Mekkora durranás lehetett valójában a Kepler-féle szupernóva?

1518

1604-ben egy új csillag jelent meg az éjszakai égen, amely sokkal fényesebb volt a Jupiternél és csak hetek múlva halványodott a láthatósági határ alá. Az eseményt Johannes Kepler is észlelte, ezért az utókor tulajdonképpen az ő nevéhez köti a jelenséget, a felrobbant csillag hamuját Kepler-féle szupernóva-maradványként ismerjük. Az objektumot a csillagászok már régóta tanulmányozzák, elsősorban azért, hogy kideríthessék, hogyan is zajlott le az explózió. Ehhez a NASA Chandra röntgenműholdjával végzett hosszú észleléssorozat újabb hasznos adalékokkal szolgált: a Daniel Patnaude (Smithsonian Astrophysical Observatory) és kollégái által végzett analízis arra utal, hogy a szupernóva-robbanás sokkal nagyobb energiájú volt, de valószínű, hogy távolabb is történt, mint korábban gondolták.

A több mint 8 napnyi Chandra észlelési idő alatt összegyűjtött adatok alapján előállított kép korábbi elemzésére alapozva azt már tudták, hogy a robbanás Ia típusú volt. Ezekben a kataklizmákban az egyik szereplő egy fehér törpe, amely vagy anyagot szív el az óriás kísérőjétől, vagy összeolvad a kísérőjével, ami szintén egy fehér törpe. A termonukleáris katasztrófa akkor következik be, amikor az anyagtöbblet miatt a fehér törpe instabillá válik. Más, jól ismert Ia típusú szupernóva-maradványokkal ellentétben a Kepler-féle törmelék alakját nagyban befolyásolja a környezete. A legtöbb Ia szupernóva-maradvány szimmetrikus, a Kepler-maradvány azonban aszimmetrikus: az északi részén röntgenemisszió fénylő íve látható. Ez azt jelzi, hogy a robbanás törmelékének táguló burka beleütközik a környező gázba és porba.

Az 1604-es Kepler-féle szupernóva-maradvány röntgenképe a Chandra műhold adatai alapján. A kisebbtől a nagyobb felé haladva a röntgensugárzás energiáját öt szín kódolja: vörös, sárga, zöld, kék, bíbor. A kép mögé illesztett csillagos háttér a Digitized Sky Survey felmérésből származik.
[NASA/CXC/SAO/D. Patnaude/DSS]

A fényes röntgenív kétféle módon magyarázható. Az egyik modellben a pre-szupernóva csillag és a kísérője az intersztelláris gázban mozogva jelentős tömeget veszít csillagszél formájában, miközben egy ív alakú lökéshullám jön létre. A másik lehetőség az, hogy a röntgenívet a szupernóvától származó por okozza, amint kölcsönhatásba kerül a fokozatosan csökkenő sűrűségű csillagközi felhővel. A csillagszél/lökéshullám modell esetében a Kepler-maradvány távolságának 23 ezer fényévnél nagyobbnak kell lennie, míg az alternatíva esetében a gáz, amibe a maradvány anyaga behatol, az átlagosnál nagyobb sűrűségű, így a maradvány távolságára 16-20 ezer fényév adódik. Mindkét érték nagyobb, mint a jelenleg általánosan elfogadott 13 ezer fényéves távolság.

A röntgentartományok különböző részeiben megfigyelhető intenzitás mindkét modellben nagy mennyiségű vas jelenlétére utal, és azt jelzi, hogy a robbanás nagyobb energiájú volt, mint egy átlagos Ia típusú explózió. A röntgenintenzitás észlelt eloszlásának magyarázatához az is szükséges, hogy a robbanása előtt a csillag körül egy kis "tiszta" üreg jöjjön létre. Egy ilyen üreget – átmérője mintegy tizede lenne a maradvány jelenlegi méretének – létrehozhatna egy gyors és sűrű kiáramlás a fehér törpe felszínéről még a robbanás előtt, s ilyet néhány, az Ia típusú szupernóvákat magyarázó modell jelez is.

Szokatlanul nagy energiájú Ia típusú szupernóva-robbanásra utaló maradványt – SNR 0509-67.5 – már korábban is megfigyeltek a Nagy Magellán-felhőben a Chandra műholddal és a CTIO 4 méteres optikai teleszkópjával. Ezen észlelések eredményeit későbbi, a robbanás visszfényét detektáló független megfigyelések is megerősítették, bár az LMC 160 ezer fényéves távolsága miatt az SNR 0509-67.5 maradványt nehezebb tanulmányozni, mint a jóval közelebb található Kepler-félét.

Az eredményeket részletező szakcikk az Astrophysical Journal c. folyóiratban jelent meg.

Forrás:

Hozzászólás

hozzászólás