ez nem világos hogy mitõl szünik meg, ha van amit szippanthat akkor fal is vagy létezik ennél is "kritikus tömeg", ami alatt nem mûködik? de akkor nem fekete lyuk
ha az új részecskegyorsító létrehoz egy mini fekete lyukat, akkor az nem szippantja be a körülötte lévõ anyagot és válik valódi fekete lyukká? a minap ezen gondolkodtam
Dehogy képes. Ilyet én is írtam úgy tizenöt éve, kb 20 sor... :P
Szerintem amire gondolsz az a röntgen sug ami a fekete lyukak felõl jön! Egyszerû a magyarázat. Amikor az akkréciós korongon beesõ anyag már majdnem elérte a Schwarzschild sugarat (eseményhorizont) akkor már ugye rohatt sok energiája van, és nagyon meleg. Hogyan távozik ez az energia? Sugárzá formályában! Ekkor még nem érte el az eseményhorizontot (bár a specrel szerint ha már ott vagy akkor a végtelenségig esel felé, vagyis te úgy látod ott). A Hawking sug meg úgy nagyjából annyi, hogy a kvantum elmélete szerint az anyag mc^2 energiát vehet kölcsön a vákumtól és a delta t * delta E = h/2 egyenlet szerint, ahol nekünk az E=mc^2 érthetõ, hogy minnél nagyobb ez a kölcsön annál rövidebb ideig tarhthat. Namost ha egy foton mondjuk fluktuál egy ilyet, és szétbomlik egy rész.-antirész. párra amibõl a részcske beleesik a lyukba, az antirész. meg megszökik, akkor ugye úgy látjuk, hogy sugároz a feketyluk. Persze ez nem a Hawking sugárzás, de a mechanizmusa hasonló!
Épp most kezdtem el egy másik Hawking könyvet, A világegyetem dióhéjban, elég húzos számomra, de ott boncolgatva van a téma rendesen! ajánlom mindenkinek (vannak benne sok szép kép is:D)
Nincs fénysebesség feletti sebesség egyenlõre. Nem mértek még olyat. Vannak superfénysebességû objektumok a csillagászatban, de több lehetséges magyarázat is van ezekre. Egyszerûen ha valami az eseményhorizonton kívûl van, az el tud szökni, ha fénysebesség közelében halad.
Ha ez a részecskepár az eseményhorizonton esik szét, és a sebességük fénysebesség feletti, akkor a kivül levõ el tud a fekete-lyuktól szakadni. A szökési sebesség az eseményhorizonton a fény sebessége, a felett meg kevesebb.
Én nemtom hogy mûxik, csak annyi rémlik, hogy a Hawking-sugárzás a virtuális részecskepár egyik tagjának a fekete-lyukba esése miatt keletkezik. Szal nem belülrõl jön.
persze, ismerem, könyvébe is belekeztem:"Az idõ rövid története", de közbe elkezdtem a "az isteni a-tom"-ot, szal abba maradt; a tolószékes professzor, aki folyamatosan elméleteket gyárt a feketelyukakról..edig világos...
Vegignézve a #2-es tõl egészen a #7-es hozzászólásig...nem egészen ez kellett volna legyen a topix neve...
Ha a fekete lyuknak olyan nagy a gravitációja, hogy "sem anyag, sem energia nem távozhat el"(#1 by asd2100), akkor miért vélik azt, hogy gamma sugárzás formályában távozik az anyag a fekete lyukból? A gamma sugárzás is EM sugárzás!...akkor az hogy távozhat? hm..?
Ezt látva kétlem, hogy rászolgáltál volna arra a büntipontra :D
Neutroncsillagok A neutroncsillagok kisméretû, nagytömegû égitestek, anyaguk nagyrészét neutronok alkotják. Szupernóvarobbanások során keletkeznek a csillagok magjából. Átmérõjük 10 km körüli, sûrûségük az atommag sûrûségéhez áll közel: 1017-1019 g/cm3. A nagytömegû csillag összeroskadása során a hatalmas nyomás hatására az anyag nagyrésze neutronokká alakul. Ezek után az objektum már nem termel energiát, a további összehúzódást az egymásnak préselõdõ neutronok állítják meg. (A szabad neutronok egyébként nem stabil képzõdmények, laboratóriumi körülmények között gyorsan elbomlanak. Itt azonban erre képtelenek, a hatalmas sûrûség miatt ugyanis az összes energiaszint telítve van.) A neutroncsillagok tömege 0,5 és 3-4 naptömeg közötti lehet, általában 5-30 naptömegû csillagok élete végén alakulnak ki. Az 1,4 naptömegnél kisebb tömegû mag elméletileg fehér törpe formájában is stabil állapotba juthat. Erre azonban ez esetben nincs lehetõség, mivel a szupernóvarobbanáskor bezuhanó külsõ rétegek akkora nyomást fejtenek ki a magra, hogy annak az elfajult elektrongáz nem tud ellenállni. (A tömeg felsõ határa elég bizonytalan, ezt ugyanis erõsen befolyásolja a csillag mágneses tere és az összehúzódás során felgyorsuló pörgés.)
