Az 1900-as években tanulmányozott nóvák minden bizonnyal olyan fényesek lehettek, mint a Tycho Brahe és Kepler által tanulmányozott szörnyetegek, vagy a kínai asztronómusok által még korábban megfigyelt nóvák. 1934-ben egy svájci csillagász, Fritz Zwicky (1898-1974) ezeket a fényesen ragyogó nóvákat szupernóváknak nevezte el.
A szupernóvák tanulmányozása (közönséges szemmel tartásukon és azon a megállapításon túl, hogy nagyon fényesek) egy francia csillagásszal, Charles Messier-vel (1730-1817) vette kezdetét. Üstökösvadász volt, akit egy ízben egy olyan felhőszerű folt vezetett az orránál fogva az égen, amelyről bebizonyosodott, hogy nem lehet üstökös. Ezért az 1770-es években egy olyan számozott listát készített, amelyen feltüntette az ilyen ködfoltok helyzetét a többi üstökösvadász figyelmeztetése céljából. A Messier listáján szereplő objektumok gyakran úgy ismertek, mint M1, M2, és így tovább, azoknak a számoknak az alapján, amelyeket nekik adott. Később kiderült róluk, hogy sokkal nagyobb jelentőséggel bírnak, mint az üstökösök. Itt van például a listavezető objektum, az M1, ami egy ködfolt a Taurus csillaképben.
Az M1-est bizonyos részleteiben egy angol csillagász, William Parsons (1800-1867), Rosse harmadik grófja tanulmányozta 1844-ben. Hatalmas teleszkópot építtetett magának, amely azonban hasznavehetetlennek bizonyult, mivel túl nehezen lehetett vele manőverezni, és mert a gróf írországi birtoka felett az ég szinte sohasem volt derült. Ennek ellenére sikerült megfigyelnie az M1-est, és úgy tűnt neki, hogy az egy örvénylő gázfelhő, amelyben görbített fényszálak láthatók. Ezek a kampószerű képződmények miatt az M1-est Karmos Felhőnek nevezte el, és ez a név a mai napig rajta ragadt.
Legközelebb 1921-ben egy amerikai csillagász, John Charles Duncan (1882-1967) tanulmányozta, és valamivel nagyobbnak találta annál, ahogyan azt Rosse jelentette. A felhő tehát terjeszkedett, és Edwin Powell Hubble (1889-1953) amerikai csillagász azt állította, hogy helyzetéből ítélve a Karmos Felhő az 1054-es szupernóvarobbanás maradványa is lehet. A terjeszkedés mértékét lemérték, és visszafelé számolva megállapították, hogy az eredeti robbanásnak valóban kilencszáz évvel korábban kellett bekövetkeznie.
A szupernóva tehát egy csillagrobbanás eredménye, ugyanúgy, mint a közönséges nóva, csakhogy ez a robbanás sokkal nagyobb. De mi lehet a szuperrobbanás kiváltó oka?
A válasz felé terelő első útbaigazítás 1931-ben érkezett. Ekkor egy indiai csillagász, Subrahmanyan Chandrasekhar (szül. 1910-ben), aki Angliában dolgozott, éppen azt igyekezett kiszámítani, hogy mekkora lehet egy fehér törpe tömege. Minél nagyobb volt a tömege, annál jobban össze kellett sűrűsödnie saját gravitációs erejének hatására, és Chandrasekhar kiszámította, hogy egy bizonyos ponton túl a fehér törpe egyszerűen összeroppan. Ezt a pontot, amelyet Chandasekhar-határnak neveztek el akkor éri el egy csillag, amikor tömege a nap tömegének 1,44 szeresét teszi ki. Ennél nagyobb tömegű fehér törpe egyszerűen nem létezhet.
