SZUPERNÓVA ROBBANÁS

Marx Györgynek, aki először hívta fel a figyelmem arra, milyen szép az asztrofizika

Németh Judit
ELTE Elméleti Fizikai Tanszéke

A szupernóva robbanás az Univerzum leglátványosabb jelensége. A csillag egyik percről a másikra fényesebbé válhat mint egy egész galaxis, amely pedig néhány milliárd csillagból áll. Néhány hónap alatt a felrobbant csillag több fényt sugároz ki, mint a Nap 5 milliárd év alatt. És a sugárzás csak kis része a felszabaduló energiának: a szétrobbant részek kinetikus energiája tízszer, a neutrínók energiája százszor nagyobb ennél.

A szupernóva robbanás megértéséhez tekintsük át röviden a csillagfejlődést. A csillag kezdeti állapotában a csillaganyag a gravitációs kölcsönhatás miatt összehúzódik. Eközben a csillag hőmérséklete nő, a növekvő hőmérséklet miatt a csillag anyagának nő a nyomása, ami az összehúzódást lassítja. A termikus egyensúly fenntartása miatt a. csillag mindaddig kontrahálódik, amíg más energia nem tudja pótolni a kisugárzás miatti energiaveszteséget. Amikor a csillag törzse elérte a hidrogén-hélium égés beindulásához szükséges hőmérsékletet, az összehúzódás megáll, az energiaveszteséget a fúziós reakciókból felszabaduló energia tudja fedezni. A fúziós reakciókban felszabaduló energia nagyrészt hővé alakul, kis részét a protonok neutronokká való átalakulása során keletkezett neutrínók viszik el. A neutrínók ebben a stádiumban akadálytalanul jutnak el a csillag felületére.

Amikor a törzs közepén a hidrogén elfogy, a csillag kisugárzott energiáját megint gravitációs összehúzódással pótolja, miközben a törzs tovább melegszik. Eközben a hidrogén a törzzsel határos felmelegedett rétegben ég tovább. Amikor a törzs elég meleggé válik ahhoz, hogy három hélium szénné alakuljon, megindul a hélium égés. További kontrakció, illetve felmelegedés során fúzió révén oxigén, neon, szilícium, kén keletkezik a csillag belsejében, majd végül két kén atom nikkellé, illetve vassá alakul. Ezek a legerősebben kötött magok, a további fúziók már energia veszteséggel járnak. A csillag ilyenkor egy hagymához hasonlítható, minden héjában más és más fúziós reakció megy végbe.

Nem minden csillag éri el a vasmag állapotot, csak a körülbelül 8-10 naptömegnél nagyobbak. Kisebb csillagok közepe nem tud felmelegedni eléggé az összes lehetséges magreakció beindulásához. Kis csillagok különböző állapotokon átmenve lassan összezsugorodnak és hűlnek. Ezeket a csillagokat nevezzük fehértörpéknek. Nagyobb csillagok drámaibban folytatják fejlődésüket.

A 10-15 naptömegnél nagyobb csillagban az elektrongáz nem válik degenerálttá a törzsben a kontrakció során, így az ismételt összehúzódás miatti felmelegedés és újabb fúziós reakciók beindulása révén eljut néhány millió év alatt ahhoz az állapothoz, amikor a Si égés során a törzs anyaga egy nap alatt vassá alakul. Ezután további fúziós energianyerés nem lehet, bekövetkezik a szupernóva robbanás. A folyamat két részre tagolható, az összeroskadásra és a robbanásra.

Kollapszus

Ha a csillag törzse nem tud egyensúlyt tartani a gravitációs nyomással, 0,1 s alatt összeroskad. A felszabaduló gravitációs energia miatt a törzs felmelegszik, de a várakozással ellentétben a felmelegedett rendszer nem csökkenti az összehúzódást, hanem éppen ellenkezőleg, gyorsítja azt. Ez a következőképpen látható be:

A törzs nyomását elsősorban a jelenlévő elektronok száma és átlagos energiája szabja meg. Az összeroskadás során annyi gravitációs energia szabadul fel, hogy a vasmagok kis része feltörik. A magok disszociációjához energia szükséges, így a részek átlagenergiája csökken. Másrészt, és ez a fontosabb effektus, a felszabadult protonok és a jelenlévő elektronok neutronokká egyesülnek, ami által csökken a legnagyobb kinetikus energiájú elektronok száma. Ugyanakkor a keletkezett neutrínók nagy energiát visznek el. Végeredményben tehát csökken a nyomás, ami még jobban elősegíti a kollapszust.

