Gigantikus Szupernóva-Robbanások és az Univerzum Tágulásának Rejtélye
A csillagok, ezek az égi tűzgolyók, nem élnek örökké. Életciklusuk csúcspontján, amikor üzemanyagkészletük fogyni kezd, drámai és látványos események színterévé válnak: szupernóva-robbanásokká. Ezek a kozmikus méretű kataklizmák nem csupán a csillagok utolsó, pusztító lélegzetvételei, hanem kulcsfontosságú szerepet játszanak az univerzum fejlődésében, elemekkel gazdagítva a környezetüket, és segítve az új csillagok, bolygók, sőt, az élet kialakulását. Ezen robbanások vizsgálata, különösen az Ia típusú szupernóvák, forradalmasította kozmológiai ismereteinket, lehetővé téve az univerzum tágulási sebességének meghatározását, és új kérdéseket vetve fel a világegyetem végső sorsával kapcsolatban.
A Csillagok Haláltusája: A Szupernóva Születése
Sok-sok ezer évvel ezelőtt egy csillag, melynek tömege sokkalta nagyobb Napunkénál, lassan kifogy üzemanyagkészletéből. A csillag belsejében zajló nukleáris fúzió, amely évmilliárdokon keresztül biztosította az energiát és ellensúlyozta a gravitációt, lassulni kezd. A csillag még küzd a gyilkos gravitációval, és a különböző, egyre rövidebb ideig tartó fúziós folyamatok során egymás után hozza létre a nehezebb elemeket. A folyamat azonban a vasnál elakad: ennél nehezebb elemek már nem jöhetnek létre fúzió révén. Energia-utánpótlás hiányában a csillagot utoléri a végzete, elindul a megállíthatatlan kollapszus. Anyaga a mag felé kezd zuhanni, nincs már sugárnyomás, amely ezt megakadályozhatná. A külső rétegek hatalmas nyomása „belepréseli” az elektronokat az atommagokba, így a csillag magjában neutronok keletkeznek. Miközben összeroskad a csillag, forgása egyre gyorsul. A neutronokban feldúsuló magban a nyomás hirtelen megnő, és a bezuhanó anyag mintegy visszapattan az összepréselhetetlen neutronmagról. Pusztító lökéshullám indul el kifelé, amely gyorsan energiát veszít, és épp ezért ez még önmagában nem lenne elég a kataklizmához.
Ugyanakkor, a nagyságrendileg 100 milliárd K felforrósodó magban neutrínók keletkeznek, és megindul kifelé egy 10^46 J energiájú neutrínózápor. Máig nem teljesen tisztázott módon a neutrínók által elszállított energia 1%-kát elnyeli a kifelé tartó lökéshullám, s így bekövetkezik a gigászi szupernóva-robbanás. A csillag anyagának jelentős része szétszóródik, miközben a korábbi energiatermelő folyamataiban született elemeket juttat a környezetébe. Olyanokat, melyek nélkül nem létezhetne élet, de eme kis kékes színű kőzetbolygó, a Föld sem. Maga a szupernóva-robbanás olyan extrém magas hőmérséklettel és nyomással járó körülményeket hozott létre, hogy az úgynevezett neutronbefogásos folyamatokban a vasnál nehezebb elemek is létrejöttek, s melyek egy része szintén szétterjedt az űrben.
A Rák-köd Eredete: Egy 1054-es Szupernóva Tanúja
Régebbi elképzelések szerint az ilyen kataklizmák voltak azok, melyek beszennyezték a kozmoszt a vasnál nehezebb elemekkel. Azonban manapság már más a csillagászok álláspontja. Az újabb elméleti megfontolások a neutroncsillagokat tekintik ezek egyik fő forrásnak. Ami még ennél is fontosabb, a megfigyelések is ezt támasztják alá. A robbanás helyén, az égbolton a Messier 1 ködössége látható, melyet szokás Rák-ködként is emlegetni. A kidobott anyag még ma is hatalmas, 1500 km/s sebességgel tágul. A fentebb vázolt események a Földtől kb. 6500 fényévre történtek. Amikor a fotonok útnak indultak, lassan véget ért az emberiség történetének legelső, és egyben leghosszabb szakasza: az őskor. A Földet már benépesítettük, és gazdálkodni kezdtünk.
