Fizikai Szemle honlap |
Tartalomjegyzék |
Szalai Tamás SZTE Optikai és Kvantumelektronikai Tanszék
Régóta közismert, hogy a szupernóva-robbanások alapvető szerepet játszanak a kozmikus nukleoszintézisben és a csillagfejlődésben; emellett a nagyenergiájú fizikai folyamatok űrbeli "laboratóriumaiként" és a kozmikus távolságmérés alappilléreiként is nagyfokú tudományos érdeklődésre tartanak számot [1, 2]. Ennek megfelelően a csillagrobbanások napjaink asztrofizikájának kiemelt fontossággal vizsgált jelenségei közé tartoznak - ezzel együtt számos tulajdonságukat továbbra is homály fedi.
Jelenlegi tudásunk szerint a szupernóvák két fő kategóriába sorolhatóak. Az egyik esetben (Ia típus) egy kettős rendszerben lévő - a társobjektumtól való anyagelszívás miatt a Chandrasekhar-féle kritikus tömeghatárt átlépő - fehér törpecsillag termonukleáris robbanását látjuk, míg a másik esetben egy nagy tömegű (a Napénál legalább nyolcszor nagyobb kezdeti tömegű) csillag magjának gravitációs összeomlása (kollapszusa) a végső robbanás kiváltó oka - utóbbiakat összefoglaló néven kollapszár szupernóváknak is nevezzük (színképi besorolásuk Ib, Ic vagy II, lásd [1, 2]). Bár úgy tűnik, hogy az alapvető információk a birtokunkban vannak, rengeteg még a tisztázandó részlet; például, hogy van-e átmenet az egyes kollapszár-kategóriák között, vagy hogy léteznek-e a leírtaktól eltérő módon - például fehér törpék összeolvadása révén - bekövetkező robbanások.
A fentebb vázolt kérdések mellett hosszú ideje tart a vita arról, hogy vajon a számos asztrofizikai folyamatban (a molekulaképződésben, a fény-anyag kölcsönhatásokban vagy a bolygókeletkezésben) fontos tényezőnek számító csillagközi porszemcsék kialakulásában is szerepet játszanak-e a szupernóvák, és ha igen, mekkora mértékben.
Eszerint tehát további forrásoknak is létezniük kell, amelyek közül jelenleg a kollapszár szupernóvák tűnnek a legígéretesebb jelölteknek. A csillagrobbanások és a porképződés lehetséges kapcsolata - a szupernóvák sugárzásában kimutatott infravörös sugárzási többlet magyarázataként - már évtizedekkel ezelőtt felvetődött. A korai hipotéziseket később saját Naprendszerünkön belüli bizonyítékokkal sikerült alátámasztani: egyes meteoritokban talált anomális izotóparányok arra engedtek következtetni, hogy a bolygóközi tér porszemcséinek egy része jóval Naprendszerünk keletkezése előtt, szupernóva-robbanások környezetében jött létre. A kollapszár szupernóvaként felrobbanó, nagy tömegű csillagok átlagos élettartama jóval rövidebb (1-100 millió év), mint kisebb tömegű társaiké, így ezek a csillagrobbanások jelentős szerepet tölthettek be a korai Univerzum (és talán a későbbi időszakok) porképződési folyamataiban. Vannak ugyan más lehetőségek is a távoli galaxisok meglepően nagy portartalmának magyarázatára (például az úgynevezett aktív galaxismagok centrumaiban lévő, több milliárd naptömegű fekete lyukak környezetéből kiáramló anyagban bekövetkező szemcseképződés), de több esetben egyedül a szupernóvák feltételezett portermelési rátája tűnik elegendőnek a megfigyelésekből interpretált pormennyiség magyarázatára.
A legnagyobb probléma ugyanakkor éppen a szupernóvák környezetében becsült, illetve kimutatott por mennyiségével kapcsolatos. A különböző elméleti tanulmányok egységesen 0,1-1 naptömegnyi, frissen keletkező port jósolnak, ami - figyelembe véve az egyes galaxisokban felrobbanó szupernóvák becsült számát - nagyjából fedezi a távoli galaxisok feltételezett pormennyiségét. Az újabb modellek esetében azt is figyelembe vették, hogy a kondenzálódó porszemcsék mekkora része marad meg, illetve szublimálódik a robbanást követően terjedő lökéshullámfrontok és a csillag körüli anyag kölcsönhatásai következtében.