Ez a határ kezdetben nem tűnt különösebben fontosnak, mivel a csillagok legalább 95 százaléka kisebb tömegű, mint a nap 1,44 szerese. Ezek minden különösebb nehézség nélkül vörös óriásokká, majd fehér törpékké alakulhatnak. De még a nagy tömegű csillagokból is lehetnek fehér törpék, mivel amikor egy ilyen csillag vörös óriássá tágul, majd pedig összeomlik, csak a belső rése marad meg. A külső rétegek hátramaradnak, vagy pedig kiáramlanak a külső világűrbe, és planetáris ködfelhőt alkotnak. Természetes volt feltételezni, hogy a vörös óriás tömegétől függetlenül az összezsugorodó mag tömege sosem haladja meg a nap tömegének 1,44-szeresét, és minden nehézség nélkül fehér törpévé alakulhat. (Mint hamarosan látni fogjuk, kiderült, hogy ez nem éppen így van.)
De tegyük fel, hogy egy fehér törpe tömege kis híján a nap tömegének 1,44-szeresét teszi ki, és egy kettős rendszer része, amelyben a a másik tag egy közönséges csillag. A fehér törpe folyamatosan vonzza magához a közönséges csillag anyagát, és azt hozzáadja a saját tömegéhez. Még akkor is, ha ez az anyag hidrogén, amely fúzió révén héliummá alakul, a fehér törpével fog maradni. Ennek pedig az lesz az eredménye, hogy a fehér törpe tömege lassan növekedni kezd, végül eléggé felgyarapodva ahhoz, hogy átlépje a Chandrasekhar-határt. Amikor ez megtörténik, a fehér törpe tovább nem tudja fenntartani a szerkezetét, és felrobban. Ez a robbanás több milliószor nagyobb annál, amire a legfigyelemreméltóbb közönséges nóva képes. Az ilyen szupernóva több milliárd közönséges csillag fényének megfelelő erősséggel ragyog fel, majd egy idő után a fény fokozatosan elenyészik, és a fehér törpe teljes egészében megsemmisül, semmit sem hagyva maga mögött hátra. Az ilyen robbanások eredményezik az I-es típusú szupernóvákat, de létezik a szupernóvák II-es típusa is, amelynek csak valamivel gyengébb a fényereje.
Világos, hogy a mi Napunkból sohasem lehet szupernóva. Ha fehér törpévé alakulna, annak tömege jóval a Chandrasekhar-határ alatt maradna, csillagtársa pedig nincsen, amelytől további tömeget nyerhetne. Az I-es típusú szupernóvák színképéből kiderült, hogy nem tartalmaznak hidrogént. Erre számítani is lehetett, ha egyszer fehér törpék felrobbanása révén keletkeznek, hiszen amíg a vörös óriás fehér törpévé omlik össze, addig elhasználja hidrogéntartalékának java részét, a középső régiókban pedig, amelyek sűrűsödésen mennek át, az nem is található.
A II-es típusú szupernóvák színképe viszont rengeteg hidrogént mutat, arra utalva, hogy a robbanásban olyan csillag vesz részt, amely még nem érte el a fehér törpék stádiumát. Tehát úgy tűnik, hogy maga a vörös óriás robban fel. Minél nagyobb egy csillag, annál nagyobb vörös óriássá növi ki magát, és annál katasztrofálisabb lesz az összeomlása is. Ha a csillag elég nagy, ez a kollapszus olyan hirtelen és drasztikus lehet, hogy a sűrűsödő rész a fennmaradt hidrogénmennyiséget is magával rántja, mire az fúzión megy keresztül, és szupernóva születéséhez vezet.
A II-es típusú szupernóvák még valamiben különböznek az I-es típustól. Amíg a fehér törpék, amelyek I-es típusú szupernóvaként robbannak fel, nyomot sem hagynak maguk után, addig a felrobbanó és II-es típus- ként összeomló vörös óriások maradványokat hagynak hátra.