Persze a neutroncsillagok sem csak neutronok homogén keverékébõl állnak, hanem más részecskéket is tartalmaznak. Belsõ szerkezetükrõl csak közelítõleges modelljeink vannak. Felszínükön valószínûleg néhány méter vastag "gázréteg" található, itt az atommagok még megtartják elektronjaikat, az elektronhéjak azonban az erõs mágneses tér következtében eltorzulnak, összenyomódnak. (A csillag összehúzódása során kis térfogatba préselve felerõsödik az eredeti mágneses tér.) A felszíni kb. 1 km vastag rétegben nehéz, fõleg vas atommagokat találunk kristályrácsba rendezõdve, melyeket elektronok "tengere" jár át. A külsõ kéreg után mintegy 2 km vastag réteg következik, itt a kristályos szerkezetbe kapcsolódó atommagok között az elektronok mellett már szabad neutronok is megjelennek. Ez alatt következik a neutroncsillag legnagyobb kb. 10 km-es övezete, amelyet fõleg neutronok alkotnak, kevés proton és elektron "szennyezéssel". Itt a neutronok bizonyos szempontból folyadékként viselkednek: az anyag szupravezetõ, azaz ellenállás nélkül vezeti az elektromos áramot, és szuperfolyékony, nincs viszkozitása. A centrumban feltehetõleg a neutronoknál még nehezebb magok találhatók, melyek hétköznapi körülmények között rendkívül gyorsan elbomlanak.
A neutroncsillagok gyorsan hûlnek, kialakulásuk után néhány hónappal felszíni hõmérsékletük tízmillió K alá, majd néhány ezer, tízezer év alatt egymillió K alá süllyed. Az impulzusmegmaradás törvénye értelmében az összeroskadó csillag forgási sebessége hatalmas lesz, másodpercenként többször is megfordul tengelye körül. (Ha Napunkat hirtelen neutroncsillaggá nyomnánk össze, tengelyforgási ideje 0,0001 másodperc lenne.) A neutroncsillagok kiterjedt és rendkívül nagy energiatartalmú magnetoszférával rendelkeznek, ennek belsõ tartományai együtt forognak az égitesttel, a külsõ részek pedig spirálisan feltekerednek.
A periodikus rádiósugárzást kibocsátó pulzárok neutroncsillagok. Itt valószínûleg az égitest felszínének egy, illetve több pontjáról vagy a neutroncsillagot környezõ magnetoszférából nagyenergiájú rádiósugárzás relatíve keskeny nyílásszög alatt távozik el (akárcsak egy jó fényszórónál). Ennek észlelésére pedig csak akkor van lehetõség, ha a kérdéses sugárzási "kúp" éppen ránk mutat. A gyors tengelyforgás következtében erre rendkívül gyakran kerülhet sor, ezért látjuk pulzálni az égitestet. (A pulzárok periódusának segítségével lehet a neutroncsillagok tengelyforgási idõtartamát meghatározni.) A neutroncsillagok kismértékben folyamatosan lassulnak, mivel pörgésük kinetikus energiája elektromágneses energiává alakul és eltávozik. A forgás lassú, folyamatos csökkenésén kívül szabálytalan, ugrásszerû változások is elõfordulnak. Ezeket olyan "csillagrengések" (glitch-ek) válthatják ki, melyek során átrendezõdés történik a csillag belsõ szerkezetében. A rendkívül gyors pörgés következtében a neutroncsillag alakja ugyanis enyhén lapult, ez a lapultság pedig a pörgés lassulásával csökkenni fog, aminek a szilárd kéreg ellenáll. Törések, hasadások keletkeznek benne, tömegátrendezõdések történnek, ezek válthatják ki a csillagrengéseket.
