Szuperfényes szupernóvák –
A valaha látott legfényesebb csillagrobbanások

Régóta ismert tény, hogy az éjszaka fölénk boruló csillagos égbolt, melyre ezer meg ezer csillogó szempár tekint mélán, az est sötétjének bársonyköntösét magára öltve, folyamatos mozgásban és változásban van, így megannyi újonnan felfényesedő, vagy az idők végezetéig tartó láthatatlanságba tovatűnő égi objektumot vo­nultat fel a szemfüles megfigyelők előtt. Van közöttük jó pár olyan jelenség is, amely egyszeri és megismétel­hetetlen, s épp ezért egyedi, különleges, és a maga módján csodálatraméltó. Ezen események közé tartoznak a bizonyos csillagok halálakor bekövetkező gigantikus robbanások, melyeket szupernóváknak nevezünk. Közöttük is kiemelkedőek a két évtizeddel ezelőtt felfedezett szuperfényes szupernóvák, melyek akár százszor olyan fényesek lehetnek, mint normálisnak tekintett, halványabb társaik.

A szuperfényes szupernóva-robbanások következté­ben kibocsátott energia is messze meghaladja a nap­jainkban ismert csillagászati tranziensekét, amelyek megemlítése szintén fontos ezen események külön­legességének szemléltetésében. Noha a tranziens fo­galmának jelenleg nincs mindenki által elfogadott és pontos definíciója, a közmegegyezés alapján an­nak tekintendők az olyan események, amelyeknek során legtöbbször egy eddig ismeretlen, általában távoli csillagászati objektum hirtelen megjelenik, és gyors felfényesedést, majd annak üteménél vala­mivel lassabb elhalványulást mutatván időszakosan jelen van az égbolton, végül pedig örökre eltűnik a megfigyelők szeme elől. Közéjük tartoznak a né­hány másodperc alatt lezajló gamma-kitörésektől kezdve az akár hónapokon át látható novák, árapály katasztrófák, vagy szupernóvák is (1. ábra), nem ne­vezzük tranziensnek azonban a periodikus fényes­ségváltozást mutató jelenségeket, például az ismert pályájú üstökösöket, aszteroidákat, változócsillagokat, vagy a Naprendszerünkön kívüli, más csillagok körül keringő exobolygókat.

1. ábra. Csillagászati tranziens-típusok ([1] nyomán)

Az első ábrán megmutatkozik, hogy minél nagyobb csúcsfényességgel rendelkezik egy tranziens esemény, annál lassabb lefutású, tehát annál több ideig figyel­hető meg az éjszakai égbolton. Az ábra vízszintes ten­gelye egy adott esemény láthatóságának időskáláját mutatja, a függőleges tengelyen pedig a csúcsfényes­ség van feltüntetve. Látható, hogy a leghalványabb, és így legrövidebb idő alatt eltűnő tranziensek az úgynevezett klasszikus nóvák. Ezek olyan csillagrobbanások, amelyek során a szülőcsillag nem semmisül meg, csak a külső burkai, így a kitö­rés 1000-1 000 000 évente ismétlőd­ni tud. Ilyesféle nóva-robbanás egy fehér törpecsillagból, és egy másik, viszonylag kis tömeggel rendelkező csillagból álló kettős rendszer esetén valósulhat meg, ahol a normál csil­lagról anyag áramlik át a fehér törpe körül lévő anyagbefogási korongra, majd onnan a felszínére. Amint ez a gáz megközelít, illetve elér egy kriti­kus hőmérséklet- és nyomásszintet, a fehér törpe felszíne robbanásszerű­en heves fúzióba kezd, ami a csillag hirtelen kifényesedését vonja maga után. Az ezt követő elhalványulás akár éveket, esetleg évtizedeket is igénybe vehet. Szintén a nóvák közé tartoznak, ám a klasszikus nóváknál jóval hosszabb időskálákkal bírnak a fényes vörös nóvának nevezett tran­ziensek. Ez a csoport különleges, hiszen alig egy tucat­nyi képviselőjét ismerjük, s egyelőre nincs egyértelmű koncepció a szülőcsillag mibenlétét illetően.