Mindazonáltal ebből a maradványból nem lesz fehér törpe. Egyrészt, ha a csillagnak elég nagy volt a tömege, mondjuk, a Nap tömegének a hússzorosa, akkor a maradványok is meghaladnák a Chandrasekhar határt, vagyis túl nagy lenne a tömegük ahhoz, hogy fehér törpévé váljanak. Másrészt az összeomlás is lehet olyan viharos, a gravitáció olyan erővel ránthatja össze az anyagot, hogy még akkor is, ha annak tömege nem haladja meg a nap tömegének 1,44-szeresét, akkor is a fehér törpék fejlődési szakasza alatt tömörítené magát.
De mi történik akkor, ha az összeomló csillag részei nem érik el a fehér törpék fejlődési fokát?
1934-ben Zwicky, és tőle függetlenül egy amerikai fizikus, J. Robert Oppenheimer is ezzel a kérdéssel foglalkozott. Arra a megállapításra jutottak, hogy a fehér törpéknek szabad atommagokból és elektronokból kell állniuk, és hogy ezek az elektronok egyfajta fékként működnek, amelyek megakadályozzák, hogy a kollapszus túl sokáig folytatódjék. De ennek a féknek csak korlátolt kapacitása van a sűrűsödés megállítására. Ha a tömeg vagy az összeomlás ereje túl nagy, akkor az elektronok arra kényszerülnek, hogy kapcsolatba lépjenek a szabad atommagok protonjaival, és neutronokat alkossanak. Ebben az esetben olyan csillag keletkezik, amely teljes egészében neutronokból áll, amelyek nem hordoznak elektromos töltést, és addig közelíthetők egymás- hoz, amíg össze nem érnek. Egy neutronokból álló csillag annyira összezsugorodhat, hogy ha azelőtt a Nap tömegével rendelkezett, akkor elfér egy 14 kilométer átmérőjű gömbben. Ezt nevezzük neutroncsillagnak.
Nagyon érdekes gondolatmenet, de az 1930-as években nem lehetett módot találni egy ilyen parányi objektum észlelésére. Amennyiben a Szíriusz B fehér törpe helyett neutroncsillag lenne, továbbra is arra tudná kényszeríteni a Szíriusz A-t, hogy hullámvonalú pályán mozogjon, de jelenlegi fényének csupán 750 ezred részével világítana. Magnitúdója 20, vagy még annál is több lenne, és legjobb teleszkópjainkkal is alig láthatnánk. A Szíriusz B azonban a hozzánk legközelebb eső fehér törpe. A csillagászok úgy vélték, hogy bármely más fehér törpe, amennyiben neutroncsillag lenne, számunkra teljesen észlelhetetlen lenne. Így az egész elképzelés feledésbe merül a következő több mint harminc évre.
Szupernóva-robbanás 3D-ben először
Minden korábbinál részletesebben sikerült meghatározni a Cassiopeia-A jelű szupernóva-maradvány térbeli jellemzőit. A felmérés a robbanás során keletkezett aszimmetrikus anyagsugarakat mutatott ki.
A Cassiopeia-A egy tőlünk 11 ezer fényévre lévő szupernóva-maradvány. Egy 330 évvel ezelőtt felrobbant nagytömegű csillag hozta létre, és viszonylag közeli helyezete miatt részletesen tanulmányozható.
Cassiopeia-A képe összesen 56 órányi expozíciós idővel készített röntgenfelvételek alapján. A legalacsonyabb energiával sugárzó területek vörös, a közepesek zöld, a legnagyobbak kék színnel láthatók (NASA/CXC/SAO/D.Patnaude)
Egy nemzetközi csillagászcsoportnak nemrég sikerült az objektum térbeli jellemzőit minden korábbinál pontosabban rekonstruálni. A megfigyeléseket elsősorban a röntgenhullámhosszakon végezték, az adatok értelmezéséhez pedig orvosi módszereket is alkalmaztak. A diagnosztikai céllal kifejlesztett számítógépes technológia lehetőséget adott a képződmény térbeli jellemzőinek rekonstruálására, eltérő felvételek alapján.
