Rieth József: Világom - Anyagvilág
Progenitor csillag
Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Planck-..., Kvark-..., Hadron-..., Anyag-időszak)
Miközben
sorra fedezik fel a halványabbnál-halványabb szupernóvákat, a Hubble
Űrtávcső a 11 évvel ezelőtti SN1987A folyamatos nyomonkövetésével nem hagyja
nyugodni a szupernóvák kutatóit. Habár maga a robbanó csillag 1987.
februárjában tűnt fel a 167 ezer fényév távolságban levő Nagy Magellán
Felhőben, az explózió által kidobott anyag és keltett lökéshullám csak most
érte el a csillagot körülvevő kb. egy fényév átmérőjű gyűrűrendszer belső
határát. A HST legújabb felvételei alapján egy kb. 160 milliárd km átmérőjű
gázgömb fénylett fel az elmúlt hetekben a 60 millió km/órás sebességgel
érkező lökéshullám következtében. Ennek során a korábban néhány ezer fokos
anyag néhány millió fokra felhevül, ami ragyogásával a szó legszorosabb
értelmében új fényt fog vetni a szupernóva környezetére. Robert Kirshner (Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics, Cambridge, USA) szerint az elmúlt 11 évben
felépített elméletek helyessége igazolódhat, vagy cáfolódhat a közeljövő
történései által. Az előreláthatóan a következő egy évben az egész gyűrűre
kiterjedő felfénylés valójában a szupernóva múltját fogja elénk tárni,
miközben a gyűrű brutális kalapácsütésként fogja megélni a belülről jövő
lökéshullám mechanikai energiáját. Milyen volt a progenitor csillag, a
különleges gyűrűrendszer mennyiben kötődik egy, az egész rendszert körülvevő
feltételezett anyagfelhőhöz - ezek azok a legfontosabb kérdések, melyekre a
kutatók türelmetlenül várják a válaszokat.
Richard McCray (University of Colorado, Boulder, USA) szerint egyedülálló jelenség szemtanúi lehetünk, ugyanis magának a robbanásnak a fénye, ami a katasztrófa után néhány hónappal érte el a csillag körüli gyűrűket, a cirkumsztelláris felhőnek csak nagyon kis hányadát világította meg.
Habár inkább a filozófia, semmint a tudomány kérdései közé tartozik, hogy mi történik akkor, ha az ellenállhatatlan erő és a megmozdíthatatlan objektum találkozik, a megfigyelt lökéshullám-gyűrű kölcsönhatás igen közeli példa erre a valós fizikai világból. A lökéshullámok fizikájában teljesen egyedülálló lehetőséget képvisel a jelenlegi megfigyelés-sorozat, mert habár több idős szupernóva-maradvány körül sikerült már korábban hasonló méréseket végezni, azokban a kilökődő anyag sebessége legalább tízszer kisebb, mint az SN1987A-ban.
Maga a kettős gyűrű nagyjából 20 ezer évvel ezelőtt jött létre. Az egyik elmélet szerint a progenitor akkoriban nyelt el egy korábbi kísérő csillagot, ami alatt az anyag egy része kidobódott. Legelőször akkor tűnt fel a kutatók előtt, amikor a robbanás intenzív fénye elérte és felfűtötte a jelenlegi néhány ezer fokos hőmérsékletére.
Néhány évvel ezelőtt a rádió- és a röntgen-tartományban egyaránt sikerült olyan megfigyeléseket végezni, amelyek arra utaltak, hogy a robbanás leggyorsabb repeszei elérték a gyűrűket. Az 1997 tavaszán beszerelt Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) műszernek sikerült először megmérni a robbanás tűzgömbjének tágulási sebességét (l. Meteor 1997/2., 21. o.). A tavaly júliusban a WFPC2 kamerával Kirschner és társai készítettek olyan felvételeket, amelyek egy fényes gyémántként ragyogó kis gázcsomót mutattak a gyűrűn belül (l. ábrán).
-----------------------------
A szupernóvák két típusba sorolhatók: az I. típusú szupernóvák színképében nincsenek hidrogén jelenlétére utaló vonalak, ezzel ellentétben a II. típusúaknál a hidrogén vonalai a legerõsebbek. Ez az elsõ pillantásra talán lényegtelennek tűnõ eltérés alapvetõ különbségre utal ezen objektumok fizikai természetét illetõen: a II. típusú szupernóvák nagy tömegű csillagok magjának összeomlásából jönnek létre, míg az I. típusúak olyan objektumokból, melyek nem tartalmaznak megfigyelhetõ mennyiségű hidrogént (1.ábra). Mivel a hidrogén a leggyakoribb elem a Világegyetemben, az I. típusú szupernóva szülõ-objektuma (angolul progenitor) nem közönséges csillag, hanem valamilyen hidrogénszegény objektum, pl. fehér törpe.
1.
