A 2017. augusztus 17-én gravitációs hullámai és fényfelvillanása révén is észlelt GW170817 esemény, melyről már több hírünkben is beszámoltunk, első volt a maga nemében. Nem csoda, hogy az asztrofizikusok nagyon gyorsan lecsaptak a lehetőségre, és számos irányból megvizsgálták ezt a jelenséget. Az egyik izgalmas kérdés a gravitációshullám-esemény eredete. Vajon a fejlődés milyen különleges útját kell bejárnia egy csillagrendszernek, hogy élete végére egy látványos és rendkívül ritka kilonóva-robbanás tehessen pontot?
Az észlelt gravitációs hullámok két egymásba spirálozó neutroncsillag haláltáncának utolsó másfél percéről hoztak hírt. A gravitációs hullámok elültét két másodperccel követő gamma-kitörés pedig a kilonóva-robbanás kezdetét jelezte. A két neutroncsillag együttes tömege nem egészen 3 naptömeg volt. A szülőégitestről ennyit tudunk nagy bizonyossággal, a megfigyelések alapján. Ismerjük ezen felül a robbanás galaxison belüli hozzávetőleges helyét is, ami szintén fontos információ. Minden egyebet az eseményeket visszafelé modellezve, elméleti úton következtethetünk ki. Ezért most, kissé rendhagyó módon, az időben visszafelé fogjuk bemutatni a GW170817 szülőrendszerének, és a hozzá hasonló szoros neutroncsillag-kettősöknek az életét.
A neutroncsillagok nagy tömegű csillagok magjának összeomlott maradványai, melyek szupernóva-robbanásban keletkeznek. A GW170817 szülőrendszerének két szupernóva-robbanást is át kellett vészelnie, éspedig úgy, hogy a második robbanás után a neutroncsillagok szoros közelségben keringjenek. Ez azért nem volt egyszerű, mert a szupernóva-robbanások jellemzően aszimmetrikusak, és ezek a csillagmaradványnak jelentős „kezdőrúgást” adnak, ami megbolygatja a korábbi keringési pályákat, és akár szét is vetheti a csillagrendszert.
A GW170817 szülőcsillaga a második szupernóva-robanás előtt nagy tömegű röntgenkettős (HMXB) volt. Az ilyen rendszerek egyik tagja egy O vagy B színképtípusú csillag, másik tagja pedig egy neutroncsillag, esetleg fekete lyuk. A kompakt égitestre a kísérő csillagszeléből származó anyag hullik, ami akkréciós korongban spirálozik befelé. A korong belső tartományában a súrlódástól felhevült rendkívül forró anyag a röntgen tartományban is bocsát ki sugárzást. A másodikként felrobbanó csillag élete végéhez közeledve óriássá fúvódik. Ekkor a neutroncsillag akár az óriáscsillag belsejébe is kerülhet (közös burok), ahol a híg külső rétegek miatti súrlódás, illetve az anyagátadás fékezi a keringést, a pálya jelentősen zsugorodhat.
A nagy tömegű röntgen-kettős állapotot az első szupernóva-robbanás előzte meg, ami szintén adhatott kezdőlökést az elsőként megszülető neutroncsillagnak. A két szupernóva-robbanás neutroncsillagokra gyakorolt kezdőrúgásai miatt az ilyen csillagrendszerekből csak meglehetősen speciális feltételek mellett alakul ki végül egy szoros neutroncsillag-kettős. A rendszer nagy tömegű O vagy B csillagok kettőseként született. A megfigyelések szerint az ilyen csillagok jellemzően kettős vagy többes rendszerek tagjai, köztük inkább a magányos csillag számít kivételesnek.
Források:
[1] Abbot et al. „On the Progenitor of Binary Neutron Star Merger GW170817”, 2017. október 16., The Astrophysical Journal Letters, megjelenés alatt – astro-ph pdf
[2] Tauris et al. „Formation of Double Neutron Star Systems”, 2017. szeptember, The Astrophysical Journal, 846, 170 – astro-ph pdf