A feltevések szerint a fényes vörös nóvákat két, a Na­punk tömegének 30-50-szeresét elérő vörös óriáscsil­lag egymásba spirálozása és összeolvadása hozza létre. Ezen folyamat során a két csillag egy bizonyos idő el­teltével olyannyira közel kerül egymáshoz, hogy a lég­körük érintkezése miatt a mozgásuk fékeződni kezd, s az ilyen módon felszabaduló energia hővé alakul. Ennek következtében az objektum erőteljesen fel­fényesedik, majd jóval lassabb ütemben, akár évek alatt halványul láthatatlanná. Csúcsfényességük tekintetében az eddig bemutatott tranzienseknél jóval fényesebbek a szupernóvák. A hagyományos értelemben vett szupernóvákat két csoportra oszt­hatjuk a robbanási mechanizmusuk alapján: kollap­szár-, és termonukleáris, vagy Ia típusú szupernóvákra. Az előbbi csoport arról kapta a nevét, hogy a robbanást a szülőcsillag magjának összeomlása, kollapszusa okozza. Ilyen szupernóva jöhet létre egy kezdetben leg­alább 8 naptömeggel rendelkező csillag végállapotának elérésekor, amikor a csillag belsejében kialakult vasmag elér egy bizonyos határtömeget, amely felett megtörté­nik a gravitációs összeomlás, és egy kemény neutron­csillag mag alakul ki. Ekkor az összeomló csillag befelé hulló anyaga a neutroncsillagról visszapattanva egy kifelé terjedő lökéshullámot idéz elő, ami a szuper­nóva erőteljes felfényesedését vonja maga után. A ha­gyományos értelemben vett szupernóvák gyakrabban megfigyelt csoportja a termonukleáris, vagy Ia nevet viseli. Ezeknek szülőobjektuma egy szoros kettős rend­szerben lévő, szénből és oxigénből álló fehér törpe, ami anyagot kap a társcsillagtól. A fehér törpék jellemző­je, hogy úgynevezett elfajult csillagok, ami azt jelenti, hogy belsejükben az elfajult elektrongáz nyomása tart egyensúlyt a gravitációval.

Régóta ismert, hogy ezeknek az objektumoknak létezik egy határtömege, amelyet elérve felborul az egyensúly. Ekkor spontán módon beindul a fehér törpe anyagát képező szén és oxigén nikkellé történő fuzionálása. Az elfajult állapot miatt azonban a csillag nem tud gyors adiabatikus tágulás­ba kezdeni, ami lehűléshez, és így a fúzió leállásához vezetne, ilyen módon pedig a folyamat során felszaba­duló energia a helyi hőmérséklet rohamos növekedé­séhez, és további, láncreakció-szerűen beinduló fúzi­óhoz, végül a csillag teljes megsemmisüléséhez vezet. Mivel az összes Ia típusú szupernóva hasonló robbaná­si mechanizmussal jön létre, korábban azt gondolták, hogy mindnek hasonló a felfényesedési és elhalványu­lási üteme, valamint csúcsfényessége is. Ezen feltevés alapján az Ia típusú szupernóvák kiválóan használha­tóak az extragalaktikus távolságmérésre, segítségük­kel pedig kimutatható Világegyetemünk tágulásának gyorsuló mértéke. Ezekből a normális szupernóváknak nevezett égi jelenségekből napjainkig több ezer esetet tartanak számon, s szinte nap mint nap fedeznek fel újabb példányokat. Közel két évtizeddel ezelőtt azon­ban sikerült egy olyan szupernóvára bukkanni, amely­nek fényessége nagyságrendekkel felülmúlta az eddig ismertekét, éppen ezért a szuperfényes szupernóva névre keresztelték. Később több képviselője is akadt e különösen fényes csoportnak, s napjainkban nagyjá­ból 150 objektumot sorolhatunk ebbe a kategóriába. A robbanás fizikájának mibenléte, és a monumentális fényességet kiváltó ok azonban nem egyértelmű, jelen­leg intenzív kutatás és vita tárgyát képezi. Az egyetlen bizonyosság, hogy a szuperfényes szupernóvák na­gyon nagy tömegű csillagok felrobbanásából származnak. Nem véletlenül lép fel bizonytalanság egy nagyon fé­nyes tranziens felfedezésekor, hogy a szuperfényes szupernóvák csoportját gazdagítja-e, vagy inkább az első ábra alapján hasonló fényességgel bíró árapály ka­tasztrófák közé sorolható. Ez utóbbi akkor következik be, amikor egy csillag megközelít egy nála nagyságren­dekkel nagyobb tömeggel rendelkező fekete lyukat. Bizonyos távolságnál közelebb kerülvén a fekete lyuk gravitációs ereje akkora árapályhatást idéz elő a csil­lagban, hogy teljesen szétszakítja azt, majd elnyeli a kialakult törmelékfelhőt.