Ismét hipernóva: SN 2002ap
A robbanás sebességét tekintve a legnagyobb, egyben a hozzánk legközelebbi hipernóva 2002. január 29-i "eldurranása" (fölfedezése) azonnal jeletékeny tudományos visszhangot keltett. Az eddigi megfigyelések krónikája a következõ. Az elsõ spektrumok nagyon lapos, kiszélesedett abszorbciós "gödröket" mutattak, az 1997ef-nél kékebb hipernóvára utalva. A hipernóva az M74 peremén látszik, a spektrum alapján alig szenved galaktikus abszorbciót, intersztelláris anyaggal nem hat kölcsön. Jellemzõ, hogy saját galaxisunk ötször több fényt nyel el az M74 irányából, mint az M74 a hipernóva fényébõl. Megfigyelésekor a robbanás fényét gyakorlatilag "nyers valóságában" látjuk, s ez minden szempontból elõnyös. A spektrumban az M74 vöröseltolódásával eltolódott intersztelláris vonalakat lehet azonosítani (Na, Ca), tehát az objektum mindenképpen legalább az M74 távolságában van. Nagyobb vöröseltolódású vonal nem figyelhetõ meg, tehát bizonyosan nem az M74 hátteréhez tartozik, hanem az M74-ben levõ objektumnak kell tekintenünk. Február 3-án a CaII infravörös triplet alapján 45 ezer km/s leáramlási sebességet mértek, ami minden eddigi hipernóvát túlszárnyal. A robbanás rádiófluxusa (8.5 Ghz-en) 1 nagyságrenddel kisebb az 1998bw-nél, fényességi hõmérséklete 3x10^10 K (!) volt. A progenitort máig nem találták, az elsõ "azonosítások" (21.5 magnitúdós csillag) után a pontosabb asztrometriák kimutatták, hogy ezek az azonosítások tévesek voltak. Egyelõre úgy látszik, nem találtak a robbanás helyén 22.5 magnitúdónál fényesebb csillagot. Február 1-jén a rádiófluxus alapján relativisztikus effektusok és az inverz Compton-szórás miatt 0,2 mas méretû tartományból erõs röntgen-fluxust jósoltak. Február 6-án sikerült ezt a sugárzást azonostani, az XMM-Newton 3,5 szórással a háttér fölött röntgenfluxust detektált. Február 22-én, Motohara és mtsai spektrumán a HeI P Cyg profilja még mindig 16 ezer km/s-os leáramlásra utalt. Ugyanezen a napon Kawabata és mtsai a Subaru 8,3 méteres távcsövével végeztek spektrofotometriát, és bonyolult, aszimmetrikus szerkezetû robbanást találtak. Február 28-án továbbra is 16500-23000 km/s-os leáramlásokról tudósítanak (Danziger és mtsai.). Bár a jelenséget a legkülönbözõbb hullámhoszakon megfigyelték, máig nem sikerült GRB formájában azonosítani. Miután minden GRB-adatbázist már többször átvizsgáltak, nem valószínû, hogy a késõbbi azonosításban még reménykedni lehet. További megoldatlan kérdés a progenitor hiánya, mert ha szuperóriás robbanására vezetjük vissza e hipernóvát, úgy -21.5 magniúdós fényességû progenitort kellene találnunk. A robbanás legnagyobb fényessége is kb. egy magnitúdóval maradt el a legoptimistább várakozásoktól. Azonban a megfigyelt, hipernóvának is nagy nagy sebesség, s az, hogy legalább egy hónapon keresztül alig csillapodott a kiröpülés sebessége, az elõzõekkel egybevetve arra utal, hogy az SN 2002ap egyáltalán nem közönséges hipernóva. Könnyen úgy járhatunk vele, mint - más okokból - az SN 1987A-val: lehetséges, hogy a leglényegesebb asztrofizikai eredmények egy évtized elmúltával derülnek ki.