A robbanás utáni porképződés első megfigyelési bizonyítékai a Nagy Magellán-felhőben felfénylett, híres SN 1987A szupernóvához köthetőek:
Az utóbbi effektust később két másik szupernóva esetében is megfigyelték, de a valódi előrelépést a Spitzer-űrtávcső 2003-as felbocsátása hozta meg. Az infravörösben észlelő első, viszonylag jó felbontású és nagy érzékenységű űreszköz segítségével több szupernóva környezetében sikerült többletsugárzást detektálni a középinfravörös tartományban, ami legegyértelműbben porszemcsék hőmérsékleti sugárzásával magyarázható. A meglepetést az okozta, hogy - akárcsak az SN 1987A esetében - a mért fluxusokból számolható portömegek több nagyságrenddel alacsonyabbnak (~ 10-4-10-5 naptömeg) adódtak az elméletileg vártnál.
A friss portömeg becslésénél további bizonytalansági tényező, hogy a felrobbanó csillagok környezetében elvileg nem csak a közvetlenül a robbanás következményeként keletkező port lehet megfigyelni. Egy másik lehetőség, hogy a robbanás előtt, a szülőcsillag tömegvesztési folyamatai révén a csillag körüli térbe kerülő anyag a szupernóva erős sugárzása miatt felfűtődik, a benne lévő porszemcsék pedig az elnyelt plusz energiát infravörös tartományban sugározzák ki. A jelenséget a szakirodalomban infravörös visszfénynek (IR echo) is nevezik, amelyet néhány szupernóva esetében a detektált középinfravörös excesszus - egyedüli vagy részbeni - okaként jelöltek meg. Az utóbbi elmélet elfogadása azt a képet erősíti, miszerint nem maguk a szupernóva-robbanások, hanem azok szülőcsillagai tölthetnek be fontos szerepet a Világegyetem portermelésében.
A kérdést - egyelőre - az idősebb szupernóva-maradványok vizsgálata sem segített tisztázni. Ezekben a több száz, vagy akár több ezer éves, hatalmas, kihűlt gázfelhőkben a porszemcsék hőmérséklete már jóval alacsonyabb, mint a robbanást követő időszakban, ezért termális sugárzásuk detektálására távoli infravörös, illetve szubmilliméteres tartományban van esély. Az eddigi eredmények meglehetősen ellentmondásosak, a becsült pormennyiségek 0,001 és 3 naptömeg között változnak. A feladatot nehezíti, hogy az idős szupernóva-maradványok nagy mérete és inhomogén sűrűségeloszlása miatt bonyolult elválasztani egymástól a bennük, valamint a közöttünk húzódó csillagközi térben lévő porszemcsék hozzájárulását az észlelt sugárzáshoz.
Az elméleti munkák és a megfigyelések között feszülő ellentétek feloldására többféle elképzelés létezik. A modellek egy részében a szupernóvák környezetében lévő port nem homogén, hanem inhomogén ("csomós") térbeli eloszlással kezelik - ez pedig legalább egy nagyságrenddel megnövelheti a korábbi tömegbecslések eredményeit (ugyanakkor ezen modellek megalkotása meglehetősen bizonytalan). Felvetődött az is, hogy a fiatal Univerzumban a becsültnél több nagy tömegű csillag lehetett, s így több szupernóva robbanhatott fel. Az utóbbi időkben ugyanakkor megjelentek olyan cikkek is, amelyek rávilágítanak a távoli, halvány galaxisok - általában meglehetősen alacsony jel/zaj arányú - megfigyelési adatainak bizonytalanságaira, egyúttal megkérdőjelezik a fiatal galaxisokban becsült portartalom magas értékét is.
