CsillagászatA felrobbanó fehér törpék titkai – A szupernóvák nyomában

Sokan, akik a csillagos égboltra emelik tekintetüket egy derült éjszakán, elmerengenek azon a kérdésen, hogy vajon ezek a fényes, apró pontok mindig odafenn pislákoltak-e, s vajon az őseink ugyanolyannak látták-e őket hajdanán, mint amilyennek napjaink generációi megfigyelhetik. Változatlannak, távolinak és örökkévalónak tűnő fényük, fizikai tulajdonságaik titokzatossága a kezdetek óta vonzza az emberiség figyelmét. Régóta ismert azonban, hogy a csillagok nem élnek örökké: kialakulásukkor megjelennek az égen, majd halálukban észrevétlenül elhalványulnak, vagy egy hatalmas robbanás kíséretében tűnnek el örökre a szemünk elől. De vajon mitől robbanhat fel egy csillag?

Halálakor felrobbanó csillagról, vagy másként szupernóva-robbanásról először időszámításunk kezdete előtt 185-ben, az ókori Kína tudósai által született írásos feljegyzés, amely szerint az égen hirtelen megjelent egy „vendégcsillag” néven emlegetett új fényforrás, ami nagyjából 10 hónap alatt szabad szemmel láthatatlanná halványodott. Csak miután még sok-sok hasonló eseményt megfigyeltek az évszázadok során a világ különböző pontjain élő csillagászok, vált világossá, hogy ezek a hirtelen felfényesedések, majd annál valamivel lassabb elhalványulások a csillagok végállapotakor bekövetkező folyamatnak, a szupernóva-robbanásnak köszönhetőek.

Híres például az SN 1054 névvel illetett szupernóva, amelynek ma látható maradványa a mélyég objektumokat tartalmazó Messier katalógusban az M1, vagy a Rák-köd nevet viseli. Később, a XX. században a kutatók felismerték, miszerint ezen rendkívüli fényességű vendégcsillagok és a Rák-ködhöz hasonló, táguló gázfelhők között valamiféle kapcsolat lehet. Ez kulcsfontosságú lépést jelentett a szupernóva-robbanások fizikájának feltárása kapcsán, ugyanis ekkor alakult ki az az elképzelés, hogy a szupernóvákat és maradványaikat valamiféle robbanás hozza létre.

Az első európai szupernóva észlelést 1572-re datálhatjuk, amikor is Tycho Brahe megírta a megfigyeléséről szóló De nova stella című művet, amelyben bevezette ezen objektumok „nova stella”, vagyis „új csillag” elnevezését. Ezután, nem sokkal később, 1604-ben, Kepler is megfigyelt egyet, becsléseket téve a fényességére a felfedezés időpontjától kezdve egészen addig, amíg körülbelül 18 hónap alatt láthatatlanná nem halványodott.

A szabad szemmel, kizárólag a Galaxisunkban felfedezett szupernóvák megfigyelése után az 1885-ös esztendő áttörést jelentett, ekkor ugyanis szupernóvaként robbant a Tejútrendszer szomszédságában található Androméda-galaxisban felfényesedő, majd 6 hónap alatt elhalványuló S Andromedae nevű csillag, ami később az 1885A elnevezést kapta. Először változócsillagként osztályozták, majd csak később szupernóvának, amikor felfedezték a hajdan felrobbant csillag vasban gazdag maradványát.

1934-ben az S Andromedae kapcsán vezette be Baade és Zwicky a „szuper-nóva” elnevezést. A későbbi évtizedek során egyre nagyobb figyelemmel követték a kutatók ezen robbanásokat, s napjainkban már évente több száz szupernóvát fedeznek fel különböző szupernóva kereső projektek keretében. Vizsgálatuk a modern csillagászat népszerű kutatási területévé vált, s a megoldott rejtélyek mellett rengeteg további kérdés merült fel természetükkel kapcsolatban, amelyek közül vannak mindmáig megválaszolatlanok.

Csillagok végállapota

A csillagok tehát egyszer „megszületnek”, leélik az emberi időskálánál nagyságrendekkel hosszabb életüket, majd „meghalnak” (1. ábra).

