Mégsem a Chandrasekhar-tömegnél robbannak fel az Ia típusú szupernóvák?

5939

Régóta ismert tény, hogy a csillagok nem világítanak örökké: egyszer megszületnek, leélik az emberi időskáláknál nagyságrendekkel hosszabb életüket, majd pedig meghalnak. Mind a csillagkeletkezés, mind a csillaghalál igen változatos, összetett fizikai folyamat, amelynek legfőbb paramétere a felrobbanó csillag ledobott tömege.

Amennyiben egy csillag kezdeti tömege Napunk tömegének 8-szorosánál kisebb, akkor fúziós energiatartalékának felélése, s külső burkának csillagszél formájában történő lefújása után egy túlnyomórészt szénből és oxigénből álló fehér törpévé alakul. Ezt követően kétféle végállapot lehetséges. Az egyik szerint, mivel ilyenkor már nem játszódik le fúzió a csillagban, lassú hűlésnek indul, és egyre halványodva végül fekete törpévé válik. Lehetséges azonban az is, hogy a fehér törpe egy gigantikus termonukleáris robbanás formájában megsemmisül.  Ez, a szaknyelvben Ia típusú szupernóva-robbanásnak nevezett esemény jelenlegi ismereteink szerint az egyik legnagyobb fényességváltozással járó folyamat. A monumentális robbanás az eddigi tapasztalatok szerint akkor történik meg, amikor a fehér törpe megközelíti a Chandrasekhar-határtömeget, (kb. 1,44 naptömeg). Ekkor sűrűsége és hőmérséklete annyira megnő, hogy a csillagot alkotó szén és oxigén termonukleáris fúzióba kezd, ami a pillanat tört része alatt szétveti a csillagot.

Egy klasszikus Ia típusú szupernóva robbanásának klasszikus ábrázolása a művész szemével. (David A. Hardy & PPARC)

Sokáig feltételezték, hogy mivel minden Ia típusú szupernóva ugyanakkora tömegű fehér törpe felrobbanásakor jön létre, mindig pontosan ugyanannyira fényesedik fel, ilyen módon pedig a kozmológiai távolságmérés standard gyertyájaként használható. A megfigyelések szerint azonban az Ia típusú szupernóvák fénygörbéje és színképe nem teljesen homogén, és maximális abszolút fényességük is különböző. Szerencsére az is kiderült, hogy a maximális fényesség összefügg a fényváltozás időskálájával: a fényesebb Ia szupernóvák lassabban halványodnak, mint az alacsonyabb abszolút fényességűek (ez az ún. Phillips-reláció). Ezen reláció a fénygörbe alakjának elemzéséből mégis lehetővé teszi a precíz, extragalaktikus léptékű távolságmérést.

Mind a Phillips-reláció oka, mind a robbanást beindító mechanizmus mibenléte napjainkig tisztázatlan. A robbanáshoz szükséges tömeg elérésére két elfogadott forgatókönyv létezik. Az első szerint a fehér törpe szoros kettős rendszert alkot egy vörös óriással. Miután az óriás kitöltötte Roche-térfogatát (azt a maximális térfogatot, amelyen belül a gravitációs ereje érvényesülni tud), anyagának egy része a belső Lagrange-ponton átáramlik, akkréciós korongot képez, végül a fehér törpe felszínére jut. Ez egészen addig tart, amíg a fehér törpe el nem éri a robbanáshoz szükséges határtömeget. Ennek a forgatókönyvnek a realitására már több közvetett megfigyelési bizonyítékot is sikerült találni, noha a fúzió beindulásának mikéntje még bizonytalan.

Jelenleg az egyik legnépszerűbb elméleti hipotézis az ún. „késleltetett detonáció”. Detonációnak azt a robbanási folyamatot nevezzük, amikor a fúziós égésfront szuperszonikusan, a lokális hangsebességnél gyorsabban terjed. E folyamat ellentéte a “deflagráció”, amikor a fúziós láng terjedése szubszonikus. A modellszámítások során azt tapasztalták, hogy amennyiben deflagrációt feltételezünk, a megfigyeltnél jóval kevesebb 56-os tömegszámú nikkel, viszont jóval több átmeneti fém (pl. magnézium, szilícium, kén, kalcium, titán) keletkezik. Detonációt feltéve, a modellek szerint a szülőobjektum teljes anyaga nikkellé fuzionálna, ami szintén nem tudja jól reprodukálni az Ia szupernóvákban megfigyelt kémiai összetételt. Ezen ellentmondás feloldására alkották meg a késleltetett detonáció modelljét, ami szerint olyan módon alakul ki a megfelelő mennyiség egy adott kémiai elemből, hogy az égésfront eleinte deflagrációval terjed, ami később detonációvá alakul. Ennek egy változata az ún. „pulzációs késleltetett detonáció”, amely szerint a deflagráció időszakában a fúziós frontot megelőző nyomáshullám a fehér törpe külső rétegeit lelöki a csillagról. Az ezt követő detonáció során a felrobbanó fehér törpe anyaga áthalad ezen ledobott rétegen is, és az itt kialakuló lökéshullám sugárzása jelentős többlet-luminozitást okoz a fénygörbe kezdeti szakaszán.