A fentiekből kiderült, hogy a szupernóvákhoz köthető porkeletkezés izgalmas, ugyanakkor kérdőjelekkel teli kutatási terület. Ebben nagy szerepet játszik a részletes analízisek alacsony száma, ezért minden egyes objektum egyedi vizsgálata fontos információkhoz juttathatja a kutatói közösséget. Csoportunkat ez arra ösztönözte, hogy részletesen vizsgálja az általunk a kezdetektől fogva tanulmányozott, SN 2004dj jelű szupernóva környezetében zajló porképződési folyamatokat [3].
Az utóbbi 17 év legfényesebb, legközelebbi ismert szupernóváját, az SN 2004dj-t egy japán amatőrcsillagász, Koichi Itagaki fedezte fel 2004 júliusában (1. ábra). Hamarosan kiderült, hogy a mintegy 11,4 millió fényév távolságban lévő, NGC 2403 jelű galaxisban feltűnt szupernóva szülőcsillaga egy korábban azonosított kompakt csillaghalmaz, a Sandage-96 egyik tagja. A halmaz és a 12 és 20 naptömeg közé eső szuperóriás szülőcsillag fontosabb paramétereit a Szegedi Tudományegyetem szupernóva-kutató csoportjának vezetésével sikerült meghatározni [4, 5].
Az SN 2004dj a IIP (platós) szupernóvák közé tartozik, amelyeknél - jelenlegi ismereteink szerint - a legintenzívebb porképződés várható. Ezek a csillagok a robbanás előtti időszakban nagyrészt megőrizték a külső hidrogén- és héliumrétegüket, így spektrumukban erősek a hidrogénvonalak. Felfényesedésüket több hétig tartó, közel konstans fényesség - a fénygörbén plató - követi, amely a robbanáskor ionizálódó hidrogénatomok folyamatos rekombinációjának következménye (ekkor gyakorlatilag egy, a maradvány belseje felé mozgó frontot - rekombinációs hullám - látunk; ennek közel állandó hőmérséklete miatt észlelünk állandó intenzitású sugárzást az adott időszakban). A IIP típusú szupernóváknál a szemcseképződésben részt vevő atomok (C, O, Si) mélyebben lévő rétegekből származnak (2. ábra); mivel a szupernóva- maradványok homológ módon tágulnak (azaz a rétegek sebessége a középpontól való távolság arányában nő), az említett elemek kidobódási sebessége relatíve alacsony, ami nagy arányú kondenzációt tesz lehetővé. Az elméleti modellek alapján a IIP-szupernóvák környezetében nem csak a kondenzációs hatásfok, hanem - a szülőcsillagok kismértékű tömegvesztése miatti, az átlagosnál ritkább csillag körüli anyagnak köszönhetően - a szemcsék "túlélési rátája" is magas.
Az SN 2004dj közép-infravörös tartományba eső sugárzásának időbeli fejlődését a Spitzer több mérési program során is nyomon követte; az első körülbelül 150 nap adatainak elemzését publikálták is [6]. Csoportunk a porképződés szempontjából fontosabbnak vélt későbbi (jelen esetben egészen a robbanást követő 1381. napig terjedő) időszak adatait is elemezte. Ehhez a Spitzer mindhárom detektorának (IRAC - InfraRed Array Camera; MIPS - Multiband Imaging Photometer for Spitzer; IRS - InfraRed Spectrograph) adatait felhasználtuk, amelyeket az infravörös-űrtávcső publikus adatbázisából [7] töltöttünk le. A Spitzer-munkacsoport által fejlesztett, valamint egyéb, konvencionális csillagászati szoftverekkel történt kiértékelés révén csaknem négy éven átívelő fotometriai (öt keskeny és egy széles sávú csatorna, 3,6-24 µm) és spektroszkópiai (5-14 µm, λ/Δλ ~ 100) adatsorokat kaptunk, amelyek több szempontból is alátámasztják az SN 2004dj körüli porképződést.
