Szerzõ: Kovács József | 2007. november 23., péntek
Egy új modellszámítás szerint lehet, hogy a rekurrens nóva fogalma mellé be kell vezetnünk a "visszatérõ" szupernóva fogalmát is.
A 2006-ban felfedezett, s késõbb 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 tömegû csillag több, akár hat, egymástól idõben szétváló szupernóva-szerû kitörést is produkálhat, melyek közül még az utolsó sem végzetes a csillag számára – a kitörések együttes hatásaként azonban elõállhat az elõzõleg soha nem tapasztalt fényességû szuperrobbanás.
Fantáziarajz az SN 2006gy robbanásáról.
(NASA/CXC/M. Weiss)
A modell szerint az elsõ, egyébként nem túl fényes szupernóvaként jelentkezõ robbanás csak egy burkot dob le a csillagról. Egy második, szintén szupernóva méretû robbanás során azonban újabb anyaghéj dobódik ki, ami nagyobb sebességgel tágulva utoléri az elsõ 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 belõle, így a Woosley-féle számítás magyarázhatja a százszoros intenzitásnövekedést.
A modell mûködéséhez 90 és 130 naptömeg közötti kiinduló tömeg szükséges. Ilyen nagytömegû csillagok magjában a csillag élete vége felé a hõmérséklet olyan magasra szökik, hogy a megfelelõ energiájú fotonokból az ún. párkeltés során elektronok és antirészecskéik, pozitronok jöhetnek létre. Közben a sugárzási térbõl eltûnõ fotonok miatt a sugárnyomás lecsökken, így a csillag magja gyorsan elkezd összehúzódni. A stabilitás megbomlásával járó folyamatot az elõzõek miatt pár-instabilitásnak is nevezik.
A mag összehúzódása addig tart, amíg össze nem roppan. Ekkor robbanásszerûen elkezdi égetni a benne lévõ 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 pulzációszerû folyamat lesz az eredmény: instabilitás – gyors tágulás és sugárzás – újabb összehúzódás – felmelegedés – instabilitás. A pulzálás addig tart, amíg a csillag a stabil állapotba visszakerüléshez elegendõ tömeget nem veszít.
Woosley szerint 2 és 6 robbanás között bármennyi elõfordulhat, 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 továbbfejlõdve valószínûleg eljut a vasmag létrehozásáig, majd az összeroppan, s a csillag egy gamma-kitörésben fejezheti be végleg pályafutását.
A 110 naptömegû kiinduló állapotra elvégzett modellszámítás adatai a következõk. Az elsõ nagy kitörés során a csillag egy nagyjából 25 naptömegû, hidrogénbõl és héliumból álló héjat dob le magáról egy körülbelül 6×1041 erg/s teljesítményû, 200 napig követhetõ szupernóva-robbanást produkálva. A következõ héj ledobása 6,9 év múlva következik be. 9 év elteltével aztán a csillag egy 2,2 naptömegû vasmagot hoz létre, ami végül egy gyorsan forgó neutroncsillaggá vagy fekete lyukká zuhan össze.
A fenti tömegû 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 nagytömegû 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 elõbb egy másik, szintén az SN 2006gy természetével foglalkozó cikk is megjelent. Ennek szerzõi, Simon Portegies Zwart és Edward van den Heuvel (Astronomical Institute 'Anton Pannekoek') a szokatlan fényességû robbanást két nagytömegû csillag összeolvadásával magyarázzák. Cikkükben kimutatják, hogy fiatal, nagy sûrûségû csillaghalmazokban a nagytömegû csillagok ütközési gyakorisága elég nagy ahhoz, hogy kellõ 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 nagytömegû csillagokból álló sûrû halmazt találunk.
Források:
Woosley, S.E. és mtsai, 2007, Nature, 450, 390
Portegies Zwart, S.F & van den Heuvel, E., 2007, Nature, 450, 388