A szupernóva a Napnál nagyobb tömegű csillag végső, nagy robbanása, melynek során a csillag luminozitása (néhány hónapon keresztül) egy átlagos galaxiséval vetekszik. Neve az égbolton új (latinulnova, azaz „új”) csillagként való feltűnéséhez kapcsolódik, régebben hívták vendégcsillagnak is. A „szuper” a kevésbé fényes nóváktól való megkülönböztetésre szolgál, melyek más okból fényesednek ki.
A szupernóva-robbanás során a csillag ledobja a külső rétegét, mely a környezetét hidrogénnel, héliummal és nehezebb elemekkel telíti. A kidobott anyag általában gömb alakban tágul, miközben egyre ritkább lesz. Ha a szupernóva-robbanás közeli por- vagy gázködöt nyom össze, ott megindíthatja újabb csillagok kialakulását, és nehezebb elemekkel szennyezheti azt a ködöt. A Napban és Földünkön található, lítiumnál nehezebb elemek léte annak köszönhető, hogy a Naprendszer keletkezésekor a közelünkben több szupernóva-robbanás történt.
A szupernóvák többször joule energiát képesek kibocsátani, nagyjából annyit, amit a Nap egész élettartama során. Megkülönböztetünk I. (ezen belül Ia, Ib és Ic) és II típusú szupernóvákat az alapján, hogy a robbanási folyamat korai színképében kimutatható-e a hidrogén. Újabban több, a hagyományos osztályozási rendszerbe nehezen besorolható szupernóvát is felfedeztek.
Az ismertebb szupernóvák közé tartozik a Nagy Magellán-felhőben fellángolt SN 1987A jelű, valamint az 1604-ben felfedezett Kepler-féle szupernóva (SN 1604). Ez utóbbi, illetve az 1572. évi Tycho Brahe-féle szupernóva (SN 1572) jelentős lökést adtak a csillagászat fejlődésének, mivel a korabeli klasszikus felfogást, amely az állandó csillagokat az éggömb változatlan részeinek tartotta, véglegesen megingatták.
A legkorábbi ismert szupernóva az SN 185, ezt kínai csillagászok jegyezték fel i. sz. 185-ben. Az emberiség írott történelmének legfényesebb csillagközi eseménye az SN 1006 megfigyelése volt a Farkas csillagképben, amelyről a Föld több pontján készültek feljegyzések. Hónapokig megfigyelték, és fényénél éjszaka akár olvasni is lehetett. Az SN 1054-et több helyről is megfigyelték (de Európából sajnos nem), ennek maradványa a Rák-köd. A Rák-köd régebbi rajzait és újabb fényképeit összehasonlítva a 20. század elején jöttek rá arra, hogy a köd tágul, és hogy a tágulás valamikor 1000 körül kezdődhetett. A galaxisunkban szabad szemmel megfigyelhető két legutolsó szupernóva (az SN 1572, ezt Tycho de Brahe fedezte fel és az SN 1604, Kepler szupernóvája) fontos volt abból a szempontból, hogy döntő bizonyítékot szolgáltatott az arisztotelészi világkép megdöntésére, mely szerint a Holdon túli világ teljesen változatlan.
A távcső feltalálása után vált lehetővé a Tejútrendszerünkön kívüli, extragalaktikus szupernóvák felfedezése, ezek közül az első az 1885-ben, az Androméda-galaxisban felfedezett S Andromedae (SN 1885A) volt. A 20. században a csillagászoknak sikerült megérteniük a különböző szupernóva-típusok működési mechanizmusát, valamint szerepüket a héliumnál nehezebb elemek létrejöttében. A nagyon távoli szupernóvák – standard gyertyaként használva – lehetőséget biztosítanak a Világegyetem korának és tágulási sebességének meghatározására: az ezekből szerzett bizonyítékok alapján a Világegyetem egyre gyorsulva tágul.
Mivel a szupernóvák viszonylag ritkák (egy, a Tejútrendszerünkhöz hasonló galaxisban átlagosan 50 évenként lángol fel egy, bár például a csillagontó-galaxisokban ez sokkal gyakoribb is lehet), ezért egyszerre számos galaxis megfigyelésére van szükség a megfelelő nagyságú mintavételhez.