1. ábra. A csillagok lehetséges életútjainak vázlatos rajza. Fent a kezdetben 8 naptömegnél kisebb, lent pedig a nagyobb tömeggel rendelkező csillagok állapotai vannak feltüntetve. (Forrás: https://www.britannica.com/science/ planetary-nebula-phase)

Egy csillag megszületésének azt az időpontot tekintik, amikor annak magjában beindul a termonukleáris fúziónak nevezett energiatermelési folyamat, amelynek következtében felfényesedik és az optikai tartományban megfigyelhetővé válik az égbolton. Jelenlegi eszközeinkkel már lehetőség van a csillag születésének korai fázisait is megfigyelni, hiszen az infravörös tartományban működő távcsövek segítségével bepillanthatunk a csillagok bölcsőjének tekinthető gázból és porból álló felhő belsejébe is, még azelőtt, hogy a csillag látványos felragyogását megelőzően – csillagszelének köszönhetően – kitisztítaná közvetlen környezetét. Ezzel ellentétben a csillag haláltusája akkor kezdődik, amikor felélte a mag körüli régióban tartalékait, s a belsejében zajló fúzió már nem képes kellő mennyiségű energiát termelni az egyensúly fenntartásához. Ilyen módon a kezdeti tömegtől függően különböző folyamatok vethetnek véget az életének. Ez alapján különböztethetjük meg a csillagok felrobbanásának két fizikai típusát: a magkollapszusos és a termonukleáris szupernóvákat. Létezik a szupernóva-robbanásoknak egy empirikus alapú csoportosítása is. E tekintetben megkülönböztethetünk tehát nem azonos egymással, a továbbiakban a fizikait veszem alapul, röviden áttekintve először a magkollapszusos szupernóvákat, majd a termonukleáris szupernóvák részletesebb bemutatása következik.

Magkollapszusos szupernóva-robbanásról akkor beszélhetünk, ha az adott csillag tömege születésekor meghaladta a Nap tömegének nyolcszorosát. Egy ilyen objektum végállapotakor a központi régió instabillá válik, és a rá nehezedő csillagburok gravitációs erejének hatására összeomlik, majd a bonyolult magfizikai folyamatok után a neutroncsillaggá keményedett csillagmagról a befelé hulló külső rétegek egy lökéshullám formájában visszapattanva szupernóva-robbanást hoznak létre. A monumentális esemény után visszamaradhat egy forgó, erős mágneses térrel rendelkező neutroncsillag, vagy amennyiben a kezdeti tömeg Napunk tömegének harmincszorosát is meghaladta, egy fekete lyuk.

Termonukleáris szupernóvaként figyelhetjük meg azon eseményeket, ahol a felrobbanó csillag kezdetben 8 naptömegnél kisebb tömeggel rendelkezett. A továbbiakban ezen csoport lehetséges robbanási mechanizmusait ismertetem.

A kezdetben 8 naptömegnél kisebb tömeggel bíró csillagokra jellemző, hogy az energiatartalékok elfogyasztása után csillagszél formájában elveszti külső burkait, s egy sűrű, nagyrészt szénből és oxigénből álló fehér törpévé alakul, amelynek mérete a Föld méretével, tömege azonban a Napéval azonos nagyságrendű. Mivel ekkor már a csillag belsejében nem játszódik le energiatermelő folyamat, lassú hűlésnek indul egészen addig, amíg láthatatlanná nem halványul, így örökké eltűnik a megfigyelők szeme elől. Olybá tűnik tehát, hogy a kezdetben kis tömegű csillagok halála nem jár olyan látványos eseménnyel, mint nagyobb tömegű testvéreiké. Ez azonban csak a látszat. Felvetődik a kérdés, hogy vajon felrobbanhatnak-e ezek a kis tömegű, fehér törpe néven ismert objektumok is szupernóvaként?

Immáron megfigyelésekből származó tapasztalatok útján ismert, hogy lehetséges, mégpedig akkor, ha elérik a kritikus kb. 1,5 naptömeget [6], amelyet a szaknyelvben Chandrasekhar-határtömeg néven ismernek, a fehér törpék általános asztrofizikai leírását először megalkotó indiai tudós nevének tiszteletére.