De vajon milyen fizikai folyamat alakíthat ki szu­perfényes szupernóva-robbanást? Miként érhet el egy csillag felrobbanása több nagyságrenddel nagyobb fényességet, mint a többié? Miért ismerünk olyan keveset belőlük, és mi mindenben különböznek ha­gyományos értelemben vett testvéreiktől? Noha ezen kérdések minden kétséget kizáró megválaszolása még talán évtizedekig várat magára, jelenleg számos elmé­let és hipotézis létezik a szuperfényes szupernóvák ter­mészetének magyarázatára.

Forgó, mágneses neutroncsillag fékeződése

A szuperfényes szupernóvák rendkívül magas fé­nyességének magyarázatára született első hipotézist magnetár modellnek nevezik [2]. Magnetárnak te­kinthetőek a gyorsan forgó és nagyon nagy mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok (2. ábra), amelyek lefékeződésük során képesek a szuperfényes szuper­nóváknál megfigyelt, hatalmas mennyiségű energia felszabadítására. Ilyen, nagy sebességgel forgó magne­tár kialakulhat egy csillag magjának összeomlásakor keletkező neutroncsillagból, hiszen a kollapszus során a mag perdülete megmarad, mérete azonban nagyság­rendekkel csökken. Ekkor a neutroncsillag mágneses tere kölcsönhathat a körülötte lévő anyaggal, amely­nek köszönhetően a mag összeomlása során kialakult, gyorsan forgó magnetár fékeződni kezd. Ekkor nagy mennyiségű energia szabadul fel, amelynek egyik ré­sze hővé alakul a szupernóva-burokban, a másik része pedig kisugárzódik, ezzel létrehozván a szuperfényes szupernóva irdatlan fényességét.

2. ábra. Magnetár – gyorsan forgó, mágneses neutroncsillag művészi ábrázolása (Forrás: astronomynow.com)

Sokan próbálkoztak a magnetár modell segítségé­vel megmagyarázni a robbanás megfigyelt jellemzőit [3], [4], [5], és ilyen módon három fontos paraméterre sikerült becslést tenni. Az egyik a robbanás során le­dobott tömeg, amelyre Napunk tömegének ötszöröse adódott átlagos értéknek [6]. Szintén megállapítható a forgó, extrém erős mágneses térrel rendelkező neut­roncsillag kezdeti mágneses térerőssége, illetve forgási periódusa. Utóbbira átlagosan másodpercenkénti 2000 fordulatot adnak a modellek, ami megmutatja, hogy egy szuperfényes szupernóvát létrehozó magnetár valóban rendkívül gyorsan forog. Jelenleg a magnetár modell a legtöbb ismert szuperfényes szupernóva megfigyelt jel­lemzőit képes megfelelően leírni, s egyre bizonyosabbá válik az a vitatott feltételezés is, miszerint a szülőcsillag kezdeti tömege összefüggést mutat a belőle kialakuló mágnesezett neutroncsillag forgási periódusával.

Mindezen biztató eredmények mellett azonban a magnetár modell számos kihívást is tartogat. Néhány esetben túlbecsli a kibocsátott energiát vagy a maxi­mum fényességet, máshol nem reprodukálja megfe­lelően a fényesség időbeli változását. A legjelentősebb összeférhetetlenség a „hiányzó tömeg” problémája, ugyanis az összes többi hipotézis szerint a szuperfé­nyes szupernóvák legalább négyszer akkora ledobott tömeggel bírnak, mint a magnetármodell által jósolt érték.

