Régóta ismert tény, hogy az éjszaka fölénk boruló csillagos égbolt, melyre ezer meg ezer csillogó szempár tekint mélán, az est sötétjének bársonyköntösét magára öltve, folyamatos mozgásban és változásban van, így megannyi újonnan felfényesedő, vagy az idők végezetéig tartó láthatatlanságba tovatűnő égi objektumot vonultat fel a szemfüles megfigyelők előtt. Van közöttük jó pár olyan jelenség is, amely egyszeri és megismételhetetlen, s épp ezért egyedi, különleges, és a maga módján csodálatraméltó. Ezen események közé tartoznak a bizonyos csillagok halálakor bekövetkező gigantikus robbanások, melyeket szupernóváknak nevezünk. Közöttük is kiemelkedőek a két évtizeddel ezelőtt felfedezett szuperfényes szupernóvák, melyek akár százszor olyan fényesek lehetnek, mint normálisnak tekintett, halványabb társaik.
A szuperfényes szupernóva-robbanások következtében kibocsátott energia is messze meghaladja a napjainkban ismert csillagászati tranziensekét, amelyek megemlítése szintén fontos ezen események különlegességének szemléltetésében. Noha a tranziens fogalmának jelenleg nincs mindenki által elfogadott és pontos definíciója, a közmegegyezés alapján annak tekintendők az olyan események, amelyeknek során legtöbbször egy eddig ismeretlen, általában távoli csillagászati objektum hirtelen megjelenik, és gyors felfényesedést, majd annak üteménél valamivel lassabb elhalványulást mutatván időszakosan jelen van az égbolton, végül pedig örökre eltűnik a megfigyelők szeme elől. Közéjük tartoznak a néhány másodperc alatt lezajló gamma-kitörésektől kezdve az akár hónapokon át látható novák, árapály katasztrófák, vagy szupernóvák is (1. ábra), nem nevezzük tranziensnek azonban a periodikus fényességváltozást mutató jelenségeket, például az ismert pályájú üstökösöket, aszteroidákat, változócsillagokat, vagy a Naprendszerünkön kívüli, más csillagok körül keringő exobolygókat.
Az első ábrán megmutatkozik, hogy minél nagyobb csúcsfényességgel rendelkezik egy tranziens esemény, annál lassabb lefutású, tehát annál több ideig figyelhető meg az éjszakai égbolton. Az ábra vízszintes tengelye egy adott esemény láthatóságának időskáláját mutatja, a függőleges tengelyen pedig a csúcsfényesség van feltüntetve. Látható, hogy a leghalványabb, és így legrövidebb idő alatt eltűnő tranziensek az úgynevezett klasszikus nóvák. Ezek olyan csillagrobbanások, amelyek során a szülőcsillag nem semmisül meg, csak a külső burkai, így a kitörés 1000-1 000 000 évente ismétlődni tud. Ilyesféle nóva-robbanás egy fehér törpecsillagból, és egy másik, viszonylag kis tömeggel rendelkező csillagból álló kettős rendszer esetén valósulhat meg, ahol a normál csillagról anyag áramlik át a fehér törpe körül lévő anyagbefogási korongra, majd onnan a felszínére. Amint ez a gáz megközelít, illetve elér egy kritikus hőmérséklet- és nyomásszintet, a fehér törpe felszíne robbanásszerűen heves fúzióba kezd, ami a csillag hirtelen kifényesedését vonja maga után. Az ezt követő elhalványulás akár éveket, esetleg évtizedeket is igénybe vehet. Szintén a nóvák közé tartoznak, ám a klasszikus nóváknál jóval hosszabb időskálákkal bírnak a fényes vörös nóvának nevezett tranziensek. Ez a csoport különleges, hiszen alig egy tucatnyi képviselőjét ismerjük, s egyelőre nincs egyértelmű koncepció a szülőcsillag mibenlétét illetően.