A más galaxisokban fellángoló szupernóvák előrejelzésére nincsen lehetőség (a Tejútrendszeren belül is csak nagyon korlátozottan), így, amikor felfedezik őket, akkor már javában zajlik a folyamat. A szupernóvák legfontosabb adata legnagyobb fényességük, ezért ennek elérése előtt, a viszonylag rövid ideig tartó fényesedő fázisban lenne a legjobb felfedezni őket. A nagyszámú amatőr csillagász ebben jelentős segítséget nyújt, ők rendszerint vizuális módszerrel, a távcsőbe bepillantva fedezik fel a galaxisban megjelent új csillagot.
A 20. század végétől kezdve megnőtt az automatizált keresőprogramok jelentősége, számítógéppel vezérelt távcsövekre szerelt CCD-kamerák képeit erre a célra megírt szoftverekkel hasonlítják össze. Amatőrök is dolgoznak hasonló módszerekkel, de profi csillagászok is üzemeltetnek ilyen rendszereket, ilyen például a Katzman Automatic Imaging Telescope. A szupernóvák időben történő felfedezését segíti az Supernova Early Warning System (SNEWS) rendszer, mely a szupernóvák felől érkező neutrínók észlelésére koncentrál: a neutrínók a csillagok magjának összeroppanásakor indulnak útjukra, még azelőtt, hogy a csillag szupernóvaként felrobbanna, így a felfénylés előtt érkeznek a Földre, emellett a csillagközi anyag sem nyeli el őket.
A szupernóvákat távolságuk szerint kétfelé oszthatjuk: a (közeli) kis és a (távoli) nagy vöröseltolódású szupernóvákra, a kettő között a z = 0,1-0,3 vöröseltolódás-értékek mentén húzódik a határ. A közelebbi, kis vöröseltolódású szupernóvák elég fényesek ahhoz, hogy színképüket részletesen tanulmányozhassuk, így lehetőség nyílik fizikájuk alaposabb megismerésére. A nagy vöröseltolódású szupernóvák jelentősége leginkább a világegyetem tágulásának mérésében mutatkozik, standard gyertyaként felhasználva őket ugyanis megmérhető az adott galaxis távolsága, vöröseltolódásukból pedig a távolodási sebességük, amely a Hubble-állandó pontosításához szükséges.
Újabban sikerült megfigyelni régebbi szupernóvák fényhullámainak terjedését, a robbanáskor útjára induló fényimpulzus ugyanis – egy fénysebességgel táguló gömbfelületen haladva – megvilágítja az útjába kerülő csillagközi gázt és port. Az ilyen fényjelenségről megfelelő érzékenységű műszerekkel akár színképeket is felvehetünk, így korábbi szupernóvák tanulmányozására is lehetőség nyílik.[1]
A szupernóvák osztályozása
A szupernóvákat színképük alapján hagyományosan (Fritz Zwicky nyomán) két fő osztályba soroljuk, az I típusban nem láthatóak a hidrogénszínképvonalai, a II típusban láthatóak.[2] A robbanás mechanizmusa alapján az Ia altípus mögött teljesen különböző fizikai folyamat áll, mint az Ib, Ic és II altípus mögött.
I típus: A korai spektrumban nem láthatók a hidrogén színképvonalai
II típus: A korai spektrumban kimutatható a hidrogén színképvonala
Kisebb tömegű csillagok, melyek egy szoros kettős rendszer részei és fehér törpeként, az átmeneti végstádiumukban a kísérőcsillaguktól – amely többnyire egy vörös óriás – anyagot kapnak. Az idők folyamán több nóvakitörés is előfordulhat, melyek során a felhalmozott gázokból a hidrogén fuzionál és a fúzió végtermékei visszamaradnak. Ez a folyamat egészen addig tart, amíg a fehér törpe meg nem közelíti a Chandrasekhar-határt és így a saját gravitációja következtében olyan sűrűvé nem válik, hogy a hőmérsékleti nyomás szerepét a teljes összeomlás megakadályozásában a kvantumnyomás veszi át. A hőmérsékleti nyomás alatt működő magfúzió önszabályozó rendszer, ugyanis ha a magfúzióban felszabaduló energia hatására nő a csillag belső hőmérséklete, akkor a megnövekedő hőmérsékleti nyomás hatására kitágul a csillag, aminek következtében lehűl, és így csökken a magfúzió hevessége. A kvantumnyomás azonban független a hőmérséklettől. Így ha egy kvantumnyomás következtében egyensúlyi állapotban levő csillagban beindul valamilyen magfúziós folyamat, jellemzően szénfúzió, akkor a megnövekedő hőmérséklet hatására nem tágul ki a csillag, vagyis nem csökken a hőmérséklete, így a magfúzió szabályozatlan formában egyre hevesebbé válik és a csillag egy gigantikus méretű termonukleáris bombaként felrobban, és a magfúzióban részt vevő összes anyag rendkívül gyorsan vassá és hozzá hasonló nehéz elemekké alakul át. Ezt a jelenséget termonukleáris, vagy más néven Ia típusú szupernóvának is nevezik. Annak ellenére, hogy e folyamatban relatív alacsony tömegű csillagok vesznek részt, ezek a legfényesebb szupernóvák.
