe, és amelyek fénygörbéi és színképei nagyfokú változatosságot mutatnak. Azt nagyjából világosan látjuk, hogy az egyes kollapszár szupernóva-típusok jellemzői elsősorban attól függnek, hogy a szülőcsillag mekkora része dobódott le a robbanás előtti anyagvesztési folyamatok során. Ez közvetlen összefüggésben van a csillag kezdeti tömegével, ugyanakkor egyelőre nem tisztázott, hogy pontosan hogyan befolyásolja a robbanás menetét a korábban a környező térrészbe került, csillagkörüli anyaggal való kölcsönhatás, illetve egy esetleges társkomponens jelenléte.

A kölcsönhatások szerepe és vizsgálata

A szupernóva-robbanáskor felszabaduló hatalmas energia által keltett perturbációk gyorsabban terjednek a környező gázanyagban, mint a lokális hangsebesség – lökéshullám jön létre, amelynek haladása során a termodinamikai paraméterek (nyomás, hőmérséklet, sűrűség) ugrásszerűen megváltoznak. Mind a termonukleáris, mind a kollapszár szupernóvák esetében kulcskérdésnek számít, hogy sikerül-e valamilyen formában kimutatni a rendkívül nagy sebességgel (kezdetben akár több tízezer km/s!) terjedő lökéshullámfront és a közvetlen környezetben lévő anyag kölcsönhatását. Utóbbi ugyanis nagy valószínűséggel a felrobbant csillagról és/vagy az esetleges társkomponensről fújódott le korábbi fejlődési szakaszok során, így észlelése és vizsgálata a csillag(ok) késői fejlődési állapotairól és a szupernóva-robbanás körülményeiről is sok részletet elárulhat.

A kölcsönhatások következtében a szupernóva-robbanás táguló maradványa meglehetősen komplex szerkezetűvé válik (2. ábra). A lökéshullámok által felfűtött anyag nagyrészt röntgen, illetve közvetett módon ultraibolya és látható tartományú sugárzást kelt; ugyanakkor a környező gázanyag részecskéi közel relativisztikus sebességre gyorsulhatnak, ami egyúttal nem termikus jellegű (szinkrotron-) sugárzáshoz vezet – ezt pedig a röntgen mellett rádiótartományban lehet hatékonyan detektálni. A csillagkörüli anyag sűrűsége és eloszlása viszont változatos képet mutat, így a keresett folyamatok meglehetősen széles időskálán (néhány órától akár több évig terjedően) következhetnek be. Az alapvető probléma tehát az, hogy általában nem lehet pontosan előre tudni, hogy egy adott szupernóva környezetében lejátszódik-e valamilyen detektálható kölcsönhatás, és ha igen, mikor és milyen hullámhossz-tartományban. Arra pedig egyelőre nincsen műszerkapacitás, hogy az évente felfedezett sok ezer szupernóvát egyesével, folyamatosan, különböző hullámhosszakon kövessük.

Eddig a legtöbb eredményt a célzott megfigyelések hozták, amelyeket jellemzően a csillagkörüli anyaggal való kölcsönhatást definíció szerint mutató, ún. IIn2 típusú kollapszár szupernóvákkal kapcsolatban sikerült kivitelezni. Ezek az események olyan, hidrogénben gazdag csillagok robbanásai, amelyekről az azt megelőző időszakban rövid idő (néhány évtized/évszázad) alatt nagyobb mennyiségű gázanyag fújódott le, így a közvetlen környezetükben sűrű csillagkörüli anyagfelhő alakult ki. A robbanási lökéshullám és a sűrű anyagfelhő kölcsönhatását keskeny emissziós vonalak formájában lehet a legszembeötlőbb módon kimutatni – élesen különböznek ugyanis a szupernóvák táguló burkában keletkező, az extrém sebesség miatt nagy mértékben kiszélesedett spektrumvonalaktól. A relatíve fényesebb, közelebbi szupernóvák korai időszakban történő spektroszkópiai monitorozása során a keskeny vonalakat is mutató objektumok könnyen kiszűrhetők, így ezeket általában más hullámhossz-tartományokban (főként röntgenben és rádióban) is sikerrel tudják követni.