Az IRAC 3,6, 5,8 és 8,0 µm-es csatornáin felvett fénygörbéken a 400. nap környékén egyértelmű "púpok" jelennek meg (3. ábra). Az ilyen jellegű, késői időszakban megfigyelhető középinfravörös többletsugárzás a por jelenlétének igen erős bizonyítéka. A többletet jelző csúcsok időben eltolódva jelennek meg a rövidebbtől a hosszabb hullámhosszak felé haladva, ami jól leírható a maradványban frissen képződő, folyamatosan hűlő porszemcsék hőmérsékleti sugárzásával. Sajnos a MIPS-adatok között nem szerepel az ebben a kritikus időszakban történt mérés, bár a 24 µm-en, a 800. nap után mért fluxusoknál is megfigyelhető egy csekély többlet a 100-300. nap között mért értékekhez képest. Ugyanakkor a 4,5 µm-es csatornán felvett fénygörbe nem mutat semmilyen kiemelkedést. Ennek legvalószínűbb magyarázata a korai IRS-spektrumokon (4. ábra) jól látszó CO 1-0 vibrációs átmenet (4,65 µm), ami jelentős hozzájárulást ad a 4,5 µm-en mért fluxushoz. Körülbelül 500 nap után a CO emissziós vonala eltűnik, és a 4,5 mikronos fénygörbe alakja is hasonlóvá válik a többi IRAC-csatornán felvett görbééhez.
A középinfravörös színképek teljesen megfelelnek a tipikus IIP-szupernóvák úgynevezett nebuláris fázis ára jellemző színképeinek: a lapos kontinuum, az emisszióban lévő hidrogénvonalak és tiltott vonalak ([Ni I], [Ni II], [Co II], [Ar II]) jelenléte hasonlít a planetáris ködök színképére, azaz egyre ritkuló, táguló gázfelhőben jönnek létre (innen a nebuláris elnevezés). Az SN 1987A-hoz hasonlóan, a ~ 300. nap után az emissziós vonalak nagy része kezd eltűnni, ami szintén magyarázható a friss porképződéssel (egészen pontosan az optikai átlátszóság emiatt bekövetkező csökkenésével). Érdekesség, hogy a korábbiakban vizsgált, hasonló szupernóvákkal ellentétes módon az SN 2004dj spektrumában nyoma sincs a 8-10 µm környékén várt, erős SiO-sávnak; ez a hiány pedig fontos lépésként szolgált a porösszetétel meghatározására végzett későbbi munkában.
Azokra az időszakokra, amelyeken belül mind az IRAC, mind a MIPS detektorral készült mérés, előállítottuk az SN 2004dj középinfravörös sugárzásának spektrális energiaeloszlásait (SED); az értékeket mind az intersztelláris anyag okozta fénygyengülés hatásaira, mind a szülőhalmaz járulékának levonásával korrigáltuk. Hogy meg tudjuk becsülni a por fizikai paramétereit és össztömegét, analitikus és numerikus modellekből származó, elméleti görbéket illesztettünk a mérésekből származó SED-ekre. Az analitikus modellben [8, 9] a porkeletkezési területet egy homogén, konstans sűrűségű gömbként kezeltük, amelynek luminozitása a következő formulával adható meg:
ahol R a porkeletkezés helyét jelző gömb sugara egy adott időpontban, Bv(T) a Planck-függvény T átlagos porhőmérsékleten véve, τv pedig az optikai mélység értéke v frekvencián. A porszemcsék méreteloszlására dn = ka-mda hatványfüggvény alakú eloszlást [10] alkalmaztunk, ahol dn az a és a+da közötti sugarú szemcsék számsűrűsége, k pedig konstans. Modelljeinkben a port - a már említett szilikáthiány okán - a szintén gyakori összetevőként ismert amorf szénszemcsék halmazának, míg a porképződési zónát egyenletesen, homológ módon táguló gömbnek tekintettük (ennek a különböző időpontokra vett sugarát a táguló maradvány nebuláris fázisban mért maximális sebességéből - körülbelül 3250 km/s - számoltuk ki).