A hipernóvák az egyik legnagyobb megfigyelt robbanások az általunk ismert Világegyetemben. Jelenleg úgy képzeljük, hogy a jelenség nagyon nagy tömegû, H, He légkörüket már elvesztett, magányos csillagok robbanásával jön létre, amely robbanás eredményeként fekete lyuk keletkezik a csillag magjából. A modellek szerint tízszer több anyag és harmincszor nagyobb energia szabadul föl, mint Ia szupernóva esetén (Iwamoto, Nature, 1998). A ledobóbó anyag nagyságrendileg tíz naptömeg, ami szintén arra utal, hogy nem fehér törpe, hanem nagytömegõ csillag robbanását figyeljük meg. A ledobódás sebessége 20-45 ezer km/s. A modellt megerõsíti az is, hogy a robbanásokat mindig heves csillagkeletkezés régióiban figyeljük meg, pontosan ott, ahol a hiperóriás csillagoknak lenniük kell. A robbanás mindig aszimmetrikus, így nyalábolt röntgen és gamma-kilövellést eredményezhet. Megfelelõ körülmények közt társulhat tehát GRB-vel (SN 1998bw), röntgen- (1998bw, 2002ap) és rádiószupernóva-jelenséggel (1998bw, 2002ap). Energiájukban és fénylésükben (az abszolút V fényesség -20 magnitúdó is lehet) nagyságrenddel múlják fölül az Ia szupernóvákat. A spektrum kezdetben klasszifikálhatatlan, a ledobódás sebességtere (karakterisztikusan a fénysebesség tizede) összemossa a normális esetben tisztán látható szupernóva-spektrum szerkezetét. Mivel nem figyelhetõ meg sem hidrogén, sem szilícium, sem hélium (hiszen egyáltalán semmi sem látszik), így pekuliáris Ic robbanásként kell klasszifikálni az objektumot. A kései spektrum - 1-2 év múlva, miután lelassult a hevesen szétszóródó anyag - a kései Ia maradványokkal mutat rokonságot. Ez tehát a hipernóvák metamorfózisa. S ez egyik oka annak, hogy újabban külön objektumként kezelik a hipernóvákat.
Korábbi hipernóvák
Az elsõ hipernóva-robbanást 1997-ben figyelték meg, s az SN 1997ef jelölést kapta. Az UGC 4107 galaxisban figyelték meg, azonban 16.5 magnitúdós maximális V fényessége (-19.2 abszolút fényesség) miatt nem kerülhetett a kisebb csillagvizsgálók s az amatõrcsillagászok könnyen megfigyelhetõ objektumainak listájára. Reveláció erejével hatott, hogy az elsõ spektrumok vonalprofilja annyira ki volt szélesedve, hogy azt sem lehetett eldönteni, emissziós vagy abszorpciós spektrum keletkezett-e. Az elsõ hét napban a robbanás sebességére 20-30 ezer km/s sebességet számítottak. Késõbb, amint lassult a robbanás ereje, és értelmezhetõvõ vált a spektrum, spektrofotometriai úton erõsen aszimmetrikus robbanást mutattak ki. Mazzali és mtsai (2000, ApJ 545) spektrumszintézissel modellezték a robbanást: 9,7 M_o (Nap) ledobódó anyagot és 1,75x10^52 erg teljes energiát számítottak a robbanásra. A jelenséget nem figyelték meg GRB formájában, az SN 1998bw után azonban azonosítani vélték a GRB 970514-gyel (Turatto és mtsai, 2000, ApJ 534). Azt, hogy az 1997ef nem egy pekuliáris jelenség volt, hanem egy új objektumtípus példánya, egy évvel késõbb, az 1998bw hipernóva után kezdte elfogadni a tudományos közvélemény. Az utóbbi robbanást elõször GRB formájában azonosították, s az optikai képet a GRB 980425 utánfénylését keresve találták meg. Erõs rádióforrás is volt. A korai spektrum igen hasonló volt az 1997ef-hez, 6 napon át 30 ezer km/s sebességû leáramlás volt megfigyelhetõ. A kései spektrum gyorsan átalakult Ia típusúvá, a robbanás energiája kétszeresen haladta meg az 1997ef-ét (Patat és mtsai, 2001, ApJ 555). Kétségkívül a gammakitöréssel fönnálló kapcsolata került az érdeklõdés középpontjába, s a szupernóvák és gammakitörések közti kapcsolatot vitatók szerint a GRB 980425 8 ívperces (5-szigma) hibahatárán belül található, az asztrometriai pozíciótól 4 és 6 ívpercre lévõ röntgenforrások valamelyike lehetett a GRB forrása. Azonban a szupernóva a hibafüggvény közepén helyezkedik el, s így messze ez tûnik a legvalószínûbb gamma-forrásnak. Mint utaltunk rá, az Iwamoto-modell megfelelõ irányból szemlélve GRB-t is produkálhat, kérdés, hogy a jövõben milyen hipernóva-GRB kapcsolatokat fogunk föltárni. Meg kell jegyeznünk, hogy az SN 1999cy szupernóva is GRB-jelenséggel lehetett kapcsolatban. Eddig ez volt a legfényesebb megfigyelt szupernóva-robbanás, azonban sûrû intersztelláris felhõ közepén következett be, s így fényességét az intersztelláris anyaggal való kölcsönhatás erõsen befolyásolta. Az SN 1998ey robbanása hasonló módon zajlott le, s így csak a szakirodalom egy része tekinti azt hipernóvának.