Érdemes megjegyezni, hogy a preszupernóvában kialakult helyzet nem kaotikus, a rendszer a nagyobb rend, azaz a kisebb entrópia felé halad. Egy hidrogéncsillagban a nukleonok úgy mozoghatnak, ahogy akarnak. Vastörzsben 56 nukleon csak együtt mozoghat. Az egy nukleonra eső entrópia a csillagfejlődés kezdetén 15, végén a törzsben csak 1. Az entrópia a neutrínók és a fotonok kiáramlása miatt csökkent le.

A kollapszus alatt megmarad az alacsony entrópia. A protonok és neutronok pozitív, illetve negatív beta bomlással átalakulnak egymásba, tehát átlagosan egyensúlyban vannak, miközben a neutrínók lehűtik a csillagot, ahogy a párolgás lehűti az emberek testét. Ez az energiaveszteség még inkább kollapszusra vezet. A kollapszus ideje ms, ezalatt az egyensúly be tud állni.

A kollapszus első része akkor ér véget, amikor a csillag 4 · 10¹¹ g/cm³. Ezen sűrűség felett ugyanis az anyag nem átlátszó a neutrínók számára, azok szóródnak a magokon. Ennél nagyobb sűrűségnél nem jut ki energia a törzsből neutrínó kisugárzás révén. Amikor a törzs sűrűsége eléri a 4 · 10¹¹ g/cm³ értéket, a neutrínók már az elektronokon is szóródnak. Ezután az elektronok száma sem csökken tovább, neutrínó ütközéskor a mag neutronjainak egy része protonra és elektronra bomlik, egyensúly áll be. Az elektron-nukleon arány egyensúlyban körülbelül 0,39. A kollapszus első része véget ér.

A csillag törzse ebben a stádiumban naptömeg nagyságrendű. Ez egy egységként, homológ módon tovább kontrahálódik, csak lassabban, mint korábban. Ha a vasmagok feltörnének, az összeroskadás megállhatna, de ehhez nincs elég entrópia: a nukleongáz entrópiája 5-8, a vasanyagé l.

Az összehúzódás akkor áll meg, amikor a centrális sűrűség eléri a maganyag sűrűségének néhányszorosát. Ennél a sűrűségnél a vasmagok már szétolvadnak, a centrumban maganyag keletkezik, melynek állapotegyenlete itt már taszító. Az anyag nem tud tovább összenyomódni, ellenállás keletkezik, a beeső anyag a megnőtt nyomás miatt visszapattan, kifelé induló nyomáshullámok alakulnak ki. Az összeroskadás véget ér.

Robbanás

A homológ törzsben a beeső anyag sebessége r-rel arányos. Néhány s-mal a törzs kollapszusa után a törzs hőmérséklete l0¹¹ K. A centrumtól kifelé távolodva a sűrűség csökken, úgyszintén a hangsebesség is, hiszen a hangsebesség ebben a rendszerben a sűrűséggel arányos. Ha a hangsebesség megegyezik a beeső anyag beesési sebességével, elérjük az úgynevezett hangpontot, ez a határa a homológ törzsnek. Mindaz, ami a törzsön belül történik, már nem hat a törzsön kívüli tartományra.

A nyomáshullámok a törzsből kifelé haladva lelassulnak, részint mivel a lokális hangsebesség csökken, részint mert szembe találkoznak a beeső anyaggal, majd a hangpontnál megállnak. A később indult hullámok utolérik az előzőeket, a felületen nyomást okozva. Ez a nyomás csökkenti az anyag beesését. A hullámfront mögött az anyagsűrűség nagyobb lesz, mint a hullám által el nem ért térrészben. Adiabatikusan összenyomott állapotba kerül ott a rendszer, ezért megnő a hőmérséklete. A hőmérséklettel együtt nő a hangsebesség is. A hullámfront meredekké válik, a sebességben szakadás keletkezik: lökéshullám jön létre.