A 849-883. nap közötti időszakra vonatkozó, legjobb SED-illesztés az 5. ábrán szerepel. Jól látható, hogy az egy komponensű Planck-görbe nem illeszkedik jól a megfigyelt adatokra, mivel a 24 µm-es pontoknál szisztematikus alábecslést kapunk. Ezért egy hidegebb, nagyobb sebességgel táguló térrészben lévő komponenst is belevettünk az illesztésekbe, amelyek így már jó eredményeket szolgáltattak. A legjobban illeszkedő modellgörbék paramétereit és a kiszámolt portömegeket az 1. táblázatban gyűjtöttük össze. A frissen keletkező, meleg port tartalmazó zóna átlagos hőmérséklete folyamatos csökkenést, a por tömege pedig - a vizsgált időszak vége felé lassuló ütemű - növekedést mutat, ami jól összeegyeztethető a fénygörbék alakjából feltételezett, a 400-500. nap környékén kezdődő intenzív porképződéssel, illetve a szemcsék termális sugárzásának elméletileg várt időbeli változásával.
Mivel az analitikus modellből származó portömegek (az optikailag vékony közeget feltételező közelítés miatt) alsó tömeghatárnak tekinthetők, a por mennyiségét numerikus módszerekkel is megbecsültük. Számításainkhoz egy háromdimenziós radiatív transzfer kódot, a MOCASSIN-t (MOnte CArlo SimulationS of Ionized Nebulae) használtuk [11]. A kód egy adott pontforrásból származó fotonok terjedését modellezi egy gömb alakú, ismert összetételű zónán keresztül, a megadott koordináta-rendszer pontjai mentén figyelembe véve a lehetséges fény-anyag kölcsönhatásokat (abszorpció, szóródás, újra kisugárzódás).
A szimulációk során többféle szemcsesugarat (0,005-0,1 µm) és sűrűségeloszlást alkalmaztunk; az eredményül kapott portömegek 10-5-8 · 10-4 naptömeg tartományba estek. A legjobb illeszkedéseket - összhangban az elméleti jóslatokkal - akkor kaptuk, amikor a nagyobb (0,05-0,1 µm sugarú) porszemcsék jelenléte dominált.
A táguló maradványban kondenzálódó szemcséknél távolabb elhelyezkedő, hidegebb komponens eredetének legvalószínűbb magyarázata a hideg, sűrű héjban (cool dense shell, CDS) végbemenő szemcsekondenzáció. Korábbi tanulmányok feltételezték, hogy ebben, a robbanás következtében nagy sebességgel terjedő lökéshullámfrontok közötti, vékony térrészben a lökéshullámok és a csillag körüli anyag kölcsönhatásai szintén előidézhetik a kondenzációt. Jelen esetben a feltevést megerősíti, hogy korábbi, spektroszkópiai vizsgálatok [12] alapján a CDS-tartomány tágulási sebessége igen jól összeegyeztethető a mi modelljeink hideg porkomponensének méretével (1. táblázat).
Modellezéseink eredményei tehát megerősítik, hogy az SN 2004dj középinfravörös SED-jei megfelelően magyarázhatóak a szupernóva környezetében zajló, robbanás utáni porképződési folyamatokkal. A kapott portömegek hasonlóak a más kollapszár szupernóvák esetében megállapított alacsony értékekhez. A kép teljességéhez ugyanakkor hozzátartozik, hogy - a modellek bonyolultsága miatt - egyelőre nem végeztünk a porfelhők már említett, csomós eloszlását is figyelembe vevő számításokat; de a korábbi eredmények alapján ezzel együtt is legfeljebb néhány ezred naptömeget kapnánk a por mennyiségére, ami továbbra is jóval kisebb az elméleti tanulmányokban prognosztizált tömegeknél.
<>
Tanulmányunk összességében azt sugallja, hogy a szupernóva-robbanások - bár elméletileg a legmegalapozottabb jelöltjei a kozmikus portermelésnek -, a megfigyelések alapján nem a várt mértékben járulnak hozzá az Univerzum portartalmának gyarapításához. Az előttünk álló években mind a szupernóvák vizsgálatában, mind a precíziós infravörös csillagászat területén ugrásszerű fejlődés bekövetkezését várjuk, ami segíthet végleg eldönteni a kérdést: vajon tényleg nem keletkezik sok por a szupernóvák környezetében, vagy csak eddig nem voltunk rá képesek, hogy mindet megtaláljuk.
_______________________________________
A kutatásokat az OTKA 76816 sz. pályázata támogatta.