Rieth József: Anyagvilág - Háttérismeret

Szupernóvák

Tartalomjegyzékhez Világképem <    (Kvark-..., Hadron-..., Anyag-időszak)     

A szupernóva a Napnál nagyobb tömegű csillag végső, nagy robbanása, mely során a csillag luminozitása (néhány hónapon keresztül) egy átlagos galaxiséval vetekszik. Neve az égbolton új („Nova” latinul „új”) csillagként való feltűnéséhez kapcsolódik, régebben hívták vendégcsillagnak is. 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 léte annak köszönhető, hogy a Naprendszer keletkezésekor a közelünkben több szupernóvarobbanás történt.

A szupernóvák többször 1044 joule (1051 erg) energiát képesek kibocsátani, nagyjából annyit, amelyet a Nap egész élettartama során. Megkülönböztetünk I. (ezen belül Ia, Ib és Ic) és II típusú szupernóvakat, az alapján, hogy a robbanási folyamat korai színképében kimutatható-e a hidrogén. Újabban több, a hagyományos osztályozási rendszerbe nehezen besorolható szupernóvát is felfedeztek.

A szupernóvákat távolságuk szerint kétfelé oszthatjuk: a (közeli) kis és a (távoli) nagy vöröseltolódású szupernóvákra, a kettő között a z=0,1 - 0,3 vöröseltolódás-értékek mentén húzódik a határ. A közelebbi, kis vöröseltolódású szupernóvák elég fényesek ahhoz, hogy színképüket részletesen tanulmányozhassuk, így lehetőség nyílik fizikájuk alaposabb megismerésére. A nagy vöröseltolódású szupernóvák jelentősége leginkább a világegyetem tágulásának mérésében mutatkozik, standard gyertyaként felhasználva őket ugyanis megmérhető az adott galaxis távolsága, vöröseltolódásukból pedig a távolodási sebességük, amely a Hubble-állandó pontosításához szükséges.

Újabban sikerült megfigyelni régebbi szupernóvák fényhullámainak terjedését, a robbanáskor útjára induló fényimpulzus ugyanis -- egy fénysebességgel táguló gömbfelületen haladva -- megvilágítja az útjába kerülő csillagközi gázt és port. Az ilyen fényjelenségről megfelelő érzékenységű műszerekkel akár színképeket is felvehetünk, így korábbi szupernóvák tanulmányozására is lehetőség nyílik.

A szupernóvák osztályozása

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

I típus: A korai spektrumban nem láthatók a hidrogén színképvonalai II típus: A korai spektrumban kimutatható a hidrogén színképvonala
Ia típus: A színkép szilíciumot is tartalmaz A színkép nem tartalmaz szilíciumot IIb típus: Erős héliumvonalak „átlagos“ II típus: Domináns hidrogénvonalak
Ib típus: Magas héliumtartalom Ic típus: Alacsony héliumtartalom II L típus: A fénygörbe a maximum elérése után lineárisan csökken II P típus: A fénygörbe a maximum elérése után egy ideig még magas szinten marad („plató”)

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.

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 meg nem közelíti a Chandrasekhar-határt és így 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 rendkívül gyorsan 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 típusú szupernóvák gigantikus termonukleáris robbanása számunkra kezdetben 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 típusú 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 radioaktív 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 (56Ni (az 56Ni felezési ideje 6,1 nap)). A 56Ni atommagjában 28 proton és 28 neutron van. A 56Ni instabil és rádióaktív bomláson megy keresztül, ennek során az egyik protonja neutronná alakul, és kobalt-56 (56Co (a 56Co felezési ideje 77 nap)) keletkezik, aminek atommagjában 27 proton és 29 neutron van. A 56Co 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. Fentebb már jeleztük, hogy a 56Ni felezési ideje 6,1 nap, a 56Co 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 lehetőség nyílik standard gyertyaként történő felhasználásukra igen távoli galaxisok esetében, melyekben robbannak.

Újabban vitatják az Ia szupernóvák állandó abszolút fényességét bizonyos esetekben: 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 szupernóvákkal történő távolságmérés bizonytalan lehet.

Ennek az elméletnek azonban ellentmond egy 2009-ben publikált modell, mely két egymás körül keringő megközelítően azonos tömegű (0,83-0,90 M☉) fehér törpe összeolvadását modellezi. Az ilyen kiinduló paraméterekkel fellángoló szupernóva fényessége azonban alatta marad a "szokásos" Ia típusénak és azoktól eltérő a spektruma is. Az SN 1991bg-ről elnevezett 1991bg altípus megközelítőleg az Ia szupernóvák 10%-át teszi ki.

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.

Ib, Ic, és II típus

Nagy tömegű csillag magjának összeomlása,

Ib Ic vagy 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 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. Az Ib és Ic típusú szupernóvák feltehetően nagy tömegű Wolf-Rayet csillagok összeomlásakor alakulnak ki, a II-es típus pedig valószínűleg a kék szuperóriásokból keletkezik. Bizonyos mérések pedig arra utalnak, hogy az Ic típusúak kis százaléka okozza a gammafelvillanásokat, ez azonban nem zárja ki azt, hogy bármelyik, a külső hidrogénrétegeitől megszabadított nagyméretű csillag Ib illetve 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).

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 például a plutónium, az urán és a kalifornium. 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.