A feltevések szerint a fényes vörös nóvákat két, a Napunk tömegének 30-50-szeresét elérő vörös óriáscsillag egymásba spirálozása és összeolvadása hozza létre. Ezen folyamat során a két csillag egy bizonyos idő elteltével olyannyira közel kerül egymáshoz, hogy a légkörük érintkezése miatt a mozgásuk fékeződni kezd, s az ilyen módon felszabaduló energia hővé alakul. Ennek következtében az objektum erőteljesen felfényesedik, majd jóval lassabb ütemben, akár évek alatt halványul láthatatlanná. Csúcsfényességük tekintetében az eddig bemutatott tranzienseknél jóval fényesebbek a szupernóvák. A hagyományos értelemben vett szupernóvákat két csoportra oszthatjuk a robbanási mechanizmusuk alapján: kollapszár-, és termonukleáris, vagy Ia típusú szupernóvákra. Az előbbi csoport arról kapta a nevét, hogy a robbanást a szülőcsillag magjának összeomlása, kollapszusa okozza. Ilyen szupernóva jöhet létre egy kezdetben legalább 8 naptömeggel rendelkező csillag végállapotának elérésekor, amikor a csillag belsejében kialakult vasmag elér egy bizonyos határtömeget, amely felett megtörténik a gravitációs összeomlás, és egy kemény neutroncsillag mag alakul ki. Ekkor az összeomló csillag befelé hulló anyaga a neutroncsillagról visszapattanva egy kifelé terjedő lökéshullámot idéz elő, ami a szupernóva erőteljes felfényesedését vonja maga után. A hagyományos értelemben vett szupernóvák gyakrabban megfigyelt csoportja a termonukleáris, vagy Ia nevet viseli. Ezeknek szülőobjektuma egy szoros kettős rendszerben lévő, szénből és oxigénből álló fehér törpe, ami anyagot kap a társcsillagtól. A fehér törpék jellemzője, hogy úgynevezett elfajult csillagok, ami azt jelenti, hogy belsejükben az elfajult elektrongáz nyomása tart egyensúlyt a gravitációval.
Régóta ismert, hogy ezeknek az objektumoknak létezik egy határtömege, amelyet elérve felborul az egyensúly. Ekkor spontán módon beindul a fehér törpe anyagát képező szén és oxigén nikkellé történő fuzionálása. Az elfajult állapot miatt azonban a csillag nem tud gyors adiabatikus tágulásba kezdeni, ami lehűléshez, és így a fúzió leállásához vezetne, ilyen módon pedig a folyamat során felszabaduló energia a helyi hőmérséklet rohamos növekedéséhez, és további, láncreakció-szerűen beinduló fúzióhoz, végül a csillag teljes megsemmisüléséhez vezet. Mivel az összes Ia típusú szupernóva hasonló robbanási mechanizmussal jön létre, korábban azt gondolták, hogy mindnek hasonló a felfényesedési és elhalványulási üteme, valamint csúcsfényessége is. Ezen feltevés alapján az Ia típusú szupernóvák kiválóan használhatóak az extragalaktikus távolságmérésre, segítségükkel pedig kimutatható Világegyetemünk tágulásának gyorsuló mértéke. Ezekből a normális szupernóváknak nevezett égi jelenségekből napjainkig több ezer esetet tartanak számon, s szinte nap mint nap fedeznek fel újabb példányokat. Közel két évtizeddel ezelőtt azonban sikerült egy olyan szupernóvára bukkanni, amelynek fényessége nagyságrendekkel felülmúlta az eddig ismertekét, éppen ezért a szuperfényes szupernóva névre keresztelték. Később több képviselője is akadt e különösen fényes csoportnak, s napjainkban nagyjából 150 objektumot sorolhatunk ebbe a kategóriába. A robbanás fizikájának mibenléte, és a monumentális fényességet kiváltó ok azonban nem egyértelmű, jelenleg intenzív kutatás és vita tárgyát képezi. Az egyetlen bizonyosság, hogy a szuperfényes szupernóvák nagyon nagy tömegű csillagok felrobbanásából származnak. Nem véletlenül lép fel bizonytalanság egy nagyon fényes tranziens felfedezésekor, hogy a szuperfényes szupernóvák csoportját gazdagítja-e, vagy inkább az első ábra alapján hasonló fényességgel bíró árapály katasztrófák közé sorolható. Ez utóbbi akkor következik be, amikor egy csillag megközelít egy nála nagyságrendekkel nagyobb tömeggel rendelkező fekete lyukat. Bizonyos távolságnál közelebb kerülvén a fekete lyuk gravitációs ereje akkora árapályhatást idéz elő a csillagban, hogy teljesen szétszakítja azt, majd elnyeli a kialakult törmelékfelhőt.
