2013 augusztus: Kozmikus katasztrófák: a szupernóvák | MCSE

2013 augusztus: Kozmikus katasztrófák: a szupernóvák

Az Univerzum egyik legnagyobb energiakibocsátással járó folyamatai a szupernóva- robbanások. Egy ilyen esemény annyi energiát képes kibocsátani, hogy túlragyogja egy több 100 milliárd csillagot tartalmazó galaxis csillagainak összes fényét. A látványos kifényesedés több hétig is tarthat, miközben jelentős változások következnek be fényességében.

A szupernóvák legkorábbi megfigyelése Kr. u. 185-ben történt, mely az alfa Centauri csillag irányába látszott, azonban csillagszomszédunknál jóval távolabb, 9100 fényévnyire történt a robbanás. A legfényesebb szupernóvát 1006-ban észlelték, mely a Lupus csillagképben jelent meg, és -7,5 fényessége nagyjából a félholdéval egyezett meg. A leghíresebb szupernóva 1054-ben jelent meg, melyet kínai csillagászok részletesen megfigyeltek és leírtak. A következő évszázadokban még két hasonló jelenséget figyeltek meg a csillagászok a Tejútrendszerben. Az egyiket 1572-ben, a Cassiopeiában, a másodikat 1604-ben az Ophiuchus csillagképben. Azóta a Tejútrendszerben egyetlen szupernóva-robbanást sem lehetett megfigyelni. A távcső feltalálását követően azonban a szupernóva-megfigyelések kiterjedtek más galaxisokra is, kezdve az 1885-ben az Androméda-galaxisban felrobbant szupernóvával.

A huszadik század során a szupernóvák megfigyelésével több típust is azonosítottak. A robbanásokat két fő csoportra osztják, melyek között egy nagyon fontos különbség vehető észre: az I-es csoportba azok a robbanások tartoznak, amelyek színképvonalai nem mutatnak hidrogént, a II-es csoportba pedig azok, melyekben megfigyelhetők a hidrogén vonalai.

 

 Az SN1994D jelű Ia típusú szupernóva az NGC 4526 jelű galaxisban.

A legfényesebb robbanások közé tartoznak az úgynevezett Ia típusú szupernóva-robbanások. Egy ilyen robbanás kettőscsillagrendszerben keletkezik, ahol az egyik tag egy fehér törpe, a másik egy óriáscsillag. A fehér törpe tulajdonképpen a mi Napunkhoz hasonló csillag maradványa. Ilyen csillagok alakulnak ki, amikor a magban a hidrogén teljesen elfogyott, átalakult héliummá. Ekkor az addig fennmaradt sugárnyomás már nem tudja ellensúlyozni a gravitációt, a csillag elkezd összezsugorodni. Egy idő után azonban a külső rétegekben annyira megnő a nyomás és hőmérséklet, hogy beindul a hidrogén fúziója, emiatt a csillag kitágul, vörös óriássá válik. A magja viszont Föld méretűre zsugorodik, ekkor megnő benne a hőmérséklet ahhoz, hogy beindulhasson a hélium fúziója, ami oxigénné és szénné alakul át. A hirtelen energiakibocsátás lefújja a külső rétegeket, planetáris köd alakul ki. A visszamaradó csillagot fehér törpének hívunk. Azonban miután legyártódott a szén és az oxigén, nagyobb kezdeti csillagtömegnél, 8-10 naptömegnél akár magnézium is, nem képes további magreakciókat beindítani, folyamatosan veszít energiájából, és körülbelül 15 milliárd év alatt kihűl, fekete törpe válik belőle.

Fantáziarajz egy olyan kettős rendszerről, melyben egy akkréciós korongon keresztül anyagátadás történik a másik csillagra. 

Tehát a kettős rendszer egyik komponense a fentebb leírt fehér törpe, ami megjárta az említett útvonalat. Az óriáscsillag, ami szintén az élete végét járja, vörös óriás állapotban van. Ez a csillag viszont anyagot ad át a fehér törpének egy úgynevezett akkréciós korongon (anyagbefogadási korong) keresztül. Ez az anyag, feltéve ha a két csillag nyugalomban van, akkor az anyagáram a két csillag középpontját összekötő egyenes mentén csapódna be a kísérőcsillagba. Egy ilyen kettős rendszer azonban mozgásban van, ezért a közvetlen becsapódás nem történik meg. Az anyagot befogadó csillag gravitációs tere körmozgásra kényszeríti az anyagsugarat, ami viszont ütközik a belépő anyaggal, így a folyamat előrehaladtával korong alakot formál az anyagáram. A korongban az egymás mellett elhelyezkedő anyagáramlások súrlódása miatt spirálisan befelé fog mozogni az anyag. Az így beáramló anyag folyamatosan rárakódik a csillag felszínére, növelve annak a tömegét.