1054-ben kínai csillagászok az egyik nyári estén az eget tanulmányozva, éjfél után felfigyeltek egy vendégcsillagra (ko-hszing), mely az általuk Tien-kuan-nak nevezett csillag közelében tűnt fel. Fényességével túlragyogta a Jupitert és a Vénuszt. Sokáig látható maradt még a nappali égen is. Jang Vej-tö leírását azonban nem szabad készpénznek venni. Ambiciózus talpnyaló hírében állt, amit jól tükröz maga a jóslat, illetve annak egy kiragadott részlete: „… azt jelenti, hogy él egy nagyon bölcs, és erényes személy ebben az országban.” Az új csillagot fényes sárgának írta le, ami valós is lehet, de nem szabad elmennünk amellett a tény mellett sem, hogy a Szung-dinasztia fő színe a sárga volt. Csak abban lehetünk biztosak, hogy 1054. július 4-én tűnt fel a Tien-kuan-hoz közel, és 1056-ig volt látható.
A dinasztiával kapcsolatos feljegyzések elemzése nem volt könnyű feladat. A kínaiak nem az általunk ismert nyugati csillagképeket használták. Továbbá meg kellett fejteni az égi koordináta-rendszerüket, és a távolságok leírására használt mértékegységeket. A sinológusok nagy bizonyossággal megállapították, hogy a Tien-kuan a ma ζ Tauri-nak (dzéta Tauri-nak) nevezett csillag. Tehát a vendégcsillag a Bika csillagkép szarvának közelében tűnt fel, méghozza a Szung-dinasztia krónikái alapján attól délkeletre. A közelséget több leírás is említi, azonban egy 1345-ös változat a Szung-évkönyvben konkrétan pár hüvelyk távolságot állapít meg. Más korabeli kínai csillagászati megfigyelések alapján egy hüvelyk alatt körülbelül 0,1 fokot értettek.
De mit is láttak valójában? Mivel a csillag kifejezést igen változatosan használták, így alaposan körbe kellett járni azt a kérdést, hogy valójában nem üstökösről volt-e szó. Semmilyen üstökösökkel kapcsolatos jellemzőt nem sikerült azonban felfedezni a leírásokban. Nem említenek sehol sem csóvát. Márpedig a fényes szabadszemes üstökösök egyik legfőbb ékessége a látványos csóva. Miután a helyet az égen már azonosították, és kizárták a fényes üstökös lehetőségét, már csak azt kellett eldönteni, hogy nóva, vagy szupernóva tűnt-e fel 1054-ben. Az tudható volt, hogy 23 napon át nappal is látszott. A fényessége -4 és -5 magnitúdó lehetett. Ahhoz, hogy nóva lehessen, azok tipikus fénygörbéi (a legfényesebbekre a meredek felfutás, majd gyors lefutás jellemző) alapján 60 fényéven belül kellett volna lennie, máskülönben nem ragyoghatott volna három hétig ezen a fényességen. Statisztikai vizsgálatok azt mutatják, hogy átlagosan 30000 évenként következik be nóva robbanás hozzánk ilyen közel. Tehát az esélyek inkább a nóva ellen szóltak. Ráadásul ebből a távolságból a Hold fényével kellett volna ragyognia, amit biztosan szintén megemlítettek volna. Továbbá, ha nóva lett volna a feltűnt csillag, akkor valahol lennie kellene egy vörös óriás és egy fehér törpe párosnak is, mely előfeltétele egy ilyen nóva-robbanás bekövetkezésének. Maradt tehát az a magyarázat, hogy 1054-ben szupernóva-robbanást figyeltek meg a kínai császár csillagászai. A szupernóvák fénygörbéjének karakterisztikája más, mint a nóváké. Abszolút fényességük is nagyobb. Így a néhányszor 1000 fényév távolságban felrobbanó szupernóva látszó fényességének görbéje sokkal jobban illeszthető a leírásokra. Nem beszélve arról, hogy nagyobb valószínűséggel következik be ilyen távolságban szupernóva-robbanás, minthogy 60 fényéves körzetben feltűnjön egy nóva.