Bármennyire is hihetetlen, az Ia típusú szupernóvák gigantikus termonukleáris robbanása számunkra kezdetben közvetlenül láthatatlan marad. Ugyanis a szupernóva felrobbanásakor kidobott anyag bármennyire forró is, sűrű és átlátszatlan. A kidobott anyagnak addig kell tágulnia, amíg átlátszó nem lesz. Az Ia típusú szupernóva esetében, ahol az anyag kezdetben nagyon sűrű volt, olyan mértékű táguláson kell a ledobott anyagnak keresztül mennie míg átlátszó lesz, hogy eközben teljesen lehűl. Így látható fény kisugárzására már nem számíthatnánk. A szupernóva fényességét tehát valami másnak kell biztosítania, ez pedig nem más, mint a radioaktív bomlás.[5] Ha a robbanás többszörös héliumatommagból felépülő anyagból – mint például szén, oxigén vagy szilícium – táplálkozik, akkor olyan anyag keletkezik, ahol a protonok és neutronok száma (hasonlóan a kiinduló anyagokhoz) szintén egyforma. Ugyanakkor a legalacsonyabb a nukleáris potenciálja a vasnak van, ennek atommagjában 26 proton és 30 neutron van. Ezt a természet úgy állítja a szupernóva robbanás során elő, hogy először egy ugyanilyen tömegszámú de azonos számú protonból és neutronból álló magot készít a termonukleáris fúzió során. Ez a nikkel-56 (56Ni). A 56Ni atommagjában 28 proton és 28 neutron van. A 56Ni instabil és radioaktív bomláson megy keresztül, ennek során az egyik protonja neutronná alakul, és kobalt-56 (56Co) keletkezik, aminek atommagjában 27 proton és 29 neutron van. A 56Co is instabil, egyik protonja neutronná alakul át, aminek következtében egy 26 protonból és 30 neutronból álló atommag keletkezik, ami nem más, mint a vas-56, vagyis a közönséges vas. A vas pedig már stabil, sőt a létező legstabilabb elem, így ez már nem megy át átalakuláson. A radioaktív bomlások során keletkezett gamma-sugarakat elnyeli a táguló anyag, amitől felforrósodik, és ennek a forró anyagnak a sugárzását láthatjuk hónapokon át az Ia típusú szupernóva fényeként. A 56Ni felezési ideje 6,1 nap, a 56Co felezési ideje pedig 77 nap.
Az extragalaktikus távolságmérésben szerepük nagyon fontos: mivel az elfogadott elméletek szerint a robbanás mindig a Chandrasekhar-határ elérésekor történik, ezért a robbanó csillagok tömege, így a robbanásban részt vevő anyag mennyisége, végső soron a robbanás abszolút fényessége minden esetben megegyező. Így lehetőség nyílik standard gyertyaként történő felhasználásukra igen távoli galaxisok esetében, melyekben robbannak.
Újabban vitatják az Ia szupernóvák állandó abszolút fényességét bizonyos esetekben:[6] elvben elképzelhető, hogy szoros kettős rendszerekben mindkét komponens fehér törpévé alakult, és egymás körüli keringésük közben egyre közelebb kerülve egymáshoz, egyszerre csak összeolvadnak, és így lépik át a Chandrasekhar-határt, az így keletkező objektum tömege bizonytalan, elvben a Chandrasekhar-határ kétszeresét is megközelítheti, így a szupernóva fényessége is jóval nagyobb lehet, így egyes esetekben a szupernóvákkal történő távolságmérés bizonytalan lehet.
Ennek az elméletnek azonban ellentmond egy 2009-ben publikált modell,[7][8] mely két egymás körül keringő megközelítően azonos tömegű (0,83-0,90 M☉) fehér törpe összeolvadását modellezi. Az ilyen kiinduló paraméterekkel fellángoló szupernóva fényessége azonban alatta marad a "szokásos" Ia típusénak és azoktól eltérő a spektruma is. Az SN 1991bg-ről elnevezett 1991bg altípus megközelítőleg az Ia szupernóvák 10%-át teszi ki.