Anyagbehullás fekete lyuk felszínére

Egy másik, szintén népszerű elmélet szerint a szuper­fényes szupernóvák kialakulására magyarázatot szol­gáltathat ez a forgatókönyv is. Ennek során egy nagy­tömegű csillag végállapotának elérésekor bekövetkező magösszeomlás során létrejött fekete lyuk magába szívja szülőcsillagának megmaradt anyagát a kollap­szust követő néhány nap alatt [7]. Ennek művészi áb­rázolását a 3. ábra szemlélteti. Ez a folyamat, az előző modellhez hasonlóan, jelentős energiafelszabadulás­sal jár: a befelé hulló anyag felforrósodik, amely által erőteljes részecske-szelet, elektromágneses sugárzást, vagy akár anyagkilövellést is létrehozhat. Ekkor tehát a fekete lyukba hulló anyag gravitációs energiája alakul át sugárzássá. Ez az elmélet olyan szempontból hason­lít a magnetár forgatókönyvhöz, hogy a robbanást itt is a központi objektum táplálja, ez azonban nem képes az összes szuperfényes szupernóva megfigyelt jellem­zőinek megfelelő leírására. Mégis számos pozitívuma akad: ismert tény, hogy a fekete lyukra történő anyagbe­hullás üteme nem feltétlenül állandó az időben, ami lo­gikus magyarázatot ad arra, hogy sok szuperfényes szu­pernóva esetén nem egyenletesen változik a fényesség az időben. Ezen kívül megemlítendő, hogy ez a hipotézis számottevően nagyobb energia-felszabadulást tesz le­hetővé, mint az előbb említett magnetár forgatókönyv, így szintén kecsegtető a hatalmas mennyiségű energia­felszabadulással járó szuperfényes szupernóvák esetén.

3. ábra. Anyagbehullás a központi fekete lyuk felszínére (Forrás: universetoday.com)

Radioaktivitás és pár-instabilitás

A legtöbb hagyományos értelemben vett, normál fé­nyességű szupernóva fényességváltozásának leírására megfelelő magyarázatot szolgáltat az a forgatókönyv, amely a robbanás során újonnan kialakult elemek (leginkább 56Ni) radioaktív bomlásából fakadó foko­zatos és folyamatos energiakibocsátását veszi alapul. Ennek a modellnek létezik egy olyan, jelenleg közvet­len megfigyelésekkel nem igazolt, így csak elméleti­nek tekintendő változata is, melyet a szuperfényes szupernóva-robbanáshoz is szükséges, kimondottan nagy kezdeti tömeggel (140-160 naptömeg) bíró csil­lagok esetére hoztak létre. Ezt pár-instabilitásos hipo­tézisnek nevezik. Az ilyen hatalmas tömegű csillagok előfordulása meglehetősen ritka, ami magyarázatot szolgáltathat arra, hogy miért látunk ilyen kevés szu­perfényes szupernóvát. A modell szerint ezen csillagok magja elérhet egy olyan, kritikus hőmérsékletet, ami­kor a mag nyomását biztosító fotonok elektronokká, és azok antirészecskéivé alakulnak át (4. ábra). Ezt a jelen­séget elektron-pozitron párkeltésnek nevezik, s innen ered a „pár-instabilitásos” szupernóva elnevezés. Ekkor, mint hogy a csillag gravitációs erejének ellentartó nyo­mást biztosító fotonok megszűnnek létezni, felborul az egyensúly, és hirtelen lecsökken a nyomás, ami a csillagmag gyors tömörödését, és a sűrűség ugrásszerű megnövekedését eredményezi. Ekkor a hőmérséklet is megugrik, s kezdetét veszi az oxigénfúzió. Ez további hőmérsékletnövekedést eredményez, amelynek követ­keztében robbanásszerűen új fúzió indul, ami pillana­tok alatt szétveti a csillagot. A pár-instabilitásos szuper­nóvák esetén tehát akár 50 naptömegnyi csillaganyag is átalakulhat energiává a másodperc töredéke alatt, s így ezen rövid idő elteltével könnyedén felszabadulhat a szuperfényes szupernóvák létrejöttéhez szükséges, nagy mennyiségű energia [8], [9], [10].

4. ábra. A párkeltés folyamata: egy foton (γ) átalakulása egy elektronná (e-) és egy pozitronná (e+)

Ez a modell kifejezetten kedvező olyan szuperfényes szupernóvák esetén, amelyek közeli galaxisban rob­bannak fel, így még a robbanás előtt is megvizsgálható a nagy tömeggel és fényességgel rendelkező, ezáltal a galaxis többi csillagától elkülöníthető szülőobjektu­muk. Ehhez azonban szükségeltetik némi szerencse, hiszen nehéz megjósolni, hogy egy galaxis csillagai közül melyik és mikor fogja szuperfényes szupernóva­ként bevégezni az életét.