A fehér törpék úgynevezett elfajult objektumok, vagyis belsejükben az elfajult elektrongáz nyomása tart egyensúlyt a gravitációval. Ezt a következő módon képzelhetjük el. Elfajult állapotban lévő gázok esetén a nyomás nem függ a hőmérséklettől, mint normális gázok esetén, hanem csak a sűrűségtől. Így ahogy a gravitáció összehúzó hatására növekszik a sűrűség a csillag belsejében, nő a nyomás is. Vagyis az elfajult elektrongáz nyomása meg tudja állítani az összehúzódást és a fehér törpe egyensúlyi állapotba kerül. Elfajulás tehát akkor következik be egy csillag belsejében, amikor a nagy sűrűség következtében a részecskék olyan közel kerülnek egymáshoz, hogy a Heisenberg-féle határozatlansági reláció értelmében a helyzetük meghatározottságából kifolyólag megnő a sebességük. Amikor ez a sebesség meghaladja a hőmozgás sebességét, akkor alakul ki az elfajult állapot. Ha egy ilyen csillag tömege meghaladja a Chandrasekhar-tömeget, felborul benne az elfajult elektrongáz és a gravitáció között fenntartott kényes egyensúly. Ekkor ugyanis a sűrűség és a hőmérséklet olyan naggyá válik, hogy spontán beindul a 2 12 C + 2 16 O → 56 Ni fúzió. Mivel azonban az elfajult állapot miatt a nyomás nem függ a hőmérséklettől, a csillag nem kezd gyors adiabatikus tágulásba, ami gyors adiabatikus hűlést eredményezne, hanem a fúzió során felszabaduló energia a lokális hőmérsékletet növeli, ami robbanásszerűen megszaladó fúziót kelt. Ily módon a fehér törpe anyaga csaknem teljes egészében elfuzionál a pillanat törtrésze alatt.

A robbanásszerű fúzió során nagy mennyiségű 56-os tömegszámú nikkel keletkezik, ami egy radioaktív izotóp. Éppen ezért nagyon fontos szerepet játszik abban, hogy a bomlásából származó lassú energiafelszabadulás következtében felfűtse a csillagot. A nikkel jelenléte nélkül egy ilyen csillag nagyjából egy nap alatt lehűlne és láthatatlanná válna az optikai tartományban a gyors tágulás következtében. Nikkel jelenlétében azonban a bomlásból származó fűtésnek köszönhetően akár heteken keresztül is megfigyelhető.

A kritikus tömeg elérésének mikéntje azonban egy napjainkig tisztázatlan, ezért intenzíven kutatott területe a szupernóva-robbanások témakörének. Jelenleg két elfogadott forgatókönyv létezik. Ezeket a szupernóva fényességének, valamint kémiai összetételének időbeli változásait vizsgálva alkották meg. Az első szerint a robbanáshoz szükséges tömeg eléréséig egy közeli, vörös óriás társcsillagtól anyag áramlik át a fehér törpe felszínére [12], míg a második hipotézis több fehér törpe egymásba olvadását feltételezi [5] [11].