De vajon milyen fizikai folyamat alakíthat ki szuperfényes szupernóva-robbanást? Miként érhet el egy csillag felrobbanása több nagyságrenddel nagyobb fényességet, mint a többié? Miért ismerünk olyan keveset belőlük, és mi mindenben különböznek hagyományos értelemben vett testvéreiktől? Noha ezen kérdések minden kétséget kizáró megválaszolása még talán évtizedekig várat magára, jelenleg számos elmélet és hipotézis létezik a szuperfényes szupernóvák természetének magyarázatára.
Forgó, mágneses neutroncsillag fékeződése
A szuperfényes szupernóvák rendkívül magas fényességének magyarázatára született első hipotézist magnetár modellnek nevezik [2]. Magnetárnak tekinthetőek a gyorsan forgó és nagyon nagy mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok (2. ábra), amelyek lefékeződésük során képesek a szuperfényes szupernóváknál megfigyelt, hatalmas mennyiségű energia felszabadítására. Ilyen, nagy sebességgel forgó magnetár kialakulhat egy csillag magjának összeomlásakor keletkező neutroncsillagból, hiszen a kollapszus során a mag perdülete megmarad, mérete azonban nagyságrendekkel csökken. Ekkor a neutroncsillag mágneses tere kölcsönhathat a körülötte lévő anyaggal, amelynek köszönhetően a mag összeomlása során kialakult, gyorsan forgó magnetár fékeződni kezd. Ekkor nagy mennyiségű energia szabadul fel, amelynek egyik része hővé alakul a szupernóva-burokban, a másik része pedig kisugárzódik, ezzel létrehozván a szuperfényes szupernóva irdatlan fényességét.
Sokan próbálkoztak a magnetár modell segítségével megmagyarázni a robbanás megfigyelt jellemzőit [3], [4], [5], és ilyen módon három fontos paraméterre sikerült becslést tenni. Az egyik a robbanás során ledobott tömeg, amelyre Napunk tömegének ötszöröse adódott átlagos értéknek [6]. Szintén megállapítható a forgó, extrém erős mágneses térrel rendelkező neutroncsillag kezdeti mágneses térerőssége, illetve forgási periódusa. Utóbbira átlagosan másodpercenkénti 2000 fordulatot adnak a modellek, ami megmutatja, hogy egy szuperfényes szupernóvát létrehozó magnetár valóban rendkívül gyorsan forog. Jelenleg a magnetár modell a legtöbb ismert szuperfényes szupernóva megfigyelt jellemzőit képes megfelelően leírni, s egyre bizonyosabbá válik az a vitatott feltételezés is, miszerint a szülőcsillag kezdeti tömege összefüggést mutat a belőle kialakuló mágnesezett neutroncsillag forgási periódusával.
Mindezen biztató eredmények mellett azonban a magnetár modell számos kihívást is tartogat. Néhány esetben túlbecsli a kibocsátott energiát vagy a maximum fényességet, máshol nem reprodukálja megfelelően a fényesség időbeli változását. A legjelentősebb összeférhetetlenség a „hiányzó tömeg” problémája, ugyanis az összes többi hipotézis szerint a szuperfényes szupernóvák legalább négyszer akkora ledobott tömeggel bírnak, mint a magnetármodell által jósolt érték.