2. ábra. A kollapszár szupernóvák táguló gázburkának és környezetének sematikus, (nem méretarányos) ábrája. 1) táguló burok (ejecta), 2) fordított lökéshullám (reverse shock), 3) a lökéshullám által “összesöpört” burokanyag, 4) kontakt diszkontinuitás (vagy „hideg, sűrű héj”), 5) lökéshullám által “összesöpört” csillagkörüli anyag, 6) robbanási lökéshullám (forward shock), 7) robbanás előtti anyagvesztésből származó gázanyag, 8) a lökéshullámok által keltett rádió-, látható UV és röntgensugárzás, 9) robanás előtti anyagvesztésből származó por.

A IIn típus képviselői azonban meglehetősen ritkák: kevesebb mint 10 százalékát teszik ki a jelenleg ismert szupernóva-mintának. Ugyanakkor az utóbbi években több olyan szupernóvát is sikerült találni, amelyek a kezdeti időszakot jelentő néhány hétben egyáltalán nem, hónapokkal vagy akár évekkel később viszont hirtelen intenzív jelét kezdték mutatni a folyamatban lévő kölcsönhatásoknak. Ráadásul ezen objektumok között nem csak kollapszár szupernóvákat találunk – amelyek nagy tömegű szülőobjektumairól alapvetően azt gondoljuk, hogy késői fejlődésük valamely szakaszában mindenképpen átestek intenzívebb anyagkiáramlási folyamatokon–, hanem termonukleáris robbanásokat is. Ezek a felfedezések erősítik azt a nézetet, amely szerint – típustól függetlenül – valójában számos további szupernóvánál kellene ilyen jeleket találnunk, ha évekkel a robbanást követően is intenzíven monitoroznánk azokat.

Egy ilyen indíttatású, a University of Texas kutatói és együttműködőik (köztük e cikk szerzői) által kezdeményezett kutatási projekt első szakasza zárult le tavaly, amelynek során csaknem száz szupernóváról készült speciális, keskeny sávú H-alfa szűrős felvétel a texasi McDonald Obszervatórium 2,7 méteres távcsövét használva [5]. A H-alfa sugárzás intenzitásában megfigyelt időbeli változások segítségével sikerült korábban nem kölcsönhatónak ismert objektumokat azonosítani; ugyanakkor a vizsgált objektumok többségénél nem mutatkoztak ennek nyomai. Ez ugyanakkor nem jelenti egyértelműen azt, hogy a most negatív találatnak bizonyult szupernóváknál nem játszódnak le ilyen folyamatok – elképzelhető, hogy a környező, kellően sűrű gázanyag a korábban feltételezettnél messzebb található, de akár az is, hogy a robbanás aszimmetriája miatt nem esik a látóirányunkba a kibocsátott sugárzás, vagy hogy a detektorok érzékenysége nem elegendő a változások kimutatásához.

A szupernóvák környezetében megfigyelhető kölcsönhatások speciális csoportját képezik a robbanást követő 1-2 napon (esetleg néhány órán) belül született megfigyelésekből kimutatható események. Ennyire korán „elkapni” egy-egy csillagrobbanást egyelőre nagyon nehéz feladat, ráadásul a jelenlegi műszerelérés mellett leginkább csak a látható és – jóval kisebb mintára – az ultraibolya tartományban kivitelezhető. Komoly potenciál van ugyanakkor a NASA alapvetően exobolygók és csillagpulzációk vizsgálatára tervezett Kepler-űrtávcsövének adatsoraiban, amelynek révén korábban sosem látott pontossággal és időfelbontással lehet követni a látómezejében felbukkanó néhány szupernóvát.