A pár-instabilitás forgatókönyve alapján sikerült leírni néhány olyan szuperfényes szupernóva-rob­banás megfigyelt jellemzőit, amelyek különlegesen lassú felfényesedési és elhalványulási időt mutattak, ám a legtöbb eset nehezen magyarázható ezzel a mo­dellel. Éppen ezért a pár-instabilitásos hipotézis lét­jogosultsága a szuperfényes szupernóvák elméleti fizikájának intenzíven kutatott és élénken vitatott területévé vált.

Kölcsönhatás a csillagkörüli anyaggal

Szintén előállítható a szuperfényes szupernóva-robba­náshoz szükséges mennyiségű energia abban az eset­ben, amikor a felrobbanó csillag ledobódó burka köl­csönhatásba lép a körülötte elhelyezkedő csillagkörüli anyaggal (5. ábra). Utóbbi létrejöhet a csillag korábbi fejlődési szakaszában csillagszélként kifújt anyagá­ból, esetleg kettő, vagy több csillagból álló rendszer tagjai közötti kölcsönhatásból, vagy a fejlődés során egyéb instabilitási folyamatoknak köszönhető heves kitörések következtében [11]. A csillagkörüli anyaggal történő kölcsönhatás megfigyelhető bizonyos szuper­fényes szupernóvák mérhető fizikai paramétereiben is, így képes pontosan leírni sok ilyen objektum fé­nyességváltozását [12]. A modell egyik hiányossága, hogy legtöbbször önmagában nem állja meg a helyét, hanem csak egy másik, előbb említett modellel kom­binálva. Sok esetben például a magnetár és a kölcsön­ható modell együttes jelenléte szükségeltetik a robba­nás megfigyelt jellemzőinek magyarázatához.

5. ábra. Szuperfényes szupernóva, amely kölcsönhat a környezetében lévő csillagkörüli anyaggal (Forrás: semanticscholar.org)

Láthatjuk tehát, hogy a szuperfényes szupernó­va-robbanások megismerése napjainkban még gye­rekcipőben jár: az első úttörő publikációk óta alig egy évtized telt el. Ahhoz, hogy jobban megértsük a jelen­ség pontos fizikáját, és ezek után akár galaxisok közti távolságmérésekre is használhassuk ezen különleges objektumokat, még rengeteg idő és munka szükséges. Szinte több a nyitott kérdés velük kapcsolatban, mint a megválaszolt. Jelenleg vitatott, hogy milyen energiafor­rás képes a hatalmas fényesség elérésére: vajon helytál­ló a magnetár modell, vagy a fekete lyuk felszínére tör­ténő akkréció forgatókönyve? Működőképes az eddig pusztán elméletben létező pár-instabilitásos hipotézis? Mindezen kérdésekre a jövőbeli, teljes égboltot lefedő tranziens-kereső felmérések során felfedezendő, nagy­számú szuperfényes szupernóva részletes vizsgálata után, pár évtized elteltével talán választ kaphatunk.

KÖNYVES-TÓTH RÉKA

Az írás a TIT és a DOSZ ismeretterjesztő cikkpályázatára érkezett.

IRODALOM


[1] Cenko, S. Bradley 2017. Nature Astronomy 1, 8
[2] Maeda, K., Tanaka, M.,Nomoto, K., et al. 2007., ApJ, 666, 1069
[3] Woosley, S. E. 2010., ApJL, 719, L204
[4] Kasen, D. & Bildsten, L. 2010., ApJ, 717, 245
[5] Inserra, C., Smartt, S. J., Jerkstrand, A., et al. 2013., ApJ, 770, 128
[6] Nicholl, M., Berger, E., Margutti, R., et al. 2017, ApJL, 835, L8
[7] Dexter, J. & Kasen, D. 2013., ApJ, 772, 30
[8] Chatzopoulos, E., Wheeler, J. C. & Couch, S. M. 2013., ApJ, 776, 129
[9] Chatzopoulos, E., van Rossum, D. R., Wheeler, J. C., et al. 2015., ApJ, 799, 18
[10] Chatzopoulos, E., Gilmer, M. S., Wollaeger, R. T., et al. 2019., ApJ, 875, 140
[11] Smith, N. 2014., ARAA, 52, 487
[12] Chatzopoulos, E., Wheeler, J. C. & Vinkó, J. 2012., ApJ, 746, 121

Természet Világa