Más esetekben, ha a robbanó csillag forgási sebessége igen nagy, a centrifugális erő ellene dolgozhat a csillag összeroppanásának, így újra a szokottnál nagyobb tömeg elérésekor robbanva, megint csak fényesebbé téve a létrejövő szupernóvát.
Nagyméretű csillagok, melyek kezdeti tömege meghaladja a 8 naptömeget, nukleáris fűtőanyaguk teljes elhasználása után fejlődésüket a mag összeroppanásával fejezik be. A folyamat eredményeképpen egy kompakt objektum, pulzár (kb. 8-20 naptömegű csillag robbanása esetén), fekete lyuk (kb. 20-40 naptömegnyi csillag robbanása esetén) vagy magnetár keletkezhet. A 40-100 naptömeg kezdeti tömegű csillagok az összeomlás során nem robbannak.[9]
Az Ib és Ic típusú szupernóvák, hasonlóan a II-es típushoz, nagy tömegű csillagokból alakulnak ki, amelyek fűtőanyaga a magban elfogyott. A progenitor csillag azonban az erős csillagszél, vagy egy társcsillag hatására a külső hidrogénrétegét elvesztette.[10] Az Ib és Ic típusú szupernóvák feltehetően nagy tömegű Wolf–Rayet-csillagokösszeomlásakor alakulnak ki,[11] a II-es típus pedig valószínűleg a kék szuperóriásokból keletkezik. Bizonyos mérések pedig arra utalnak, hogy az Ic típusúak kis százaléka okozza a gammafelvillanásokat, ez azonban nem zárja ki azt, hogy bármelyik, a külső hidrogénrétegeitől megszabadított nagyméretű csillag Ib illetve Ic típusú szupernóvaként felrobbanva gammakitörést eredményezzen, a robbanás térbeli lefutásának függvényében (azaz lehetséges, hogy a gammakitörés keskeny csóvája elkerüli a Földet és így nem érzékelhető).
A szupernóvák elnevezési rendszere
A szupernóvákat az IAU nevezi el. Nevük mindig az adott év számával kezdődik, azután egy nagybetű azonosítja az egyes szupernóvákat, minden évben A-val kezdve. Napjainkban a különféle keresőprogramok sokkal több szupernóvát fedeznek fel, mint amennyit ezzel a nomenklatúrával el lehet nevezni (26 darab), ezért az adott év első 26 szupernóvája után egy két kisbetűből álló elnevezést használnak: az első azonosítja az év egy fél hónapos időszakát (az a január első felét, a b január második felét, és így tovább), a második betű pedig ezen belül az időszakon belül az adott szupernóvát, a-val kezdve és folyamatosan haladva.
Néhány, a történelmi időkben látott szupernóva, mivel az adott év nyilvánvalóan egyetlen észlelt szupernóvái voltak, betű nélkül szerepel, ilyen például a Kepler által látott SN 1604, vagy a Tycho Brahe által látott SN 1572.
Hatásuk a csillagközi környezetre
Nehéz elemek forrásai
A szupernóvákat tekintik az oxigénnél nehezebb elemeknek fő forrásainak: a Fe56, illetve az ennél könnyebb elemek a nukleáris fúzió során jönnek létre, míg a vasnál nehezebbek a szupernóva robbanás során fellépő nukleoszintézisben keletkeznek. Nagy valószínűséggel szupernóvákban megy végbe a nukleoszintézis gyors változata, az r-folyamat („rapid”, azaz gyors), mely rendkívül nagy hőmérsékleten és nagy neutronsűrűségnél indul be. A folyamat neutronokban gazdag, kimondottan instabil atommagokat hoz létre, melyek gyors béta-bomlással tartósabb atomokat képeznek. Az r-folyamatII típusú szupernóvákban indul be, és a vasnál nehezebb elemek megközelítően felének létrejöttéért felelős, mint például a plutónium, az urán és a kalifornium.[12] Csak egy másik folyamat létezik, melyben vasnál nehezebb elemek keletkezhetnek, mégpedig az öreg, nehéz vörös óriásokban fellépő s-folyamat, amely azonban lassabb, és ólomnál nehezebb elemeket nem tud létrehozni.