A nagyon korai események közé tartozik a lökéshullámfront „kibukkanása” a táguló burok belső, optikailag sűrű részéből, illetve, ha a robbanás kettős rendszerben történik, a lökéshullámnak a társcsillagba való ütközése – utóbbi esemény (nem)detektálása különös jelentőséggel bír az Ia típusú szupernóvák esetén, mivel az adott esetre nézve egyértelmű bizonyítékként szolgálhat a single degenerate teória mellett, vagy ellen. Földfelszíni mérések és a Swift-űrtávcső UV-adatai alapján például a 2012cg jelű szupernóvára az előbbi eset tűnik érvényesnek – a kutatócsoportunk közreműködésével készült analízis alapján azt is ki lehetett mutatni, hogy a társkomponens egy legalább 6 naptömegű, nagy valószínűséggel fősorozati állapotban lévő csillag [6]. Két másik, a Kepler által vizsgált termonukleáris szupernóvánál nem találtak társkomponensre utaló jelet (ezeknél tehát az összeolvadó fehér törpék koncepciója tűnik valószínűbbnek) [7], ugyanakkor további adatsorok elemzése is folyamatban van.

Elefántokból hangyák: szupernóvák és porszemcsék

A szupernóva-robbanások fontos szerepet játszanak a kozmikus nukleoszintézisben [9] és anyagkörforgásban. Utóbbi egyrészt abban nyilvánul meg, hogy az idővel akár több fényév átmérőjűvé táguló burok „beszennyezi” a környezetében lévő molekulafelhőket a robbanás során létrejövő nehéz elemekkel, így az abból keletkező új csillagok magasabb fémtartalommal3 jönnek a világra. Mint azt Magyarországon dolgozó kutatók vezetésével nemrégiben kimutatták, Naprendszerünk kezdeti kémiai összetételét is befolyásolta egy, a keletkezése előtt kb. 100 millió évvel ezelőtt a közelben lejátszódott szupernóva-robbanás [10].

Emellett, úgy tűnik, a csillagrobbanások egy másik univerzális folyamathoz is szorosan kötődnek, ez pedig a csillagközi porszemcsék keletkezése. Az intersztelláris térben lévő por (amelynek szemcséi jellemzően néhány század és néhány tized mikrométer közötti átmérőjűek, lehetséges összetevőik pedig szilikátok, amorf szén, grafit és fém-oxidok) számos asztrofizikai folyamatban, többek között a molekulaképződésben, a fény-anyag kölcsönhatásokban és a bolygókeletkezésben is nagyon fontos tényezőnek számít. A kozmikus por mennyisége a csillagközi anyagnak átlagosan mintegy 1 százalékát teszi ki, eredete azonban nem teljesen tisztázott. Saját Galaxisunkban, úgy tűnik, a csillagközi por elsődleges forrásai a Napunkhoz hasonló csillagok késői fejlődési állapotában lévő, ún. aszimptotikus óriásági (AGB) csillagok. Ezekben a korábbi állapotukhoz képest több százszorosukra felfúvódott, 2-3000 K felszíni hőmérsékletűre hűlt csillagokban az intenzív anyagkeveredés révén a fúziós folyamatok során kialakult szén- és oxigénatomok egy része a csillag külső tartományaiba, onnan pedig a csillag körüli térbe kerül, ahol megindulhat a szemcsekondenzáció. Ugyanakkor távoli-infravörös és szubmilliméteres mérések alapján számos fiatal, néhány százmillió éves galaxis is jelentős portartalommal rendelkezik; ezekben az AGB-csillagok (mivel kialakulásukhoz jelenlegi tudásunk szerint legalább egymilliárd év kell) nem lehetnek domináns porforrások – így kerültek képbe a kollapszár szupernóva-robbanások, amelyek szülőobjektumai nagyságrendekkel rövidebb életűek.