ábra: A szupernóva-robbanás két alaptípusa és a robbanás lefolyása A II.
típusú szupernóvákat kiváltó esemény - a csillag magjának végzetes
kollapszusa - a számítások szerint kétféle módon mehet végbe. A 4 - 8
naptömegű csillagok magja az aszimptotikus óriáságon való fejlõdés, azaz a
hélium elégetésének végén szénbõl és oxigénbõl áll, és a nagy sűrűség
hatására elfajult, degenerált állapotba kerül. Az energiatermelés leállása
után a felsõbb rétegek súlya összenyomja a degenerált csillagmagot, ami
ezáltal felmelegszik, és kb. 1 milliárd fok elérésekor beindul a szén és az
oxigén fúziója. Mivel az elfajult gáz nyomása nem függ a hõmérséklettõl, a
beinduló fúzió nem növeli a nyomást, a mag tovább húzódik össze, tovább
melegszik, ezzel erõsíti a fúziót. Ennek eredményeként a fúzió
robbanásszerűen zajlik a magban, ami teljesen szétrombolja az egész
csillagot. A 8 naptömegnél nagyobb tömegű csillagok magjában a szén fúziója
már azelõtt beindul, mielõtt a mag elfajult állapotba kerülhetne, ezek a
csillagok tehát elkerülik a fenti végzetes folyamatot, és a magbeli fúzió
egészen a vasig folytatódik. A sorsuk azonban így is meg van pecsételve,
mert a vasmag kialakulása után a fúzió leáll és a csillagmag itt is gyors
összehúzódásba kezd. A kialakuló hatalmas nyomás az elektronokat szabályosan
belepréseli az atommagokba, neutronokat hozva létre (neutronizáció). A
neutronok kialakulásakor a nyomás hirtelen megnõ, és a középpont felé zuhanó
gázrétegek hirtelen beleütköznek ebbe a csaknem összenyomhatatlan
neutrongömbbe. Ekkor heves lökéshullám alakul ki, ami kifelé haladva
begyújtja a fúziót a csillag külsõ, könnyű elemekben még gazdag rétegeiben.
A csillag külsõ része tehát felrobban, mint egy óriási bomba. A neutronmag
általában túléli a gigantikus robbanást, és szerencsés esetben pulzárként
figyelhetjük meg (mint az 1054-es szupernóva maradványát a Rák-ködben). Ha a
csillag eredeti tömege 12 naptömegnél nagyobb volt, akkor a neutronok
nyomása sem képes megállítani a mag összeomlását, ekkor maradványként fekete
lyuk jöhet létre.
Az I., pontosabban az Ia típusú szupernóvák a fentiektõl eltérõ módon jönnek létre. Ebben az esetben a kitörés elõtt a csillag egy szén-oxigén fehér törpe, azaz olyan nagy sűrűségű objektum, amiben az elfajult elektrongáz nyomása tart egyensúlyt a gravitációval. Ismeretes, hogy ez az egyensúly csak kb. másfél naptömegig tartható fenn, ez a Chandrasekhar-határ. Az elképzelés szerint az Ia típusú szupernóva-robbanás úgy jön létre, hogy a fehér törpe egy kettõs rendszer tagjaként a társcsillagától tömeget kap a belsõ Lagrange-ponton keresztül. Ha a tömege ennélfogva túllépi a Chandrasekhar-határt, gravitációs kollapszus következik be, ugyanúgy, mint a csillagmagok esetén, ami szintén nukleáris robbanáshoz vezet a fehér törpe belsejében. Akár a csillagmag, akár a fehér törpe kollapszusa váltja is ki a robbanást, az akkora energiafelszabadulással jár, hogy a vasnál nehezebb elemek (pl. arany) keletkezése is lehetséges. A II. típusú szupernóvákban a neutronizáció során emellett számos neutrínó is keletkezik, melyek csak gyengén hatnak kölcsön az anyaggal, így kijuthatnak a csillagmagból, magukkal víve az energia legnagyobb részét. A robbanás során keletkezõ neutrínókat elõször az SN 1987A-nál sikerült detektálni, és szintén ez az egyetlen olyan extragalaktikus szupernóva, melynek progenitorát a robbanás elõtti állapotában is sikerült észlelni. A fenti elméleti eredményeket nagyszámú megfigyelés támasztja alá, ezért általános az a vélemény, hogy a szupernóva- robbanások okai alapvetõen tisztázottak. Fontos tény pl. az, hogy II. típusú szupernóvát csak spirálgalaxisokban figyeltek meg eddig, ahol a nagy tömegű csillagok létrejötte sokkal gyakoribb, mint más galaxisokban.
Tartalomjegyzékhez < Világképem < (Planck-..., Kvark-..., Hadron-..., Anyag-időszak)
---------------
http://vcssz.mcse.hu/cikk/9803_lokesh.html