Anyagátáramlás egy vörös óriás társcsillagról

Tejútrendszerünkben jellemző, hogy a csillagok csoportosan, például egy nyílt- vagy gömbhalmazban keletkeznek, s ilyen módon legtöbbjük fejlődésének későbbi szakaszaiban is rendelkezik egy vagy több társcsillaggal. (A mi Napunk egyike azon objektumoknak, mik ez alól kivételt képeznek, ugyanis közvetlen környezetünkben nincs más csillag, s a legközelebb eső, az Alfa Centauri is nagyon messze, 4,34 fényévnyi távolságban található. A jelenleg elfogadott elmélet szerint Napunk egy szupernóva- robbanások által összenyomott gázfelhőben jött létre.) Ebből kifolyólag viszonylag gyakori az a jelenség is, amikor egy fehér törpe egy nagy méretű vörös óriás csillaggal alkot kettős rendszert. Ekkor lehetőség adódik arra, hogy az anyag az egyik csillagról a másikra áramoljon át, amint a vörös óriás olyan nagy méretűre növekedett, hogy kitöltötte azt a maximális térfogatot, amelyen belül a gravitációs ereje érvényesülni tud. Amint ez megtörténik, a közelében lévő fehér törpe képes anyagot „elszívni” társától, ami korong alakba rendeződve kering körülötte, s később fokozatosan bespirálozva a kritikus határig növeli a tömegét (2. ábra). Ennek a konfigurációnak a realitását már sikerült közvetlen megfigyelésekkel is igazolni [4], ám a fúzió beindulásának mikéntje mindmáig vitatott. A legnépszerűbb elképzelések közé tartozik a fúzió spontán történő beindulása, valamint a „késleltetett detonáció” elnevezésű elméleti modell [2] [5] [7]. Utóbbinak alapját képezi a hirtelen beinduló fúzió hatására keletkező különböző kémiai elemek mennyiségének modellezése. Ennek során a kutatók a kémiai elemek megfigyelt mennyiségét próbálták különböző elméleti feltevések segítségével, számításokkal reprodukálni. E számítások kulcsfontosságú alkotóeleme a robbanási hullám égésfrontjának terjedési sebessége. Amennyiben a helyi hangsebességnél lassabban terjed az égésfront, deflagrációról, ha viszont gyorsabban, akkor detonációról beszélünk. A modellezés során azt tapasztalták, hogy ha deflagrációt feltételeznek, a megfigyeltnél kevesebb nikkel, viszont jóval több úgynevezett átmeneti fém (például magnézium, szilícium, kén, kalcium, titán) keletkezik [7], ellent mondva ezzel a megfigyeléseknek. Másfelől, ha a terjedés detonációval történik, a fehér törpe anyaga szinte teljes egészében nikkellé fuzionál, ami szintén nem szolgál jó magyarázattal a megfigyelt kémiai összetételre. Ennek feloldására alkották meg a késleltetett detonáció modelljét, amelyben úgy alakul ki a megfelelő mennyiségű elem, hogy az égésfront kezdetben a hangsebességnél lassabban terjed, majd később detonációvá alakul. Innen ered tehát a „késleltetett” elnevezés.

2. ábra. Az ASASSN-16oh elnevezésű fehér törpe és vörös óriás társcsillaga – ahogy a művész képzeletében él (NASA/CXC/M.Weiss)

Ennek egy változata a szintén széles körben elterjedt, „pulzációs késleltetett detonáció” elnevezésű forgatókönyv. Ekkor a kezdeti szakaszban, amikor az égésfront még a hangsebességnél lassabban terjed, a fehér törpe egyre táguló burkának legkülső rétegeiből egy nyomáshullám hatására anyag lökődik ki. Ezután ez a kilökődött réteg ritmikusan kitágul, majd összehúzódik, vagy ahogyan a szaknyelv nevezi, pulzál. Eközben a fehér törpe megmaradt anyaga tömörödni kezd, majd felrobbanva áthalad ezen a ledobott, pulzáló anyagrétegen is.

Végül megemlítendő a „dupla robbanásos” hipotézis [1] [3] [10], amely szerint a fehér törpe a társcsillagtól egy vékony héliumréteget vonz a felszínére. Amikor ez a héliumréteg átlép egy kritikus tömeget a saját súlya alatt összeroskadva berobban és szénné fuzionál, amely lehetővé teszi a fúzió beindulását az alatta lévő régiókban is. Ekkor tehát két robbanás történik egymást után: először a héliumréteg, majd az alatta lévő, szénből és oxigénből álló fehér törpe anyaga robban fel.

A megfigyelések sokszínűsége azt mutatja, hogy a felsorolt forgatókönyvek mindegyikére van példa a természetben, bizonyítván a három forgatókönyvhöz tartozó modell létjogosultságát.