3. ábra. Egy kollapszár szupernóva szülőcsillagának robbanás előtti állapota. A különböző fejlődési szakaszokban kialakult elemek hagymahéjszerű rétegekben helyezkednek el – a robbanás lefolyása nagy mértékben függ attól, hogy a hidrogén- és héliumréteg mekkora részét veszti el a csillag még a robbanás előtt. A külső rétegeiket a robbanásig megőrző csillagok esetében a porképződésben elsődleges szerepet játszó szén-, oxigén-, és szilíciumatomok sebessége kellően alacsony lesz a táguló maradványban ahhoz, hogy a szemcsekondenzáció kellő hatékonysággal működjön (Forrás: en.wikipedia.org).

Ezen csillagrobbanások egy csoportja az elméleti modellek szerint megfelelő mennyiségben lehet képes porszemcséket „gyártani” (3. ábra), ráadásul – elsősorban infravörös-űrtávcsövek mérései alapján – jó pár szupernóva esetében sikerült is porképződésre utaló direkt jeleket találni (ebből a munkából csoportunk szintén kivette a részét [11, 12]). Fontos általános probléma azonban, hogy a megfigyelésekből származó portömeg-becslések jellemzően nagyságrendekkel kisebbnek adódtak az elméleti jóslatok alapján várt értékeknél. Ennek egyik lehetséges magyarázata, hogy a keletkező por nagy része a megfigyelések idején a használt infravörös detektorok érzékenységi tartományánál alacsonyabb, mindössze 20-50 K hőmérsékletű lehet. Ezt a hőmérsékleti sugárzást a távoli infravörös és szubmilliméteres hullámhossztartományban lehet detektálni, de még a rendelkezésre álló legnagyobb felbontású és érzékenységű ilyen eszközzel, a chilei ALMA4 detektorral is csak a szomszédos Nagy Magellán-felhőben feltűnt SN 1987A szupernóvát lehetett érdemben megvizsgálni (nyitókép) – ennél viszont sikeresen kimutatták a várt, kb. 0,2 naptömegnyi hideg port [13].

A további szupernóvák vizsgálatára a közeli és közepes infravörös tartomány áll rendelkezésre, ezen belül is elsősorban a NASA Spitzer-űrtávcsöve által lefedett hullámhossz-tartományok5. Ebben a tartományban ráadásul az előző fejezetben bemutatott kölcsönhatások nyomait is meg lehet találni, mivel ezek a robbanás előtt ledobott anyagban lévő porszemcsék felfűtődésével, vagy akár a lökéshullám-anyag kölcsönhatás nyomán bekövetkező porszemcse-kondenzációval is együtt járhatnak. E cikk szerzői vezetésével a közelmúltban sikerült közlésre beküldeni az eddigi legátfogóbb elemzést a Spitzer-rel észlelt szupernóvákról; tanulmányunk több mint 1100 szupernóva infravörös adataira épül. A vizsgálat egyik legfontosabb konklúziója, hogy gyakorlatilag minden kölcsönható szupernóva mutat detektálható mértékű infravörös többletsugárzást is, így a jövőben is érdemes lehet ezeken a hullámhosszakon kutakodni (ez azért is fontos, mert míg ultraibolya vagy látható fényben általában néhány hónap alatt elhalványulnak a szupernóvák, többségük infravörös tartományban még évekig követhető). A másik fontos következtetésünk, hogy bár az egyes szupernóvák környezetében feltételezett pormennyiség bizonyos jellemzőit meg lehet határozni (pl. a szemcsék átlagos hőmérséklete, a porképződés feltételezett régiójának lehetséges legkisebb mérete stb.), de a pontosabb következtetésekhez a mostaniaknál nagyobb teljesítményű eszközökre lesz szükség.