----------------------

A legtöbb vasnál nehezebb elem létrehozásáért ez a folyamat felelős. Ezek az atommagoknak – a magas rendszámuk miatt – nagy az elektromos töltésük. A közöttük fellépő elektromos taszító hatás így megakadályozza a véletlen ütközések során történő fúziójukat. A nehezebb atommagoknak így más folyamat során kellett létrejönnie. A magas hőmérsékleten egymásnak ütköző atommagok neutronokat bocsátanak ki, 10 milliárd kelvin fokon a vas disszociálni kezd:

Az így keletkezett neutronok akadálytalanul fogódnak meg a megmaradt vas atommagokba, majd a magok neutrontöbblete miatt negatív béta-bomlások játszódnak le, aminek során megkezdődik a periódusos rendszerben a vason túli elemek kialakulása. Az elemek ilyen módon történő szintézise igen lassan játszódik le, ezért s-folyamatnak nevezzük. A neutronbefogások sorozata elvezet az uránig, sőt azon is túl. A megfigyelési tapasztalatok arra engednek következtetni, hogy a természetben az elemfelépülés végbemegy egészen a Z ~ 100 rendszámig és A ~ 250 tömegszámig.

A szupernóvák a legigéretesebb jelöltek az r-folyamatra, mely során a neutron gyors elnyelésével keletkeznek elemek. Itt a neutronok befogása gyorsan történik, a keletkező nehezebb atommagoknak nincs idejük elbomlani. E folyamattal kapcsolatban még több megválaszolatlan kérdést tisztázni kell. Az r-folyamat egyik ciklusa, a kadmium-reakció.

------------------

Egészen más sors vár a nagyméretű, nagy tömegű csillagokra. Minthogy a csillag tömege elég nagy, kollapszusa rendkívül nagy mennyiségű hőt termel, többet, mint amennyi a fehér törpe kialakulásakor keletkezik. A hőmérséklet hamarosan eléri a 300 millió fokot, amelynél a szénatommagok egyesülnek. A szénatommagok fúziója még nehezebb elemek létrejöttéhez vezet. Így keletkeznek az elemek az oxigéntől a nátriumig. Idővel a szénüzemanyag-készletek is kiürülnek, kimerülésüket újabb kollapszusok követik, új felmelegedés, megújult nukleáris égés, amely további elemeket hoz létre. Így tehát kollapszus és nukleáris égés váltakozásain keresztül egy nagy tömegű csillagban minden olyan elem létrejön, amelynek rendszáma nem nagyobb a vasénál. De a vas nagyon különös elem. Ez a fém, amely a legkönnyebb és a legnehezebb elemek között valahol félúton foglal helyet, kivételesen sűrű magot tartalmaz. A neutronok és a protonok olyan sűrűn helyezkednek el benne, hogy semmiféle nukleáris reakció segítségével nem lehet energiát kipréselni belőle. A valóságban a vasmagok elnyelik a nukleáris reakció energiáját. Ha a csillag belsejében nagy tömegű vas gyűlik fel, a tüzet nem lehet feléleszteni. A csillag belső tüze kialszik, és megkezdi saját súlya alatt a végső kollapszusát. A végső kollapszus katasztrofális esemény. A centrumban lévő vasatommagok felszippantják a csillag energiáját, nyomban, ahogy termelődik, és az összeroppanó anyag, elhanyagolható ellenállással találkozván, rendkívüli sebességgel zuhan a centrum felé, milliónyi km-t megtéve egy percnél rövidebb idő alatt. Végül felhalmozódik a centrumban roppant nyomású, sűrű tömb alakjában. Amikor a centrumban a nyomás elér egy meghatározott nagy értéket, a kollapszus folyamata leáll. Az összeomlott csillag, mint egy összenyomott rugó, pillanatnyilag csendes, aztán egy heves robbanásban feltámad.

A kollapszus és a rákövetkező robbanás alatt kialakuló hőmérséklet akár egybillió fokot is elérhet. Ekkora hőmérsékleten a robbanó csillag egyes atommagjai szétbomlanak, nagyon sok neutron szabadul ki. A neutronokat más magok befogják, nehezebb elemekké épülnek fel, például ezüstté, arannyá, uránná. Így keletkeznek a periódusos rendszer vason túli elemei a csillag életének végső pillanatában. A robbanás kisodorja az űrbe mindazokat az elemeket, amelyet a csillag élete során előállított, egy kicsiny, gyengén fénylő mag marad hátra. A teljes epizód néhány percig tart mindössze, a kollapszus beálltától a végső robbanásig.

A robbanó csillagot szupernóvának nevezik. A szupernóvák a Napnál sok milliószor nagyobb fényességgel ragyognak fel. Ha egy szupernóva véletlenül éppen közel van hozzánk Galaxisunkban, hirtelen jelenik meg az égbolton, úgy, mint egy csillag, fényesebb, mint bármelyik, és szabad szemmel esetleg még nappal is látható. Európában az utolsó szupernóva fellángolásokat 1572-ben és 1604-ben figyelték meg. Az egyik legrégebbi feljegyzés szupernóva robbanásról 1054-ből, kínai csillagászoktól származik. E szupernóva helyén ma nagy gázfelhő van, amelyet Rákköd néven ismerünk. Ez 1100 km/h sebességgel tágul, és annak a csillagnak a maradványait tartalmazza, amelyet ott 900 évvel ezelőtt felrobbanni láttak.

Mi lesz a szupernóva összepréselt magjával, miután külső rétegei az űrbe kirepülnek?

Erre a kérdésre a válasz 1967-ig ismeretlen volt. Ekkor fedezték fel a pulzárokat, ezeket a rendkívül érdekes égi objektumokat.

Tartalomjegyzékhez Világképem <  Kvark-időszak     

------------------------------

http://hu.wikipedia.org/wiki/Szupern%C3%B3va

http://hu.wikipedia.org/wiki/Nukleoszint%C3%A9zis

http://www.puskas.hu/ttk/csillag/csillag/117.htm

http://www.csillagaszat.hu/hirek/asztrofizika-hirek/af-csillagok-vegallapotai/osszeolvado-feher-torpek-es-az-ia-szupernovak-eredete/