gazdag burok még megmaradt. Ic-szupernóvát pedig
akkor figyelhetünk meg, amikor a csillag már a robbanás előtt
megszabadult mind a H-, mind a He-rétegétől.
Érdekes, hogy a szuperfényes szupernóvák
hidrogénben szegény objektumokból is kialakulhatnak. Erre mutat példát
a 2. ábra, ahol az SN 2010kd színképe is látható (felülről a
második). Ezek a szupernóvák formálisan Ic típusúak (nincs H, He és Si
II), viszont spektrumuk különbözik a többi Ic-től. A fényességmaximum
előtt csak a szén, nitrogén és oxigén gyenge, kiszélesedett P
Cygni-profilú vonalait mutatják. A fénygörbe menete is gyakran sokkal
lassabb, mint a „normál” Ic szupenóváké. Maximális fényességük eléri,
sőt gyakran meghaladja a -21 magnitúdót. A fényességmaximum után kb.
fél évvel kezdenek megerősödni a nehezebb fémek, főleg az ionizált vas
(Fe II) vonalai.
A szuperfényes szupernóvák jelenleg minden
tekintetben rejtélyes objektumok. Sem a robbanó objektum kiléte, sem a
robbanás mechanizmusa, sem az extrém nagy csúcsfényesség
energiaforrása nem ismert. Többféle ötlet is felvetődött már, például
az ún. pár-instabilitás-mechanizmus: egy nagyon magas hőmérsékletű
csillagmagban a fotonok elektron–pozitron párokat kelthetnek, ami a
fotonnyomás drasztikus csökkenését okozza, ezért a csillagmag
stabilitását veszti, és összeomlik. A fő probléma ezzel a modellel az,
hogy a pár-instabilitás beindulása száz naptömegnél nagyobb
csillagtömeget igényelne, s ilyen nagy tömegű csillagok létezése
kérdéses. Habár már megjelent olyan közlemény, amely szerint
a megfigyelések alátámasztják ennek a mechanizmusnak
a létezését (Gal-Yam et al., 2009), további adatokkal, vizsgálatokkal
ezt eddig nem sikerült megerősíteni.
Ia típusú szupernóvák
A sem hidrogént, sem héliumot, de ionizált szilícium erős vonalait
mutató szupernóvákat nevezzük Ia típusúaknak. Ezek teszik ki a lokális
Univerzumban előforduló szupernóvák kb. egynegyedét. Itt is többféle
alcsoportot lehet elkülöníteni (3. ábra).
Az esetek kb. 70%-át alkotják a „normál” Ia szupernóvák (például
az SN 2010ex a 3. ábrán), amelyek színképe nagyon jellegzetes,
a maximum környékén nagyfokú homogenitást mutat. Emiatt nagyon sokáig
úgy vélték, hogy az ilyen „normál” Ia szupernóvák teljesen
ugyanolyanok, a fénygörbéjük is homogén, ezért ún. standard
gyertyaként használhatók kozmikus távolságmérésre.
A megfigyelési minta bővülésével azonban bebizonyosodott, hogy itt is
vannak ezektől eltérő, különleges objektumok. Az ún. SN 1991T
altípusra jellemző, hogy a maximum körüli spektrumban nagyon gyenge az
ionizált szilícium (3. ábra, legfelső színkép), helyette néha a
kétszeresen ionizált vas (Fe III) vonalai figyelhetők meg. Ezek
maximumban kb. fél magnitúdóval fényesebbek, mint a „normál” Ia
szupernóvák. Az SN 1991bg altípusban (3. ábra, legalsó
spektrum) ezzel szemben za Si II vonalak sokkal erősebbek, csakúgy,
mint az O I és a Ca II vonalai. Az ebbe az altípusba tartozó
szupernóvák maximális fényessége egy-másfél magnitúdóval alatta marad
a „normál” Ia-társaik fényességének. Néhány éve mutatták ki az SN
2002cx altípus létezését (3. ábra, alulról második spektrum),
amelynek spektruma a maximum környékén szinte nem is emlékeztet az
Ia-színképekre, a nebuláris fázisban viszont ugyanolyan a spektrumuk,
mint a többi Ia szupernóváé.
Az Ia-szupernóvák népszerűsége főként annak az
empirikus felismerésnek köszönhető, hogy fényváltozásuk alakja
korrelál a maximális abszolút fényességükkel. A „normál”
Ia-szupernóváknál fényesebbek, maximumban kicsit kékebbek és lassabban
halványodnak. Ezzel szemben a halványabbak vörösebbek és fényváltozási
ütemük gyorsabb. Ebből az empirikus relációból fejlődött ki az
Ia-szupernóvákra épülő távolságmérési módszerek családja, amelyet több
kutatócsoport is sikerrel alkalmazott az Univerzum gyorsuló
tágulásának kimutatására (lásd például: Riess et al., 1998; Perlmutter
et al., 1999).