Amint láthattuk, a szupernóva-robbanások környezetében komplex folyamatok játszódnak le, amelyek vizsgálata a jelenségek fizikai hátterének megértésén túl fontos információkkal szolgálhat a csillagfejlődés és a kozmikus anyagkörforgás alaposabb megértéséhez is. A terület kutatói előtt ráadásul a közeljövőben további, komoly előrelépési lehetőségek állnak. A nemrégiben elindult (pl. Pan-STARRS6, PTF/ZTF7), illetve következő évekre tervezett, nagy léptékű, földfelszíni égbolt-felmérések (pl. LSST8) több tízezres nagyságrendűre növelhetik az évente felfedezett szupernóvák számát, ráadásul várakozásaink szerint a nagyon korai (a robbanást követő egy napon belüli) felfedezések száma is ugrásszerűen növekszik majd. Emellett izgatottan várjuk a NASA – a legfrisebb
előrejelzések szerint – 2021 közepén felbocsátandó űrobszervatóriumát, a James Webb Űrtávcsövet is, amely látható és infravörös tartományban végzendő, minden eddiginél jobb érzékenységű mérései szintén közelebb vihetnek bennünket a kozmikus robbanások és hatásaik mélyebb megértéséhez.

Szalai TamásZsíros SzannaVinkó József

A cikkben bemutatott kutatási eredményeinket a GINOP-2.3.2-15-2016-00033 „Tranziens Asztrofizikai Objektumok” projekt, a Nemzeti Kutatási, Fejlesztési és Innovációs Hivatal (NKFIH) OTKA PD112325 jelű pályázata, valamint az Emberi Erőforrások Minisztériuma UNKP-17-2 és UNKP-17-4 kódszámú Új Nemzeti Kiválósági Programjai támogatták.


Végjegyzet

1 Az elfajult állapotú rendszerben jelen van egy plusz, kvantumos eredetű nyomás, amely nem függ a hőmérséklettől, csak a részecskék számsűrűségétől.
2 A szupernóvák osztályozási sémája szerint a II-es szám a hidrogénvonalak, az „n” betű pedig a keskeny – narrow – emissziós vonalak jelenlétére utal.
3 A csillagászatban minden, héliumnál nehezebb elemet fémnek nevezünk.
4 Atacama Large Millimeter Array
5 Ez 2003-2009 között a 3,6-24 mikronos tartományt, a hűtőfolyadék 2009-es elfogyása óta a 3,6-4,5 mikronos tartományt jelenti.
6 Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System
7 Palomar (Zwicky) Transient Facility
8 Large Synoptic Survey Telescope


Irodalom

Nyitóképünk forrása: A.Augelich (NRAO/AVI/NSF)
[1] Vinkó J.: Rejtélyes csillagrobbanások, Magyar Tudomány, 2013/2, 139. o.
[2] Frei Zs., Patkós A.: Inflációs kozmológia, Typotex, Budapest, 2005
[3] Vinkó J.: Távolságmérés szupernóvákkal: tények és talányok, Fizikai Szemle 56/7 (2006), 221. o.
[4] Szalai T.: Fizika Nobel-díj 2011: szupernóvák és a gyorsulva táguló Univerzum, Fizikai Szemle 61/11 (2011), 377. o.
[5] Vinkó J. és mtsai, 2017, The Astrophysical Journal, 837, 62
[6] Marion G. H., Brown, P. J., Vinkó J. és mtsaik, 2016, The Astrophysical Journal, 820, 92
[7] Olling R. P. és mtsai, 2015, Nature, 524, 502
[8] Szalai T.: Porgyártó(?) szupernóvák, Fizikai Szemle 60/12 (2010), 399. o.
[9] Gyürky Gy.: Csillagok és atommagok, Magyar Tudomány, 2008/04, 486. o.
[10] Lugaro M. és mtsai, 2014, Science, 345, 650
[11] Szalai T., Vinkó J. és mtsaik, 2011, Astronomy & Astrophysics, 527, A61
[12] Szalai T., Vinkó J., 2013, Astronomy & Astrophysics, 549, A79
[13] Indebetouw R. és mtsai, The Astrophysical Journal Letters, 782, 2

Természet Világa

Kapcsolódó cikkek

{{ image }}

{{ title }}

{{ comments }}
{{ author }}
{{ image }}

{{ title }}

{{ comments }}
{{ author }}
{{ image }}

{{ title }}

{{ comments }}
{{ author }}