Anyagbehullás fekete lyuk felszínére
Egy másik, szintén népszerű elmélet szerint a szuperfényes szupernóvák kialakulására magyarázatot szolgáltathat ez a forgatókönyv is. Ennek során egy nagytömegű csillag végállapotának elérésekor bekövetkező magösszeomlás során létrejött fekete lyuk magába szívja szülőcsillagának megmaradt anyagát a kollapszust követő néhány nap alatt [7]. Ennek művészi ábrázolását a 3. ábra szemlélteti. Ez a folyamat, az előző modellhez hasonlóan, jelentős energiafelszabadulással jár: a befelé hulló anyag felforrósodik, amely által erőteljes részecske-szelet, elektromágneses sugárzást, vagy akár anyagkilövellést is létrehozhat. Ekkor tehát a fekete lyukba hulló anyag gravitációs energiája alakul át sugárzássá. Ez az elmélet olyan szempontból hasonlít a magnetár forgatókönyvhöz, hogy a robbanást itt is a központi objektum táplálja, ez azonban nem képes az összes szuperfényes szupernóva megfigyelt jellemzőinek megfelelő leírására. Mégis számos pozitívuma akad: ismert tény, hogy a fekete lyukra történő anyagbehullás üteme nem feltétlenül állandó az időben, ami logikus magyarázatot ad arra, hogy sok szuperfényes szupernóva esetén nem egyenletesen változik a fényesség az időben. Ezen kívül megemlítendő, hogy ez a hipotézis számottevően nagyobb energia-felszabadulást tesz lehetővé, mint az előbb említett magnetár forgatókönyv, így szintén kecsegtető a hatalmas mennyiségű energiafelszabadulással járó szuperfényes szupernóvák esetén.
Radioaktivitás és pár-instabilitás
A legtöbb hagyományos értelemben vett, normál fényességű szupernóva fényességváltozásának leírására megfelelő magyarázatot szolgáltat az a forgatókönyv, amely a robbanás során újonnan kialakult elemek (leginkább 56Ni) radioaktív bomlásából fakadó fokozatos és folyamatos energiakibocsátását veszi alapul. Ennek a modellnek létezik egy olyan, jelenleg közvetlen megfigyelésekkel nem igazolt, így csak elméletinek tekintendő változata is, melyet a szuperfényes szupernóva-robbanáshoz is szükséges, kimondottan nagy kezdeti tömeggel (140-160 naptömeg) bíró csillagok esetére hoztak létre. Ezt pár-instabilitásos hipotézisnek nevezik. Az ilyen hatalmas tömegű csillagok előfordulása meglehetősen ritka, ami magyarázatot szolgáltathat arra, hogy miért látunk ilyen kevés szuperfényes szupernóvát. A modell szerint ezen csillagok magja elérhet egy olyan, kritikus hőmérsékletet, amikor a mag nyomását biztosító fotonok elektronokká, és azok antirészecskéivé alakulnak át (4. ábra). Ezt a jelenséget elektron-pozitron párkeltésnek nevezik, s innen ered a „pár-instabilitásos” szupernóva elnevezés. Ekkor, mint hogy a csillag gravitációs erejének ellentartó nyomást biztosító fotonok megszűnnek létezni, felborul az egyensúly, és hirtelen lecsökken a nyomás, ami a csillagmag gyors tömörödését, és a sűrűség ugrásszerű megnövekedését eredményezi. Ekkor a hőmérséklet is megugrik, s kezdetét veszi az oxigénfúzió. Ez további hőmérsékletnövekedést eredményez, amelynek következtében robbanásszerűen új fúzió indul, ami pillanatok alatt szétveti a csillagot. A pár-instabilitásos szupernóvák esetén tehát akár 50 naptömegnyi csillaganyag is átalakulhat energiává a másodperc töredéke alatt, s így ezen rövid idő elteltével könnyedén felszabadulhat a szuperfényes szupernóvák létrejöttéhez szükséges, nagy mennyiségű energia [8], [9], [10].
Ez a modell kifejezetten kedvező olyan szuperfényes szupernóvák esetén, amelyek közeli galaxisban robbannak fel, így még a robbanás előtt is megvizsgálható a nagy tömeggel és fényességgel rendelkező, ezáltal a galaxis többi csillagától elkülöníthető szülőobjektumuk. Ehhez azonban szükségeltetik némi szerencse, hiszen nehéz megjósolni, hogy egy galaxis csillagai közül melyik és mikor fogja szuperfényes szupernóvaként bevégezni az életét.