 A fenti képsorozat egy szupernóva fényváltozását mutatja az NGC 1365 jelű galaxisban. A szupernóva a galaxis fényes középpontjától kissé fölfelé található.

Ez az anyagátadási folyamat nem tarthat a végtelenségig. Ha a fehér törpe tömege megközelíti az 1,4-szeres naptömegnyi Chandrasekhar-tömeg értékét, akkor a fehér törpe felrobbanhat. Ezen tömeggel rendelkező fehér törpék alapvetően egyformáknak tekinthetők, közel azonos tulajdonságú robbanáson esnek át. Miközben megközelíti a Chandrasekhar-tömeg értékét, a központi sűrűsége formálisan végtelen értéket vesz fel. A gyakorlatban viszont a szén termonukleáris fúziója indul be. Ettől a ponttól kezdve az égés szabályozatlanul zajlik tovább. A szén fúziója energiát termel, a csillagot egyben tartó kvantumnyomás viszont állandó marad. A hőmérséklet növekedését kompenzálandó tágulás és hűlés nem következik be, ami kordában tartaná az égést. Az égés viszont így még hevesebben zajlik, a hőmérséklet tovább növekszik, ami még tovább fokozza az égés folyamatát. Egy ponton azonban begyullad az oxigén, és rövid idő alatt az egész vassá alakul. Az eredmény egy heves termonukleáris robbanás, mely néhány másodperc alatt lezajlik.

 

Joseph Brimacombe felvétele az SN 2013aa jelű szupernóváról. Az Ia típusú szupernóva robbanás maximumfényessége 12 magnitúdó. Maga a szupernóva a galaxistól jobbra lent látható megjelölve. 

Miután a robbanás elérte maximumát, az ezt követő két hétben nagyon gyorsan csökken a fényessége, a lecsengés viszont több hónapig is eltarthat. Miközben a szupernóva tágul, először a külső, legvékonyabb része válik láthatóvá, míg a sűrűbb rész csak később válik megfigyelhetővé. Ez a belsőbb rész vassá, és hasonló nehezebb elemekké alakul, míg a külső rész a szén elégetéséből származó anyagot tartalmaz. Ám a gázburok tágulása miatt már azelőtt lehűl az anyag, mielőtt sugározni kezdene. Ezt a fényt nem más szolgáltatja, mint a Ni-56 radioaktív bomlása. Ez a bomlás során egy újabb radioaktív anyag, a Co-56 keletkezik, mely tovább bomolva Fe-56-tá alakul, melynek a magja stabil, így nem képes további bomlások árán átalakulni. Ezeknek az anyagoknak a felezési ideje megmagyarázza a nagyon gyors kezdeti csökkenést, majd az azt követő lassú lecsengést. A Ni-56 felezési ideje 6,1 nap, ez idő alatt hatalmas mennyiségű energiát pumpál a táguló gázburokba. A Co-56 felezési ideje már 77 nap.

{mosimage}

Az SN 2013aa jelű szupernóva fényváltozása az AAVSO észlelők mérései alapján. A V színszűrővel készült méréseken nagyon jól látszódik az erre a típusra jellemző fényességváltozás. Érdekes viszont az I infravörös szűrővel készült méréseken a felfényesedés. 

A fénygörbe változása igaz az Ib és Ic típusú robbanásokra is, bár ezeknek a fényessége feleakkora, mint az Ia típusú robbanásé. A robbanás színképében viszont jelentős változásokat vehetünk észre: az Ib típusú robbanás fényében észrevehetők a hélium vonalai, míg az Ic típusnál ez nagyon gyenge vagy meg sem jelenik. Ám ez a két típus alapvetően különbözik az Ia típusú robbanástól kialakulásukat tekintve: ezek a típusok nagy tömegű csillagok magjaiból keletkeznek. Ezeknek a mechanizmusa lényegesen különbözik az Ia típusú robbanástól, de erről majd a következő hónapban lesz szó.


A www.mcse.hu oldal felületén sütiket (cookie) használunk. Ezeket a fájlokat az ön gépén tárolja a rendszer. Az oldal használatával ön beleegyezik a cookie-k használatába. További információért kérjük olvassa el adatvédelmi tájékoztatónkat. További információ

The cookie settings on this website are set to "allow cookies" to give you the best browsing experience possible. If you continue to use this website without changing your cookie settings or you click "Accept" below then you are consenting to this.

Close