Az 1054-es szupernóva, a mi különleges "vendégsztárunk"
A nagytömegű csillag halálakor bekövetkező „tűzijáték” során hatalmas mennyiségű gáz lökődik ki, melynek sugárzása hosszú évezredekig megfigyelhető marad. John Bevis orvos és műkedvelő csillagász 1731-ben ködös objektumra bukkant a Bika csillagképben, melyet Uranographia Britannica égbolttérképén is feltüntetett. Tőle teljesen függetlenül, Charles Messier újra felfedezte, majd később katalógusában az 1. sorszámot adta neki. John Bevis az Uranographia Britannica égbolttérképén is feltüntette az szupernóva-maradványt. Messier a mai értelemben vett megfigyelő csillagász volt. Nem sokat foglalkozott matematikával, ugyanakkor megbízott mások elméleti munkáiban. Korábban Edmund Halley kiszámította, hogy az 1531-ben, 1607-ben és az 1682-ben feltűnt üstökös egy és ugyanaz. Ahhoz, hogy elméletét ellenőrizze, felkérte a csillagászokat, hogy 1758 vége felé legyenek résen, mert az üstökös újra megjelenik. Igaza is lett. Messier és munkaadója Joseph-Nicolas Delisle szerette volna learatni az újrafelfedezés babérjait. Messier azonban nem Halley, hanem Delisle számításait követve kereste az üstököst. Valószínűleg nagyon megörülhetett, amikor az 1758-as De La Nux üstököst követve rálelt a ζ Tauri közelében a kis ködösségre 1758. augusztus 28-án. Csalódottan kellett azonban tapasztalnia, hogy az nem mozdult el az égen, így nem lehetett üstökös. Végül nem Messier, hanem egy német földműves, Johann Georg Palitzsch vette észre először a Halley üstököst 1758 karácsonyán. Messier csak 1759-ben lelt rá. Ráadásul Delisle nem is hagyta rögtön bejelenteni, mert az ő számításai szerint nem ott kellett volna lennie a Halley-nek.
Az idők folyamán több híres csillagász is észlelte a ködöt. Lord Rosse rajza a Rák-ködről 36 hüvelykes távcsővel készült 1844 körül. Többé nem készült olyan rajz, amin a köd rákszerű lenne, de az elnevezés megmaradt. Lord Rosse 1845-ben megépítette 72 hüvelykes (1.83 m) tükrös távcsövét. A „Leviatánnál” egészen a XX. század elejéig nem is készítettek nagyobb átmérőjűt. A Rák-ködöt ezzel is megfigyelte, és ekkor már egészen más megjelenésűnek találta. Az óriási távcsőben kibontakozó látványt R.J. Mitchell rajzolta le. Ezen, olyan részletek is felfedezhetőek, amelyek a mai fotókon is látszanak.
Lord Rosse leírása arról is árulkodik, miként vélekedtek akkoriban a ködökről: „…különlegesen elrendezett, jól kivehető fonalakat látunk… Nagyobb felbontás valószínűleg további fonalakat is kihozna, s akkor a köd közönséges halmazformát öltene.” Abban az időben úgy gondolták, hogy minden köd csillagokból áll, és csak elegendően nagy távcsőre van szükség ahhoz, hogy valamennyit felbontsák. C. O. Lampland fejéből pattant ki az ötlet 1921-ben, hogy összehasonlítsa a Lowell Obszervatóriumban a korábbi 8 évben készült felvételeket a Rák-ködről. Így felfedezte, hogy az évek alatt az M1 egyes részei elmozdultak. John C. Duncan volt az, aki végül felismerte, hogy a köd tágul. Hogy mióta? Erre a kérdésre Edwin Hubble is kereste a választ. Feltételezte, hogy az objektum egy pontból indult ki, és az expanzió egyenletes. Ezt a tudományos felismerést, és a korábbi kínai feljegyzéseket összevetve elmondható, hogy anno 1054-ben nagy valószínűséggel azt a szupernóvát látták feltűnni az égen, melynek maradványa az M1.
Mire fel mégis az előző mondatban megbújó piciny bizonytalanság? A Rák-köd dzéta Tauritól mért távolsága és iránya nem illeszkedik pontosan a korabeli beszámolókban olvashatókhoz. Több helyen is biztosan említik a kínaiak, hogy fél fokra, délkeletre volt a feltűnt csillag a Bika szarvától. Valójában azonban 1.1 fokra és északnyugatra van a Rák-köd ettől a csillagtól. Mivel oldható fel ez az ellentmondás? Elképzelhető, hogy egyszerűen a Szung-dinasztia évkönyveiben a Történeti Hivatal elírt valamit, illetve felcserélhettek a két csillag pozícióját. Máig vannak azonban olyan szkeptikus kutatók, akik szerint vitatható az M1 és 1054-ben megjelent vendégcsillag kapcsolata. Tovább lehet azonban érvelni a kapcsolat mellett. Először is, nincs más erős rádióforrás a közelben. Továbbá, ha az M1 nem az 1054-es szupernóva-maradványa, akkor Duncan és Hubble eredményei szerint 100 éven belül két szupernóvának is fel kellett volna lángolnia az ég látszólag közel azonos területén. Mekkora ennek a valószínűsége? Roppant kicsiny. Ha mégis így történt, miért nincsenek feljegyzések a 100 éven belüli másik fényes vendégcsillagról?