A Tycho de Brahe által 1572-ben a Cassiopeia csillagképben megfigyelt szupernóva a mai vizsgálatok szerint egy Ia típusú robbanás volt. Az optikai és röntgen mérésekből kombinált kép a ma is gyorsan táguló maradványt mutatja (NASA/CXC/Rutgers/K.Eriksen et al., DSS)

Magának a robbanásnak a beindulása elképzelhető nemcsak a fentebb leírt spontán módon, hanem külső behatásra is. Ezt írja le a “dupla detonáció” modellje. Eszerint elképzelhető, hogy a fehér törpe egy vékony He-réteget vonz a felszínére társcsillagától. Amint ezen réteg tömege elér egy kritikus értéket, a saját súlya alatt összeroskad, amelynek eredményeként berobban, és szénné történő fúzióba kezd. Ez a hirtelen energiafelszabadulás robbanásszerű fúziót kelt az alatta lévő szén-oxigén rétegekben is. Ekkor tehát két robbanás történik egymás után: először a vékony héliumréteg, majd a fehér törpe szén-oxigén anyaga robban fel.

Sokak szerint az Ia szupernóvák egy másik forgatókönyv szerint, két fehér törpe összeolvadásából, vagy összeütközéséből is létrejöhetnek. Ez a modell kiküszöböli a kritikus tömeg elérésének problémáját, mivel az ebben szereplő fehér törpék jóval Chandrasekhar-tömeg alattiak. Az összeolvadást két fehér törpe alkotta kettős rendszerben okozhatja például gravitációshullám-kibocsátás miatti perdületvesztés, ütközés pedig például fehér törpéket tartalmazó hármas rendszerekben történő kaotikus mozgás révén jöhet létre.

Azt a kérdést, hogy a fenti számos elméleti lehetőség közül a valóságban melyiket figyeljük meg Ia típusú szupernóvaként, nem könnyű megválaszolni. A robbanás során kidobódott tömeg mérése egy fontos támpontot jelenthet a robbanási mechanizmus megismerésében.

Az Ia típusú szupernóvák vizsgálata hazánkban is népszerűvé vált az elmúlt években, 2016 és 2018 között az MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont (MTA CSFK) Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet (KTM CSI) Piszkéstetői Obszervatóriumában működő, 60/90 cm-es Schmidt távcsővel 17 db Ia típusú szupernóva-robbanás fényességváltozását sikerült részletesen végigkövetni, a maximum előtti felfényesedéstől kezdve egészen az elhalványulásig, Johnson-Cousins-féle B, V, R és I szűrőkkel.

A piszkéstetői Schmidt-távcső lassan hatvan éve szolgálja a hazai csillagászati kutatásokat (Rácz Miklós felvétele)

A fénygörbék rengeteg fontos információt árulnak el a szupernóvák fizikájáról. A Phillips-reláció segítségével precíz távolságokat lehet meghatározni, amelyeket a különböző szűrőkben készült fényességmérésekkel kombinálva lehetőség nyílik az abszolút fényességek (luminozitások) időbeli változásának kiszámítására. Ezeket különböző fizikai modellekkel összevetve következtethetünk a robbanó objektumok fizikai paramétereire, például a szülőcsillag méretére, vagy a kidobódott össztömegre.

Az Ia szupernóvák fénygörbéjének leírására gyakran használják a David Arnett asztrofizikus által az 1980-as években kidolgozott modellt. Az Arnett-modell a sugárzás terjedését számítja ki a szupernóva homológ módon táguló atmoszférájában (homológ tágulásnak nevezzük azt, amikor a tágulási sebesség arányos a centrumtól mért távolsággal, azaz v / vmax = r / Rmax, ahol Rmax a szupernóva burok külső sugara, vmax pedig ennek tágulási sebessége). A gyors tágulás miatt a szupernóva burok folyamatosan hűl, így, ha nem lenne belső fűtése, 1-2 nap alatt teljesen elhalványulna. A táguló burkot azonban belülről fűti a robbanás során keletkezett radioaktív nikkel bomlása. Az 56-os tömegszámú nikkel 8 napos felezési idővel 56-os tömegszámú kobalttá bomlik, ami szintén radioaktív, és 77 napos felezési idővel stabil vassá alakul át. A fényváltozást a tágulás okozta adiabatikus hűlés, valamint a radioaktív bomlásból származó fűtés dinamikus kölcsönhatása hozza létre. Kimutatható, hogy a fénygörbe maximuma akkor következik be, amikor a hűlésből és a fűtésből származó teljesítmény pont egyenlő egymással (ez az ún. Arnett-szabály).