A háromdimenziós, a maga nemében eddig egyedülálló modellen a centrumból nagy sebességgel kifelé haladó anyagsugarakat azonosítottak, amelyek létezését már korábban is feltételezték. Az elemzés során - meglepő módon - több anyagsugár néhány képzeletbeli korong, egy-egy sík mentén sorakozott.
Az eredeti csillagban beljebb lévő, nehezebb elemekben, főleg neonban, szilíciumban és argonban gazdag rétegek szabálytalan helyzetű, keskeny anyagsugarak formájában lövelltek ki. A jelenséget az eredetileg felettük lévő, befelé zuhanó rétegek és a velük kapcsolatos lökéshullámok kölcsönhatása váltotta ki. A csillag külső, távolabbi rétegei ezzel ellentétben közel gömbszimmetrikus formában robbantak le, utóbbi térségben sok szénatommag lehetett.
A megfigyeléssorozat szerint a tágulási sebesség 5000 kilométer/másodperc körüli, ami lassabb az elméleti számítások alapján vártnál. A robbanásnak feltehetőleg nem a teljes energiája jelent meg az anyag tágulása formájában. A lökéshullámoknál lévő mágneses erővonalak mentén töltött részecskék mozogtak, amelyek ún. szinkrotonsugárzást bocsátottak ki. Ez a folyamat sok energiát vitt el, ezért jutott kevesebb a táguló mozgásra.
A mellékelt képsorozat 2000 januárjában, 2002 és 2004 februárjában, valamint 2007 decemberében készült felvételek alapján mutatja a Cassiopeia-A tágulását. A zöld szín a vastól származik, amelyet a röntgentartományban figyeltek meg, és amely jól látható a balra kilövellő anyagsugarak formájában. A sárga árnyalat több eltérő hullámhosszon végzett megfigyelések alapján az argon és a szilícium eloszlását mutatja. A kék szín a legkülső lökéshullám helyét jelzi.
A Cassiopeia-A tágulásának négy pillanatképe (NASA/CXC/SAO/D.Patnaude et al.
A jelenség során számos nagyenergiájú atommag is kilökődött eredeti helyzetéből, amelyek később ún. kozmikus sugarak, azaz a csillagközi térben vándorló nagy sebességű atommagokként haladtak tovább. A számítások alapján a robbanás energiájának akár 35%-a is az ilyen részecskék felgyorsítására fordulhatott. Mindezek segítenek a szupernóva-robbanásokat leíró modellek pontosításában.
A Cassiopeia-A térbeli szerkezetéről készült animáció (NASA/CXC/SAO/D.Patnaude et al.
A méréssorozat arra is rámutatott, hogy a táguló szupernóva-maradvány egyes részei közel éves időskálán vizsgálva hol kifényesednek, hol pedig elhalványodnak. A jelenség a fenti folyamatok keretében egyre jobban gerjesztett részecskék sugárzásától áll elő, amelyek időnként leadják energiájuk jelentős részét, és ekkor halványabbá válik az adott régió, később ismét megnő az energiájuk, és erősebben sugároznak, felfényesedést okozva.
Megérkezett egy szupernóva ötszáz éves fény-visszhangja
A japán Subaru-teleszkóppal egy közel fél évezrede fellángolt szupernóvát vizsgáltak. A megfigyeléshez a Földünkhöz jelentős késéssel megérkező úgynevezett fény-visszhangokat használták fel.1572. november 11-én fényes szupernóva villant fel Galaxisunkban. A jelenséget Tycho Brahe, híres dán csillagász is megfigyelte, mint a Cassiopeia csillagképben feltűnt új, a Vénusznál is fényesebb égitestet. Bár a vendégcsillag márciusra elhalványodott, Cassiopeia-A néven utólag sikerült a robbanás után visszamaradt képződményt azonosítani.