A hanghullám nem okoz állandó változást egy közegben, tovaterjedése után a közeg visszaáll eredeti állapotába. A lökéshullám azonban nagy változást okoz például a sűrűségben és gyorsabban mozog, mint a hanghullám, itt a hullám energiája határozza meg a sebességet. A csillagtörzsben a lökéshullám 30-50 000 km/s sebességgel halad kifelé.

Eddig a pontig a különböző nézetek teljesen megegyeznek a preszupernóva állapotról. A fejlődés további részével kapcsolatos vélemények azonban már eltérőek. Az alapvető probléma a következő: mi okozza azt, hogy a csillag külső burkai nem zuhannak be tovább a törzsre. Elég nagy tömegű törzs esetén ugyanis a maganyag taszítása sem tudja ellensúlyozni a gravitációs nyomást, hanem az egész összeroskadna, fekete lyukká alakulva. Ehelyett a csillag nagy része (70-90 %-a) felrobban, hatalmas (10⁵¹ erg) energiát szabadítva fel. Világos, hogy az ezt létrehozó mechanizmus rendkívül bonyolult. A következőkben a legelterjedtebb erre vonatkozó elképzelést tekintjük át.

A maganyag taszítóvá válása miatt keletkezett lökéshullám, bármilyen a maganyag állapotegyenlete, a törzs közepéig jutva elveszti energiáját, lelassul. Ennek oka a következő: a törzs két részből áll, a maganyag sűrűségű belső részből és a külső részből, ahol vasmagok vannak. A lökéshullám energiája feltöri ezeket a magokat, ott is maganyag keletkezik, de ezáltal csökken a hullám energiája, hőmérséklete és nyomása. Tovább csökkenti az energiát és a nyomást az, hogy az elektronok és protonok neutronokká és neutrínókká alakulnak. A nagyszámú felszabadult neutrínó a lecsökkent energiájú és sűrűségű rendszerből már ki tud menni, ezek is elvisznek tehát energiát. A prompt lökés elhal, nem okoz robbanást.

A szupernóva robbanást a másodlagos lökéshullámok hozzák létre, a prompt lökéshullámok a neutrínók hatására újra felélednek. A neutrínók ugyanis még ebben a hígabb anyagban sem tudnak teljesen szabadon haladni, minden ezredik neutrínó ütközik az anyag egy részecskéjével, nagy energiát adva át annak. Ezáltal a köpeny felmelegszik. Ez az újraindítás a csillag közepétől mintegy 150 km-re következik be, itt a neutrínó abszorpció nem túl alacsony, ugyanakkor a hőmérséklet nem elég magas ahhoz, hogy a részecskék újra emittálódjanak. Ha más folyamat nem játszana szerepet, a neutrínó emisszió és felmelegítés elég lenne ahhoz, hogy a külső rétegek instabillá váljanak a kifolyással szemben. A helyzet azonban nem ilyen egyszerű. Miközben a törzs jelentős része protoneutron csillaggá alakul, a köpenyben változatlanul folyik az összehúzódás, és anyag áramlik be a törzsre. A protoneutron csillag felületén neutrínók lépnek ki az anyagból, amelyek elnyelődnek a belső köpenyben, hatásukra nagy entrópiájú és forró anyag jön létre, amelyik kifelé mozog. Ugyanakkor a kis entrópiájú beeső anyag szembetalálkozik ezzel. Ha a folyamat gömbszimmetrikus lenne, nem élesztődne fel a lökéshullám, ugyanis a forró anyag nem érné el a lökésfrontot. Azonban a kifelé és a befelé haladó anyag buborékokban mozog egymás mellett, hidrodinamikai instabilitás alakul ki, és vezetés révén a magas entrópiájú forró buborékok el tudják érni a lökésfrontot. A lökéshullám feléled. Amikor ez a lökés kijut 3000 km-re, az ott levő kén-szilícium atomokat nikkellé fuzionálja, a nikkel aztán radioaktív kobalttá, majd végül vassá alakul.

3000 km után a lökés már zavartalanul terjed tova. Kifelé haladva az átadott energia révén a csillaganyagban a legkülönbözőbb magreakciók mennek végbe, kialakulnak a nehéz elemek. A felület közelében a nagy anyagmennyiséget magával vivő lökés felrobbantja a külső rétegeket. A szupernóva robbanás láthatóvá válik.