Szupernóvák és még nagyobbak
A szupernóvákat fotometriai és spektroszkópiai megfigyeléseik alapján két fõ csoportra és öt nagyobb alcsoportra oszthatjuk. Az Ia, Ib, Ic csoportba spektroszkópiai jellemzõk alapján sorolhatók a csillagrobbanások: a spektrumban nem figyelhetõ meg hidrogén; az a alcsoportban Si, a b alcsoportban He található; a c csoport pedig az összes maradék számára van fönntartva. A II típusban hidrogénvonalak megfigyelhetõek, egy lehetséges osztályozás alapja az, hogy bolometrikus fénygörbéjük lineáris vagy "púpos", platós szerkezetû. Az események klasszikus leírásában két modell vált általánosan elfogadottá. Az Ib, Ic, II típusok fizikáját magányos, nagytömegû csillagok fölrobbanásával magyarázzák. A spektroszkópiai különbségek oka az lehet, hogy a robbanás elõtti csillag légköre más összetételû: például elvesztette H vagy He légkörét, mert a progenitor óriáscsillag erõteljes csillagszele lefújta azt a csillagról. A "maradék" légkör lerobban, a közben keletkezõ radioaktív anyagok bomlása pedig emisszióra gerjeszti az anyag atomjait. A robbanás fényessége így a ledobódó anyag, különösen pedig a néhány napos bomlásidejû izotópok mennyiségétõl függ. Az Ia robbanásokat közismert módon a kritikus tömeget túllépõ fehér törpék összeomlásával magyarázhatjuk. A fehér törpékben, ugyanúgy, mint a csillagok magjában, az anyag elfajult állapotban van, állapotegyenletét a (gimnáziumban kémia anyagban szereplõ!) Pauli-féle kizárási elv határozza meg: két elektron nem kerülhet azonos kvantumállapotba, ezért az elektronok bizonyos távolságot tartanak egymás közt. E nyomás eltörpül a hõmérsékletbõl származó termodinamikai nyomás mellett, azonban ennek is van "fölsõ határa". Ha valamiért a csillag gravitációja "jobban húzza össze" a csillagot, mint ahogy ellensúlyozza a gáz nyomása, neutroncsillag kialakulásának kíséretében lerobban a csillag felszíne, és az elõzõ mechanizmushoz teljesen hasonlóan fölfénylik a szupernóva. Meghaladja e cikk kereteit, hogy részletezzük, miként haladja meg a gravitáció a nyomás gradiensét ("anyagot széttartó erejét") a csillagban. Az általánosan elterjedt modell szerint az Ia szupernóvák kettõs rendszerben jönnek létre: a vörös óriáscsillagról anyagot kap a fehér törpe komponens, majd a határtömeget elérve összeomlik. Bár a megfigyelési oldal ezt a modellt sokrétûen igazolta, elméletileg úgy is kialakulhat Ia szupernóva, ha egy magányos, kritikusan nagytömegû, forró fehér törpe lassan kihûl, s így a határtömeg kismértékû hõmérsékletfüggése miatt már nem maradhat fehér törpe állapotban: magjából kifelé megindul a neutronizáció, s megindul az összeomlás. Mindezeket a csillagrobbanásokat jól leírják a "klasszikus" modellek: az összes hullámhosszon megfigyelt spektrumok és fényváltozások magyarázhatóak e modellekbõl. Visszafelé: a megfigyelések alapján kiszámolható olyan csillag, amelynek robbanása az észlelt spektrumot és fényváltozásokat produkálja; az eljárást spektrumszintézisnek nevezzük. A progenitor és a robbanás jellemzõi ilyen úton általában kiszámolhatók.