Az Ia típusú szupernóvákat tanulmányozták
leginkább, azonban fizikai természetük közel sem ismert annyira, mint
a kollapszus-szupernóváké. A jelenleg legelfogadottabb elképzelés
szerint ezek egy szénből és oxigénből álló fehér törpecsillag
termonukleáris robbanásakor jönnek létre. A fehér törpe akkor képes
ilyen robbanásra, ha tömege túllépi a Chandrasekhar-féle határtömeget
(kb. 1,4 naptömeg). Ekkor a nyomás és a hőmérséklet olyan naggyá
válik, hogy a szén és az oxigén fuzionálni kezd. Mivel a fehér törpe
anyaga különleges, ún. elfajult állapotban van, az anyagban a nyomás
nem függ a hőmérséklettől, a beinduló fúzió energiája újabb fúziót
képes generálni, ami a fehér törpe teljes megsemmisüléséhez vezet. Az,
hogy a fehér törpe hogyan képes túllépni a Chandrasekhar-tömeget,
egyelőre vitatott. Az egyik elképzelés szerint egy kettős rendszerben
egy normál társcsillag anyagot adhat át a fehér törpének, ami így
kellően nagy tömegűvé válhat. Az alternatív elképzelés szerint a
társcsillag maga is fehér törpe, és a két kompakt csillag egymásba
spirálozása eredményeként alakul ki a robbanás. A jelenlegi
megfigyelések egyik modellt sem tudják maradéktalanul igazolni vagy
cáfolni. A legnagyobb probléma az, hogy még sosem sikerült egy olyan
fehér törpét közvetlenül megfigyelni, amiből aztán Ia-szupernóva lett.
A 2011-es év nagy szupernóvás szenzációja volt az
SN 2011fe felfedezése a 21 millió fényévre levő Messier 101 (M101)
jelű extragalaxisban (Nugent et al., 2011). Ennek jelentőségét az
adta, hogy egyrészt egy közelinek számító, jól ismert extragalaxisban
bukkant fel, másrészt órákkal a robbanást követően sikerült
felfedezni, ami rendkívül ritka, szerencsés esetnek számít. Így a
nagyon korai állapotok tanulmányozása is lehetővé vált. A legkorábbi
mérésekből és a robbanás előtti galaxisfelvételek elemzéséből
közvetett úton sikerült kimutatni, hogy a robbanó objektum nem
lehetett normál csillag, csakis fehér törpe (Bloom et al., 2012). A
társcsillagról viszont nem sikerült ilyen egyértelmű utalást szerezni,
csupán annyit, hogy nem lehetett vörös óriás vagy nagyobb méretű
fősorozati csillag (Li et al., 2011a). A robbanás kiváltó oka tehát
továbbra is homályban maradt.
A gazdagalaxis jól ismert távolsága páratlan
lehetőséget kínált a távolságmérési módszerek tesztelésére is. Ezt a
munkát elsőként egy magyar kutatócsoport végezte el, jelen sorok
írójának vezetésével, a piszkéstetői és bajai csillagvizsgálókból
végzett fotometriai mérésekre alapozva (Vinkó et al., 2012b). Az
eredmények azonban kissé csalódást keltőek voltak. Kiderült, hogy a
kétféle, általánosan használt, de különböző kalibrációkra alapuló
fénygörbeillesztő módszer kissé eltérő távolságot ad az M101-re, az
Ia-szupernóvának ugyanarra a nagy pontosságú fotometriai adatsorára
alkalmazva azokat. Ez egyértelműen a különböző kalibrációk közti
szisztematikus hibára utal, amelynek forrása jelenleg ismeretlen.
Emiatt még az ilyen közeli galaxisok, mint az M101 abszolút távolsága
is csak kb. ±1,5 millió fényév hibahatárral terhelten ismert. Az
Univerzum gyorsuló tágulásának kimutatása ettől nem került veszélybe,
mivel a relatív távolságok ennél sokkal pontosabban meghatározhatóak,
pusztán az abszolút távolságskála (és ehhez kapcsolódóan például a
Hubble-állandó értéke vagy az Univerzum valódi életkora) pontosítása
várat még magára. Abban a szupernóva-kutatók nagy többsége egyetért,
hogy a további előrelépéshez feltétlenül szükséges az Ia típusú
szupernóvák fizikájának alaposabb megismerése, a robbanó objektum
állapotának és a robbanás mechanizmusának feltárása. Ezek a törekvések
még jó ideig rengeteg munkát adnak az ezen a szakterületen dolgozó
kutatóknak. Így az eddigiekhez hasonlóan a jövőben is számos érdekes
és izgalmas új felfedezés és eredmény várható a szupernóvák csodálatos
világából.