Szerepük a csillagok fejlődésében
A szupernóva-robbanás maradványát egy kompakt objektum és egy anyagból álló, gyorsan táguló hullámfront képezi. Ez az anyagfelhő a megközelítően két évszázadig tartó tágulás alatt a csillagközi teret „kisöpri”, majd a következő 10 000 év folyamán adiabatikus tágulás során lassan lehűl és anyaga keveredik a csillagközi anyagokkal.[13] Az Ősrobbanásban keletkezett a hidrogén, hélium és a lítium, míg az ennél nehezebb elemeket csillagok és szupernóvák hozzák létre.
Az ilyen módon keletkezett elemek gazdagítják a molekuláris felhőket, melyekben a csillagok kialakulnak.[14] Ennek következtében a csillagok minden generációja különbözik a többitől, kezdve a korai univerzum csak hidrogénből és héliumból álló III. populációs csillagaitól, egészen a több fémet tartalmazó I. és II. populációs csillagokig. A szupernóva-robbanás a legfontosabb mechanizmus a csillagokban a nukleáris fúzió során keletkezett nehéz elemek űrben történő elosztására. A csillagok elemösszetétele jelentősen befolyásolja élettartamukat és feltehetően hatással van a bolygók kialakulásának valószínűségére.
A rövid élettartamú radioaktív izotópok bomlási maradványainak vizsgálatával kimutatható, hogy egy közeli szupernóva-robbanás befolyásolta a Naprendszer összetételét, és akár csillagképződési folyamatot is beindíthatott.[16] A szupernóvában keletkezett elemek tették lehetővé a Földön az élethez szükséges kémiai konfiguráció kialakulását.
Galaxisunk számos óriáscsillaga jutott el fejlődésének abba az állapotába, hogy csillagászati értelemben rövid időn belül (néhány ezer – millió év) szupernóvává váljék. Ilyenek a ρ Cassiopeiae, az η Carinae,[18][19] az RS Ophiuchi,[20][21] a VY Canis Majoris,[22] az Antares és a Spica is. A hasonló állapotban lévő Betelgeuze az utóbbi 15 évben gyorsan elkezdett összehúzódni, ami utalhat közelgő szupernóva előtti állapotra is.[23]
A Wolf–Rayet-csillagok közül többről feltételezhető, hogy a közeljövőben szupernóvát fognak produkálni, ilyen a például a γ Velorum és a WR 104, ez utóbbi a földi bioszférára is veszélyes lehet, mert forgástengelye és ebből eredően a robbanáskor felszabaduló energia nagy részének kisugárzási iránya megközelítőleg a Föld felé mutat.[24]
A legközelebbi szupernóvajelölt az IK Pegasi,[25] ez a fehér törpe mindössze 150 fényév távolságban van (ellentétben az óriáscsillagok ezer fényév körüli távolságával), és Ia típusú, sokkal fényesebb szupernóvaként fog megsemmisülni, de tömege jelenleg a számítások szerint mindössze a Nap tömegének 1,15-szöröse,[26] ami még nagyon messze van a Chandrasekhar-határtól.[27]
↑Sonderberg, Alicia (2008. 11). „X Rays Mark the Spot: A Newborn Supernova”. Sky & Telescope116 (No. 5), 26-31. o. (Hozzáférés: 2009. szeptember 17.)
↑Stevenson, David (2007. 07). „A Bigger Bang”. Sky & Telescope114 (No. 1), 32-37. o. (Hozzáférés: 2009. szeptember 17.)
↑Szalai Tamás: Két törpe is durranhat nagyot. Hírek.Csillagászat.hu, 2009. november 11. [2009. november 14-i dátummal az eredetiből archiválva]. (Hozzáférés: 2009. november 11.)
Vinkó József: Távolságmérés szupernóvákkal: tények és talányok, Fizikai Szemle, 2006/7.
Sonderber, Alicia: X Rays Mark the Spot: A newborn Supernova, Sky & Telescope, 2008/11.
Isaac Asimov: A robbanó napok. A szupernóvák titkai; ford. Szegedi Péter; Kossuth, Bp., 1987 (Univerzum könyvtár)
J. Craig Wheeler: Kozmikus katasztrófák. A szupernóvák, a gamma-kitörések és a hipertér rejtelmei; ford. Dienes István; Alexandra, Pécs, 2004
John Gribbin: Kozmikus körforgás. A szupernóvák és az élet, avagy hogyan keletkezünk a csillagporból; ford. Both Előd; Akkord, Bp., 2007 (Talentum tudományos könyvtár)