Fehér törpék egymásba olvadása

E forgatókönyv szerint a Chandrasekhar-féle határtömeg eléréséhez, illetve meghaladásához legalább két fehér törpe összeolvadása szükséges [5] [11]. Ez megtörténhet akkor, amikor három fehér törpe kering egy adott rendszerben rendezetlen pályán, amelynek hatására bekövetkezhet az, hogy kettő összeütközik közülük. Egyesülés lehetséges kettős rendszerben is, amennyiben a két csillag a gravitációs hullám-kibocsátás okozta perdületvesztés hatására egyre közelebb spirálozik a közös tömegközépponthoz (3. ábra), végül egymásba olvad, így elérvén a robbanáshoz szükséges tömeget. Ezt a forgatókönyvet még közvetlen megfigyelésekkel nem sikerült igazolni, így pusztán elméletinek tekintendő. Megjegyzendő az is, hogy bár gravitációs hullám kutatások napjainkban is folynak, eddig csak neutroncsillagokból származó hullámokat tudtak megfigyelni (a LIGO detektorral). Két fehér törpe egymásba spirálozásakor kibocsátott gravitációs hullámot jelenleg még a legfejlettebb detektorok sem tudnak észlelni, azonban a technológia fejlődésével nagy valószínűséggel lehetségessé válik egyszer.

3. ábra. Két fehér törpe egymásba spirálozásának, végül felrobbanásának művészi ábrázolása (NASA/CXC/M.Weiss)

Annak eldöntéséhez, hogy a fent említett forgatókönyvek közül melyik szerint zajlott le egy adott szupernóva-robbanás, fontos meghatározni a szülőcsillag robbanás során ledobott tömegét, ami a fényesség időbeli változásának modellezésével lehetséges. A legújabb eredmények szerint felírható egy összefüggés, amely megmutatja, hogy a robbanás során ledobott tömeg hogyan függ a szupernóva felfényesedési, illetve elhalványulási idejétől. Hasonlóképp a kezdeti nikkeltömeg is a ledobott tömeg függvénye [8] [9].

Mindazonáltal a robbanás fizikáját tekintve rengeteg nyitott kérdés vár megválaszolásra, ami miatt a szupernóva-kutatás kiemelt jelentőséggel bír napjainkban. A szupernóvák kutatásának fontosságát ékesen bizonyítja, hogy segítségükkel mutatták ki például a Világegyetem gyorsuló ütemű tágulását, valamint a sötét anyag létezését. Ezen kívül fontos megjegyezni, hogy a termonukleáris szupernóvák a távolságmérés standardizálható gyertyáiként használhatóak, hiszen esetükben mindig egy nagyjából azonos tömegű objektum robban fel, nagyjából azonos energiakibocsátással és abszolút fényességgel.

4. ábra. Szupernóva -robbanás fantáziaképen

Jelenleg hazánkban is folynak szupernóva-kutatások, például a Konkoly-Thege Miklós Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpontban a Tranziens asztrofizikai objektumok elnevezésű projekt keretein belül.

KÖNYVES-TÓTH RÉKA

IRODALOM


[1] Fink, M., Röpke, F. K., Hillebrandt, W., et al., 2010, A&A, 514,A53
[2] Khokhlov, A. M. 1991, A&A, 245, 114
[3] Kromer, M., Sim, S. A., Fink, M., et al., 2010, ApJ, 719, 1067
[4] Marion, G. H., Brown, P. J., Vinkó, J., et al., 2016, ApJ, 820, 92
[5] Maoz, D., Mannucci, F., & Nelemans, G. 2014, ARAA, 52, 107
[6] Mazzali, P. A., Röpke, F. K., Benetti, S., & Hillebrandt, W. 2007, Science, 315, 825
[7] Nomoto, K., Thielemann, F.-K., & Yokoi, K. 1984, ApJ, 286, 644
[8] Scalzo, R., Aldering, G., Antilogus, P., et al. 2014, MNRAS, 440, 1498
[9] Scalzo, R. A., Parent, E., Burns, C., et al. 2019, MNRAS, 483, 628
[10] Sim, S. A., Röpke, F. K., Hillebrandt, W., et al., 2010, ApJL, 714, L52
[11] van Rossum, D. R., Kashyap, R., Fisher, R.,et al., 2016, ApJ, 827, 128
[12] Whelan, J., & Iben, I., Jr. 1973, ApJ, 186, 1007

A cikk a Természet Világa 2020. júniusi számában (151. évf. 6. sz.) jelent meg.

Természet Világa