Ha a modellek ilyen jól leírják a megfigyelések 999 ezrelékét, különösen nagy visszhangot kelt, ha egy új, az eddigi modellek egyikébe sem illeszthetõ csillagrobbanás figyelhetõ meg. A tudományos vizeket 1997 óta fodrozgatja olyan szupernóva-robbanások észlelése, melyek során tízszer több anyag dobódik le a csillagról, s harmincszor nagyobb energia szabadul föl, mint a legenergikusabb Ia robbanások esetében. A ledobódó anyag sebessége nagyságrendileg a fénysebesség tizede. Az ilyen kataklizmikus jelenségeket 1998 óta hipernóváknak nevezzük.
Aszimmetrikus robbanások...
E fejezetben látszólag még mindig kevés szó esik a hipernóvákról, s inkább általában a szupernóvákról beszélünk. Ám a hipernóvák leglényegesebb megfigyelhetõ paramétereit, a nagy sebességeket és a GRB-kapcsolatokat úgy tudjuk pontosabban megérteni, ha a csillagrobbanásokról alkotott képünket árnyaltabbá tesszük. A szupernóvák modellezésekor általában föltételezzük, hogy a ledobódó anyag gömbszimmetrikus. Ez általában jó, de mindenképpen durva közelítés, s épp a hipernóva-robbanások fizikája ad arra példát, hogy egy csillag nem csak gömbszimmetrikus módon robbanhat föl. Hogy miért durva, mutatja az alábbi gondolatmenet. Egyrészt a robbanás elõtt a csillag maga sem gömbszimmetrikus, hiszen forog (még ha nagyon lassan is) és van mágneses tere. Ugyanakkor a robbanás utáni képzõdmény sem gömbszimmetrikus, a maradvány - neutroncsillag vagy fekete lyuk - gyorsan forog, és a neutroncsillagnak még erõsebb mágneses tere van. A szupernóva-maradványok is meglehetõsen aszimmetrikusak. Miért lenne a robbanás maga gömbszimmetrikus? Az eddigi jelenségeket elhanyagolva a nagysebességû neutroncsillagok magyarázata még mindig kérdéses marad (t.i. nagyon sok neutroncsillagot ismerünk, melyek több száz km/s-os térbeli sebességgel mozognak a Tejútrendszeren belül). Gömbszimmetrikus modellben magyarázhatjuk úgy, hogy Ia szupernóvák fehér törpéje tömegének nagy részét ledobva kiszabadul a gravitációs kötésbõl, s létrejön a nagysebességû neutroncsillag. Másik lehetõség a magányos csillag gömbszimmetrikus robbanásából származó, kvantumfizikai folyamatokban "lassan gyorsuló" neutroncsillag (neutrínórakéta-elv), amit magyar ismeretterjesztõ irodalom is tárgyal (Simon Mitton: A Rák-köd). Ezekkel a kiegészítésekkel láthatóan rogyadozik, de még tartható a gömbszimmetrikus szupernóva-robbanás modellje. A robbanás aszimmetriájára megfigyelési eszközökkel közvetlenül rámutathatunk. A spektro-polarimetriai eljárásokban a szétröpülõ tûzgolyó fényének polarizációját (irányát és nagyságának változását) vizsgálják a hullámhossz függvényében, illetve azt összevetik a spektrummal. A polarizáció léte már önmagában nem-gömbszimmetrikus robbanásra utal, a robbanásban részt vevõ elemek karakterisztikus hullámhosszának vizsgálatakor pedig a különbözõ anyagi minõségbõl kirajzolódó formák válnak megkülönböztethetõvé. A szupernóváknál több esetben, a hipernóváknál minden esetben kimutatható a robbanás erõs aszimmetriája. Érdekes, hogy az idõ elõrehaladtával az aszimmetria foka növekszik. Ez közvetlenül utal arra, hogy nem az egyre jobban szétoszló ledobódó anyagfelhõ tér el a gömbszimmetriától, hanem maga a robbanás egyre inkább láthatóvá váló magja, végeredményben maga a folyamat oka aszimmetrikus. Ha egy csillagot egy, a középpontból kilövellõ, egyelõre meg nem határozott eredetû jettel robbantunk föl, a csillagban terjedõ lökéshullám "homokóra" alakban veti szét az anyagot, s a lökéshullám öninterferenciája miatt egyenlítõi tórusz is kialakul. A keletkezõ forma jellegében a planetáris ködökre emlékeztet. E formával modellezhetõ számos szupernóva, és az SN 1987A maradványa is. Továbbra is kérdéses persze, hogy mi okozza a jet-szerkezetû robbanást, ezt ad hoc föltételezve viszont helyes morfológiát kapunk. Sõt, újabban több jel utal arra, hogy ha egy hipernóvarobbanást pontosan a jet felõl látunk, GRB jelenségként is detektálhatjuk a folyamatot.