Kulcsszavak: szupernóva, kozmikus távolságskála, csillagszerkezet,
csillagfejlődés, kozmikus elemgyakoriság, csillagászati spektroszkópia
IRODALOM
Baade, Walter – Zwicky, Fritz (1934):
Remarks on Super–Novae and Cosmic Rays. Physical Review. 46, 76.
Bloom, Joshua – Kasen, D. – Shen, K. J. et
al. (2012): A Compact Degenerate Primary–star Progenitor of SN 2011fe.
The Astrophysical Journal Letters. 744, L17,
DOI:10.1088/2041-8205/744/2/L17
Galama, Titus J. – Vreeswijk, P.M. –
Paradijs, J. van et al. (1998): An Unusual Supernova in the Error Box
of the γ–ray Burst of 25 April 1998. Nature. 395, 670–672.
DOI:10.1038/27150 •
WEBCÍM
Gal–Yam, Avishay R. – Quimby, M. – Ofek,
E. O. et al. (2009): Supernova 2007bi as a Pair–instability Explosion.
Nature. 462, 624 •
WEBCÍM
Hubble, Edwin P. (1929): A spiral nebula
as a stellar system, Messier 31. The Astrophysical Journal. 69,
103–158. DOI: 10.1086/143167
Li, Weidong – Bloom, J. S. –
Podsiadlowski, Philipp et al. (2011a): Exclusion of a Luminous Red
Giant as a Companion Star to the Progenitor of Supernova SN 2011fe.
Nature. 480, 348 • DOI: 10.1038/nature10646. •
WEBCÍM
Li, Weidong – Leaman, J. – Chornock, R. et
al. (2011b): Nearby Supernova Rates from the Lick Observatory
Supernova Search – II. The Observed Luminosity Functions and Fractions
of Supernovae in a Complete Sample. Monthly Notices of the Royal
Astronomical Society. 412, 1441. • DOI: 10.1111/
j.1365-2966.2011.18160.x •
WEBCÍM
Nugent, P. E. – Sullivan, M. – Cenko, B.
S. et al. (2011): Supernova SN 2011fe from an Exploding Carbon–oxygen
White Dwarf Star. Nature. 480, 344–347. • DOI:10.1038/nature10644 •
WEBCÍM
Perlmutter, Saul – Aldering, G. –
Goldhaber, G. et al. (1999): Measurements of Omega and Lambda from 42
High–Redshift Supernovae. The Astrophysical Journal. 517, 565–586. •
DOI: 10.1086/307221 •
WEBCÍM
Riess, Adam G. – Filippenko, A. V. –
Challis, Peter et al. (1998): Observational Evidence from Supernovae
for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant. The
Astrophysical Journal. 116, 1009–1038. • DOI: 10.1086/300499 •
WEBCÍM
Smartt, Stephen J. (2009): Progenitors of
Core–Collapse Supernovae. Annual Review of Astronomy and Astrophysics.
47, 63–106. •
WEBCÍM
Smith, Nathan – Li, W. – Foley, R. J. et
al. (2007): SN 2006gy: Discovery of the Most Luminous Supernova Ever
Recorded, Powered by the Death of an Extremely Massive Star like η
Carinae, The Astrophysical Journal. 666, 1116–1128. • DOI: 10.1086/
519949 •
WEBCÍM
Vinkó József – Takáts K. – Szalai T. et
al. (2012a): Improved Distance Determination to M51 from Supernovae
2011dh and 2005cs. Astronomy & Astrophysics. 540, A93, • DOI:
10.1051/0004-6361/ 201118364 •
WEBCÍM
Vinkó József – Sárneczky K. – Takáts K.
(2012b): Testing Supernovae Ia Distance Measurement Methods with SN
2011fe. Astronomy & Astrophysics. 546, A12 • DOI:
10.1051/0004-6361/201220043
LÁBJEGYZET
1 A tanulmányban szereplő
összes színkép a texasi McDonald Obszervatórium 9,2 m átmérőjű
Hobby–Eberly Teleszkópjának LRS spektrográfjával készült.
<
|