Szupernóva újratöltve II-VI

409

A 2006-ban felfedezett, s később SN 2006gy jelzéssel ellátott
szupernóva robbanása körülbelül 100-szor fényesebb volt, mint egy
"szokásos" szupernóváé, így az esemény az elméleti szakemberek számára is nagy kihívást jelent. Kérdés az, hogy milyen folyamat okozhatott ilyen óriási robbanást. Stan Woosley (University of California, Santa Cruz) és munkatársai számításai szerint egy nagyon nagy tömegű csillag több, akár hat, egymástól időben szétváló szupernóva-szerű kitörést is produkálhat, melyek közül még az utolsó sem végzetes a csillag számára – a kitörések együttes hatásaként azonban előállhat az előzőleg soha nem tapasztalt fényességű szuperrobbanás.

Fantáziarajz az SN 2006gy robbanásáról.
(NASA/CXC/M. Weiss) 

A modell szerint az első, egyébként nem túl fényes
szupernóvaként jelentkező robbanás csak egy burkot dob le a csillagról. Egy második, szintén szupernóva méretű robbanás során azonban újabb anyaghéj dobódik ki, ami nagyobb sebességgel tágulva utoléri az első erupció során ledobott anyagot, s az óriási felfénylés igazából a két héj ütközésekor következik be.

Woosley szerint a két héj olyan távolságban találkozik, hogy
az ütközés következtében a teljes kinetikus energiájuk elektromágneses sugárzássá (fénnyé) alakulhat. Egy normál szupernóva-robbanás közben ez az arány csupán 1 százalék körüli, mivel a ledobott buroknak eléggé ki kell tágulnia ahhoz, hogy a fény megszökhessen belőle, így a Woosley-féle számítás magyarázhatja a százszoros intenzitásnövekedést.

A modell működéséhez 90 és 130 naptömeg közötti kiinduló tömeg
szükséges. Ilyen nagytömegű csillagok magjában a csillag élete vége felé a hőmérséklet olyan magasra szökik, hogy a megfelelő energiájú fotonokból az ún. párkeltés során elektronok és antirészecskéik, pozitronok jöhetnek létre. Közben a sugárzási térből eltűnő fotonok miatt a sugárnyomás lecsökken, így a csillag magja gyorsan elkezd összehúzódni. A stabilitás megbomlásával járó folyamatot az előzőek miatt pár-instabilitásnak is nevezik.

A mag összehúzódása addig tart, amíg össze nem roppan. Ekkor
robbanásszerűen elkezdi égetni a benne lévő üzemanyagot, aminek
következtében szintén nagyon gyors tágulásba kezd, de ez nem olyan intenzív, hogy szétrombolná az egész csillagot. A 90 és 130 naptömeg közötti kiindulási tömegtartományban egy pulzációszerű folyamat lesz az eredmény: instabilitás – gyors tágulás és sugárzás – újabb összehúzódás – felmelegedés – instabilitás. A pulzálás addig tart, amíg a csillag a stabil állapotba visszakerüléshez elegendő tömeget nem veszít.

Woosley szerint 2 és 6 robbanás között bármennyi előfordulhat,
s ezek lehetnek kisebb energiájúak, de akár óriásiak is. Még
komplikáltabbá teheti a képet, hogy a stabilitás elérése után egy még mindig nagy, körülbelül 40 naptömegnyi objektum marad vissza, ami továbbfejlődve valószínűleg eljut a vasmag létrehozásáig, majd az összeroppan, s a csillag egy gamma-kitörésben fejezheti be végleg pályafutását.

A 110 naptömegű kiinduló állapotra elvégzett modellszámítás
adatai a következők. Az első nagy kitörés során a csillag egy nagyjából 25 naptömegű, hidrogénből és héliumból álló héjat dob le magáról egy körülbelül 6×1041
erg/s teljesítményű, 200 napig követhető szupernóva-robbanást produkálva. A következő héj ledobása 6,9 év múlva következik be. 9 év elteltével aztán a csillag egy 2,2 naptömegű vasmagot hoz létre, ami végül egy gyorsan forgó neutroncsillaggá vagy fekete lyukká zuhan össze.

A fenti tömegű csillagok persze elég ritkák, különösen a mi
Tejútrendszerünkben (jelenleg nem is ismerünk ennyire masszív csillagot). Sokkal nagyobb számban lehettek azonban jelen a korai Univerzumban. Bár létezésüket sokan kétségbe vonják, Woosley véleménye szerint bármely elméletnek, ami magyarázni szeretné az SN 2006gy anomális robbanását, szüksége van ilyen nagytömegű csillagok feltételezésére.

A modellt bemutató szakcikk a Nature c. folyóirat 2007. november 15-i számában jelent meg.

Érdekes megjegyezni, hogy a Nature ugyanezen számában két
oldallal előbb egy másik, szintén az SN 2006gy természetével foglalkozó cikk is megjelent. Ennek szerzői, Simon Portegies Zwart és Edward van den Heuvel (Astronomical Institute ‘Anton Pannekoek’) a szokatlan fényességű robbanást két nagytömegű csillag összeolvadásával magyarázzák. Cikkükben kimutatják, hogy fiatal, nagy sűrűségű csillaghalmazokban a nagytömegű csillagok ütközési gyakorisága elég nagy ahhoz, hogy kellő eséllyel kialakulhasson az SN 2006gy robbanásához hasonlót produkáló találkozó és összeolvadás. Elképzelésük jogosságát igazolhatja, ha az SN 2006gy elhalványodása után (körülbelül egy év) a robbanás helyén egy nagytömegű csillagokból álló sűrű halmazt találunk.

 Források:

Hozzászólás

hozzászólás