A hipernóvák és megfigyelésük Az M74 galaxisban 2002. január 29-én fölfedezett SN 2002ap elsõ spektrumai alapján bizonyossá vált, hogy egy frissen körvonalazódó szupernóva-alosztály eddig legközelebbi képviselõjével állunk szemben. Bizonyos, hogy a következõ egy-két évben az objektum megfigyelése nyomán jelentõsen kiegészül a szupernóvákról és egyéb kataklizmikus objektumokkal (GRB, röntgen- és rádió-szupernóvák) való lehetséges kapcsolatukról kialakult képünk.
A hipernóvák és megfigyelésük Az M74 galaxisban 2002. január 29-én fölfedezett SN 2002ap elsõ spektrumai alapján bizonyossá vált, hogy egy frissen körvonalazódó szupernóva-alosztály eddig legközelebbi képviselõjével állunk szemben. Bizonyos, hogy a következõ egy-két évben az objektum megfigyelése nyomán jelentõsen kiegészül a szupernóvákról és egyéb kataklizmikus objektumokkal (GRB, röntgen- és rádió-szupernóvák) való lehetséges kapcsolatukról kialakult képünk.
A fekete lyukak a téridõ azon tartományai, amelyekbe anyag és sugárzás csak belehullhat, de kijönni semmi sem képes. Még elektromágneses sugárzás, így a fény sem hagyhatja el a fekete lyukat, innét ered a neve. Ennél azonban többrõl van szó: mivel a fekete lyukakból sem anyag, sem energia nem távozhat el, semmilyen információnk nincs a benne zajló folyamatokról. Határvonalukat ezért eseményhorizontnak nevezzük. A fekete lyukakban a gravitáció minden más erõt felülmúl, s az anyag egy számunkra ismeretlen, végtelenül sûrû állapot felé omlik össze, amit szingularitásként írhatunk le. A fekete lyuk a térnek e szingularitás körüli tartománya, az eseményhorizont sugarát pedig az ún. Schwarzschild-rádiusz adja meg, ami viszont a tömegtõl függ. (Ha az illetõ anyag a Schwarzschild-rádiusznál kisebbre préselõdik össze, akkor haladja meg a szökési sebesség a fény sebességét.) Egy M tömeg Schwarzschild-rádiusza km-ben könnyen kiszámítható az Rs = 2GM/c2 képlettel, ahol G az általános gravitációs állandó, c pedig a fénysebesség. Ez alapján a Nap Schwarzschild-rádiusza mintegy 3 km, a Földé pedig 1 cm. Fekete lyuk elméletileg minden anyagtömegbõl keletkezhet, ha a Schwarzschild-rádiuszánál kisebbre nyomódik össze. Jelenleg azonban csak két olyan hatékony mechanizmust ismerünk, amely létrehozhatja ezeket az egyelõre csak feltételezett objektumokat. Az egyik a nagy tömegû csillagok magjának összeomlása közvetlenül a szupernóva robbanás elõtt. Az igazán nagy fekete lyukak azonban nem így jöttek létre: a legnagyobb szörnyetegeket a galaxismagokban találjuk. Az elméletek szerint az aktív galaxisok magjaiban fekete lyukak húzódnak meg, és iszonyatos tömegvonzásuk révén folyamatosan maguk köré gyûjtik a galaxis anyagát, a gázfelhõket és a kifejlett csillagokat. A csillagokat aztán a roppant mértékû gravitáció szabályosan szétszakítja, így anyaguk a gázfelhõk anyagával együtt egy örvénylõ korongot képez a fekete lyuk körül. Ebbõl az úgynevezett tömegbefogási korongból az anyag a fekete lyuk felé zuhan. A behulló anyag végsõ eltûnése elõtt hatalmas energiára tesz szert, amely sugárzás formájában szabadul fel. Ez a sugárzás adja az aktív galaxisok magjainak iszonyatos fényerejét. A lyuk felé zuhanó anyag egy részét a felszabaduló energia visszasöpri a világûrbe, két ellentétes, a tömegbefogási korongra merõleges irányú anyagkilövellés, idegen szóval jet formájában.
Informatika és tudomány
