Kérdések és válaszok: hogyan jutunk el egy összeolvadó neutroncsillag-kettősig?

2534

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?

Fantáziarajz két egymás körül keringő csillag által keltett gravitációs hullámokról. Forrás: R. Hurt, Caltech/JPL

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.

Két nagy tömegű O vagy B csillag kettősének fejlődése a kilonóva-robbanást követő fekete lyuk végállapotig. A rövidítések jelentése: ZAMS – nullkorú fősorozat (Zero Age Main Sequence); RLO – a Roche-térfogat átlépése (Roche-lobe overflow); He-star – héliumcsillag; SN – szupernóva; NS – neutroncsillag; HMXB – nagy tömegű röntgen-kettős (High-Mass X-ray binary); CE – közös burok állapot (Common Envelope); Ultra-stripped SN – külső hidrogén- és héliumrétegeitől is megfosztott csillag szupernóva-robbanása; recycled NS – az anyagbehullás miatt felpörgött neutroncsillag; DNS merger – a kettős neutroncsillag összeolvadása, kilonóva; BH – fekete lyuk (Black Hole). Forrás: [2] Tauris et al. (2017)
Az egymás körül keringő égitestek gravitációs hullámokat bocsátanak ki, miáltal a keringés energiája csökken, az égitestek közelednek egymáshoz. Az energiakibocsátás erősen függ az égitestek távolságától. Kisebb távolság, és ennek megfelelően rövidebb keringési idő mellett a gravitációs hullámok teljesítménye nagyobb, a fékezés hatékonyabb. Így egyre közelebb kerülnek egymáshoz az égitestek, és – az égimechanikai paradoxon értelmében – mind gyorsabban is keringenek egymás körül. Emiatt pedig növekszik a gravitációs hullámok teljesítménye. Ez az ördögi kör a pálya zsugorodásának megszaladásához vezet, míg végül a két égitest összeütközik. De milyen gyorsan zajlik le ez a folyamat? Egymástól távoli, viszonylag kis tömegű testek esetében a hatás elhanyagolható. A Föld és a Nap egymás körüli keringéséből származó gravitációs hullámok teljesítménye mindössze 200 Watt. Ettől még a Föld akár a világegyetem életkoránál 13 nagyságrenddel tovább is keringhetne. A kettőscsillagok persze nagyobb teljesítménnyel sugároznak szét gravitációs hullámokat, ám még közülük is csak a legszorosabb rendszerek pályáját szűkíti hatékonyan ez a fékezési mechanizmus. Ahhoz, hogy két egy naptömegű csillag a világegyetem élettartamán belül egymásba spirálozhasson a gravitációs hullámok miatti energiaveszteségtől, a keringési periódusnak kezdetben fél napnál rövidebbnek kell lennie, eredeti távolságuk pedig a Föld–Nap távolság 2%-a lehet csupán.

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.

A GW170817 szülőégitestjének néhány lehetséges pályája az NGC 4993 katalógusjelű elliptikus galaxisban, modellszámítások szerint. Fehér vonal jelzi a szupernóva-robbanás előtti kettős rendszer galaxison belüli pályáját az égbolt síkjára vetítve. A robbanás a vörös csillaggal jelzett helyen következett be, a nyíl pedig a kezdőrúgás irányát és nagyságát jelöli. A szupernóva-robbanás utáni csillagpályákat az összeolvadásig, vagyis a GW170817 eseményig követték. Ennek helyét jelöli a vörös X. Forrás: [1] Abbot et al. (2017)
A kezdőlökések miatt a szülőrendszer tömegközéppontjának a sebessége is megnövekedett, és a neutroncsillag-kettős eltávolodott a galaxisának a középpontjától. Ez magyarázza, hogy a rövid gammakitörések jellemzően a szülőgalaxisuk peremvidékén villannak fel, ahogyan a GW170817 optikai forrása is az NGC 4993 galaxis külső régiójában figyelhető meg.

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

Hozzászólás

hozzászólás