Cassiopaia-A szupernóva-maradvány kompozitfelvétele, ahol a vörös az infravörös, a kék, a zöld és a sárga az egyre kisebb energiájú röntgensugárzást jelzi (Subaru, NAOJ)
Ez a szupernóva-maradvány számos megfigyelés célpontja volt az elmúlt évtizedekben, mivel viszonylag fiatal, közeli helyzetű és ezért részletesen tanulmányozható objektum. Annak ellenére, hogy a jelenség már 436 éve történt, sugárzása közvetett módon még ma is vizsgálható, méghozzá a fény-visszhangok segítségével.
Utóbbiak keletkezési folyamatát az alábbi ábra mutatja. Amikor egy égitest erős sugárzást bocsát ki a tér minden irányába, leggyorsabban a közvetlenül felénk indult sugárnyalábok érkeznek meg. A más irányokba induló sugárzást innen a Földről nem is érzékelhetnénk - kivéve, ha valahonnan annak egy része felénk szóródik. Utóbbi esetben - a visszhanghoz hasonlóan - a közvetlenül felénk haladó sugárzásnál hosszabb utat futnak be ezek a sugarak, ezért később is érkeznek meg. A visszaverődés helye pedig időben eltolódhat, ennek megfelelően a fényvisszhangok érkezési iránya az égen lassan távolodhat a forrástól.
A fény-visszhangok keletkezése és a források irányának eltolódása (piros színnel) (Subaru, NAOJ)
A Cassiopeia-A szupernóva-maradványt létrehozó robbanás sugárzásának egy része is ilyen fény-visszhangok formájában jutott hozzánk. Minderre a nagy távolságok miatt több száz éves késéssel került sor. Ennek megfelelően, ha az eredetinél sokkal gyengébb formában is, de ma is vizsgálhatjuk az 1572-es robbanás sugárzását.
Egy nemzetközi kutatócsoportnak a Subaru-teleszkópra rögzített FOCAS detektorral sikerült a fény-visszhangok színképét részletesen tanulmányoznia, amelyekben egyszeresen ionizált szilícium nyomára akadtak, miközben a hidrogén klasszikus, úgynevezett H-alfa emissziója nem mutatkozott.
Mindez az Ia típusú szupernóva-robbanásokra jellemző. Ezek a kataklizmák a klasszikus elgondolás szerint akkor történnek, amikor egy fehér törpe a rá átáramló anyag révén nagy tömegűre hízik, és amikor átlépi a kritikus határt, szupernóvaként lángol fel. Az ilyen robbanások pontos oka még nem tisztázott, pedig fontos lenne: ezek a jelenségek ugyanis távolságbecslésre használhatók. A módszer megbízhatóbbá tételében egy ilyen régi robbanás elemzése is támpontokat adhat.
A 2,2 méteres calar altoi távcsővel készült felvétel a fény-visszhangról (balra), és ugyanez a Subaru felvételén (jobbra). A négyzet a fény-visszhang 2002-es helyzetét mutatja, a piros kereszt pedig a színkép készítésének helyét jelzi (Subaru, NAOJ)
A megfigyelések arra utalnak, hogy a kérdéses robbanás aszimmetrikus volt, azonban a pontosabb eredményekhez további mérések szükségesek. Ez az első alkalom, hogy saját galaxisunkban, a Tejútrendszerben egyértelműen azonosítottak egy Ia típusú robbanást. Hasonlóakat nagy számban sikerült már megfigyelni, de csak távoli galaxisokban.
Elképzelhető, hogy a Cassiopeia-A szupernóva-maradvány fény-visszhangjainak további elemzésével a robbanás lezajlásának térbeli jellemzői is rekonstruálhatók. Az Ia típusú robbanások megismerése nem csak a távolságmérési módszerek pontosítása miatt fontos - ezek a kataklizmák sok nehéz elemet szórnak szét a csillagközi térben.
AJÁNLOM AZ OLDALT
Friss bejegyzések
Friss hozzászólások