Szupernóva galéria, amely a megfigyelt 17-ből kilenc Ia típusú szupernóvát mutat egy csokorban.

A Piszkéstetőn felvett szupernóva-fénygörbékből az Arnett-modell alkalmazásával meghatározhatjuk mind a robbanásban keletkezett 56-os tömegszámú Ni mennyiségét (MNi), mind a ledobott burok teljes tömegét (MSN). A nikkeltömeg értéke egyszerűen a fénygörbe csúcsfényességéből következik, azzal egyenesen arányos. A ledobott össztömeg meghatározása ennél egy kicsit összetettebb. Ehhez fel kell használni a sugárzás terjedésének (az ún. “sugárzási diffúzió”-nak) azon elméleti eredményét, amely szerint a fénygörbén a maximumig tartó felfényesedési szakasz időskálájának négyzete arányos a ledobott tömeggel. Sajnos ebben az arányosságban más paraméterek, például a homológ tágulás maximális sebessége is szerepelnek, ezért további információkra van szükség. Egy másik fontos, mérhető paraméter a fénygörbe késői (a maximumtól számított 2 hónapnál későbbi) szakaszának halványodási üteme. Ez szintén arányos a ledobott tömeggel és a tágulási sebességgel, így e két paraméter, a felfényesedési idő és a halványodási időskála kombinációjából végül az össztömeg (több-kevesebb további közelítő feltevés árán) kiszámítható.

Az alábbi ábra a 17 piszkéstetői Ia szupernóvára kapott eredményeket mutatja. A bal oldali grafikonon a ledobott tömeg látható a fénygörbe alakját jellemző ún. szín-nyújtási paraméter (SBV) függvényében. Ez utóbbi a Phillips-relációval, így a szupernóva maximális abszolút fényességével van kapcsolatban: minél nagyobb az SBV, annál fényesebb maximumban a szupernóva. Az ábrából kiviláglik, hogy a fényesebb, lassabb ütemben halványodó szupernóváknál a ledobott tömeg is nagyobb.

Bal oldal panel a robbanásban kidobódott tömegeket mutatja a fénygörbe nyújtási paraméterének függvényében, a jobb oldalin pedig a ledobott tömegek a robbanásban keletkezett radioaktív nikkel tömegének függvényében. A szaggatott vonalak az ábrázolt mennyiségek közti lineáris összefüggéseket mutatják, melyeknek képletei a jobb alsó sarokban találhatóak. A vízszintes pontozott vonalak a Chandrasekhar-tömeghatárt jelölik.

A jobb oldali ábrán ugyancsak a modellezés eredményeként kapott ledobott tömegek szerepelnek, de ezúttal az Arnett-szabály alapján meghatározott, robbanásban létrejött radioaktív nikkel tömegének függvényében. Látható, hogy a nagyobb kezdeti nikkeltömeghez nagyobb ledobott tömeg tartozik. Ez első pillantásra akár logikusnak is tűnhet, de a részletesebb termonukleáris fúziós modellekben a különböző paraméterek közti összefüggések ennél jóval bonyolultabbak is lehetnek.

Mindkét ábrán megfigyelhető az az érdekes tény, hogy az itt észlelt Ia típusú szupernóvák mindegyike kisebb ledobott tömeggel bír, mint a Chandrasekhar-határtömeg. Ez meglepő, hiszen a fent említett robbanási forgatókönyvek jelentős részének lejátszódásához 1,44 naptömegnyi  kezdeti tömeg szükségeltetik. Ebből arra következtethetünk, hogy bár a fenti eredmények fontos empirikus támpontokat jelenthetnek a különböző elméleti robbanási modellek teszteléséhez, az Ia típusú szupernóva robbanási mechanizmusok tisztázatlan részleteinek pontos feltárását tekintve még hosszú út áll előttünk!

Az eredményekhez vezető kutatásokat a “Tranziens Asztrofizikai Objektumok” című, GINOP 2.3.2-15-2016-00033 számú pályázat támogatta.

További információk:

Könyves-Tóth, R., Vinkó, J., Ordasi, A. et al. “Constraints on the physical properties of Type Ia supernovae from photometry”, Astrophysical Journal, megjelenés alatt (2020) https://arxiv.org/pdf/1908.00582.pdf

Hozzászólás

hozzászólás