A szupernóva robbanások elméletét jelentősen befolyásolta és gazdagította az 1987-es szupernóva robbanás, érdemes ezzel külön foglalkozni.

Az 1987-es szupernóva robbanás

Kepler óta a legfényesebb szupernóva robbanást 1987-ben észlelték a Nagy Magellán Ködben. Csak a megfigyelési lehetőség volt kicsit jobb, mint Kepler idejében! A megfigyelések nagy vonalakban igazolták a II típusú szupernóva robbanásokra vonatkozó elméleteket, noha természetesen számos további kérdést vetettek fel, amelyek egy részére már ismerjük a választ.

A szupernóva robbanás 160 000 fényév távolságra történt és a déli féltekén volt látható. Amint az várható is volt, a robbanásról az első jelet a neutrínók hozták. Február 23-án egy-két percen belül a különböző neutrínó megfigyelő állomások egyszerre hihetetlenül megnőtt neutrínó fluxust észleltek (3-4 neutrínót két-három perc alatt). Azután a hatalmas lökéshullám miatt kemény ultraibolya sugárzás lépett ki. Amikorra ezt megfigyelték, már halványodott. A teljes sugárzás összességében szintén halványodott az első órákban, de a látható fényesség nőtt. A kisebb felület miatt a felületi hőmérséklet nagyobb, és a kirepülő anyag kinetikus energiája is nagyobb. Vöröseltolódásból mérhető volt, hogy az anyag sebessége 0,1 · c.

Egy hónap után a szupernóva még mindig fényesedett a látható tartományban. Ennek az oka a radioaktív sugárzás. A radioaktív kobalt 77 nap felezési idővel bomlik gerjesztett vasra, a vas aztán gamma sugárzással megy át alapállapotba. Ezek szórás során energiájuk egy részét elvesztik, röntgen sugárzássá alakulnak át, majd az atomokon elnyelődve és újra kibocsátódva látható tartományba kerülnek. Május 20-án a látható fényességben újabb csúcs volt, ekkor kulminált a radioaktív átalakulások során keletkezett fény, azután a csillag a kobalt bomlás idejének megfelelőnek halványodott. Augusztusra már röntgen sugarak is ki tudtak jönni, decemberre pedig a gamma sugarak is. Ez csak úgy lehetséges, hogy a csillag belsejében keletkezett radioaktív anyag kijutott a felületre.

Az 1987-es robbanás után nem lehetett neutroncsillagot észlelni. 1989. január 18-án ugyan megjelent a neutroncsillagra jellemző optikai pulzációs jel, de a forgás háromszor olyan gyors volt, mint bármi eddig megfigyelt objektumé. Ez a neutroncsillagokra és pulzárokra vonatkozó elméleteket fényesen igazolta. A gyors forgás azt bizonyította, hogy a csillag tömege nagy. A pulzár jel azonban nagyon hamar megszűnt.

A nagymértékű neutrínó kilépés igazolta azt, hogy neutroncsillag keletkezett. Annak, hogy ma nem látunk pulzárt a szupernóva robbanás helyén, több oka is lehet. A legérdekesebb magyarázat a következő:

Egy neutroncsillag csak egy kritikus tömeg alatt létezhet, különben a csillag azonnal fekete lyukká alakul. Ha elég nagy tömegű a törzs, akkor ez történik. De egy neutroncsillag is átalakulhat fekete lyukká, ha kaonkondenzáció alakult ki a törzsben. Magfizikai számítások ugyanis azt igazolják, hogy kaonkondenzáció esetén a kritikus tömeg nagyobb, mint kaonkondenzáció nélkül. A kaonkondenzáció kialakulásának a feltétele függ a csillaganyag hőmérsékletétől és sűrűségétől. Ahogy csökken a kezdetben kialakult protoneutron csillag hőmérséklete, megszűnik a kaonkondenzáció, és a törzs tömege kondenzáció nélküli alacsonyabb kritikus érték fölé emelkedik: fekete lyukká válik. Lehet, hogy ez történt az 1987-es szupernóva maradvánnyal?