A pár-instabilitás forgatókönyve alapján sikerült leírni néhány olyan szuperfényes szupernóva-robbanás megfigyelt jellemzőit, amelyek különlegesen lassú felfényesedési és elhalványulási időt mutattak, ám a legtöbb eset nehezen magyarázható ezzel a modellel. Éppen ezért a pár-instabilitásos hipotézis létjogosultsága a szuperfényes szupernóvák elméleti fizikájának intenzíven kutatott és élénken vitatott területévé vált.
Kölcsönhatás a csillagkörüli anyaggal
Szintén előállítható a szuperfényes szupernóva-robbanáshoz szükséges mennyiségű energia abban az esetben, amikor a felrobbanó csillag ledobódó burka kölcsönhatásba lép a körülötte elhelyezkedő csillagkörüli anyaggal (5. ábra). Utóbbi létrejöhet a csillag korábbi fejlődési szakaszában csillagszélként kifújt anyagából, esetleg kettő, vagy több csillagból álló rendszer tagjai közötti kölcsönhatásból, vagy a fejlődés során egyéb instabilitási folyamatoknak köszönhető heves kitörések következtében [11]. A csillagkörüli anyaggal történő kölcsönhatás megfigyelhető bizonyos szuperfényes szupernóvák mérhető fizikai paramétereiben is, így képes pontosan leírni sok ilyen objektum fényességváltozását [12]. A modell egyik hiányossága, hogy legtöbbször önmagában nem állja meg a helyét, hanem csak egy másik, előbb említett modellel kombinálva. Sok esetben például a magnetár és a kölcsönható modell együttes jelenléte szükségeltetik a robbanás megfigyelt jellemzőinek magyarázatához.
Láthatjuk tehát, hogy a szuperfényes szupernóva-robbanások megismerése napjainkban még gyerekcipőben jár: az első úttörő publikációk óta alig egy évtized telt el. Ahhoz, hogy jobban megértsük a jelenség pontos fizikáját, és ezek után akár galaxisok közti távolságmérésekre is használhassuk ezen különleges objektumokat, még rengeteg idő és munka szükséges. Szinte több a nyitott kérdés velük kapcsolatban, mint a megválaszolt. Jelenleg vitatott, hogy milyen energiaforrás képes a hatalmas fényesség elérésére: vajon helytálló a magnetár modell, vagy a fekete lyuk felszínére történő akkréció forgatókönyve? Működőképes az eddig pusztán elméletben létező pár-instabilitásos hipotézis? Mindezen kérdésekre a jövőbeli, teljes égboltot lefedő tranziens-kereső felmérések során felfedezendő, nagyszámú szuperfényes szupernóva részletes vizsgálata után, pár évtized elteltével talán választ kaphatunk.
KÖNYVES-TÓTH RÉKA
Az írás a TIT és a DOSZ ismeretterjesztő cikkpályázatára érkezett.
IRODALOM
[1] Cenko, S. Bradley 2017. Nature Astronomy 1, 8
[2] Maeda, K., Tanaka, M.,Nomoto, K., et al. 2007., ApJ, 666, 1069
[3] Woosley, S. E. 2010., ApJL, 719, L204
[4] Kasen, D. & Bildsten, L. 2010., ApJ, 717, 245
[5] Inserra, C., Smartt, S. J., Jerkstrand, A., et al. 2013., ApJ, 770, 128
[6] Nicholl, M., Berger, E., Margutti, R., et al. 2017, ApJL, 835, L8
[7] Dexter, J. & Kasen, D. 2013., ApJ, 772, 30
[8] Chatzopoulos, E., Wheeler, J. C. & Couch, S. M. 2013., ApJ, 776, 129
[9] Chatzopoulos, E., van Rossum, D. R., Wheeler, J. C., et al. 2015., ApJ, 799, 18
[10] Chatzopoulos, E., Gilmer, M. S., Wollaeger, R. T., et al. 2019., ApJ, 875, 140
[11] Smith, N. 2014., ARAA, 52, 487
[12] Chatzopoulos, E., Wheeler, J. C. & Vinkó, J. 2012., ApJ, 746, 121