A spektroszkópia elterjedésével új fejezet kezdődött a csillagászatban. Korábban vajmi keveset tudtunk a távoli égitestek összetételéről, az ott uralkodó fizikai viszonyokról. A Messier 1-ről készült első színképek meghökkentőek voltak. Az addig vizsgált ködökre pusztán az azokat alkotó elemek gerjesztett atomjainak ujjlenyomatai, az emissziós vonalak voltak a jellemzőek - szinte nem is állt a spektrumuk másból. Azt viszonylag korán felismerték a csillagászok, hogy ezt a gerjesztést egy-egy forró csillag intenzív ultraibolya sugárzása okozza. A Rák-köd esetében azonban az emissziós vonalak egy határozott folytonos háttéren, kontinuumon voltak megfigyelhetőek. Mintha két színkép rakódna egymásra. Hamar kiderült, hogy a köd szerkezetét tekintve két eltérő részből áll: az amorf eloszlású gázból, mely ovális alakot kölcsönöz a Rák-ködnek, és a filamentek szövevényes hálózatából. A filamentek, a köd rostokra emlékeztető, 11000 - 18000 K hőmérsékletű, ionizált gázokat tartalmazó struktúrái, melyektől a színkép emissziós vonalai származnak, a ködöt kitöltő amorf gáz pedig a kontinuum forrása.
A fizikából az ismeretek, mint összerakásra váró puzzle darabjai hevertek az asztalon. Még 1948-ban, a rádiócsillagászat hőskorában egy ausztrál kutatócsoport négy fényes rádióforrást fedezett fel az égen, melyből az egyik a Taurus A nevet kapta. Később szintén ez a csapat egy kezdetleges interferométerrel 7 ívperc pontossággal behatárolta a sugárzás irányát, mely az M1-hez igen közel esett. A Taurus A lett az első, Naprendszeren túli diszkrét rádióforrás, melyet optikai tartományban is azonosítottak. A csillagászokat meglepte, hogy az optikai tartományban nem is olyan fényes Rák-köd a Nap után az egyik legerősebb rádióforrás az égen. Az ausztráliai kutatók 1952-ben a rádióforrás méretét is megmérték, és rá egy évre az első rádiótérképet is elkészítették. Ezen a durva térképen a rádióforrás főbb alakzatai meglepően hasonlítottak az optikai tartományban látott képhez. Arra az összefüggésre is rájöttek a kutatók, hogy a Rák-köd (és több más rádióforrás) rádiósugárzásának intenzitása a frekvencia függvényében logaritmikus skálán egy egyenes vonalat ad.
Egy ideje már ismert volt a fizikusok előtt, hogy a közel fénysebességgel mozgó (relativisztikus) töltött részecskék sebességvektoruk megváltoztatása közben szinkrotronsugárzást bocsátanak ki. Úgy is megfogalmazhatjuk, hogy amikor a töltött részecskét a mágneses tér gyorsítja, a gyorsulás következményeként az sugározni kezd. A mágneses térben végzett körmozgás folytonos gyorsulásnak számít. A közel fénysebességgel, a mágneses erővonalak körül spirális pályán mozgó elektronok keskeny nyalábban szinkrotron sugárzást bocsátanak ki. Ez a sugárzás polarizált, vagyis a látóirány mentén kitüntetett a rezgés síkja. Sklovszkij a mechanizmust kiterjesztette az optikai tartományra is, és azt mondta, hogy nem atomi átmenetekből származik a Rák-köd színképének folytonos része, hanem azt is szinkrotron sugárzás okozza. Az igazán jó elmélet nemcsak megmagyaráz dolgokat, hanem jóslatokat is ad. Sklovszkij megjósolta, hogy a köd fényének részlegesen polarizáltnak kell lennie. A szinkrotronsugárzás sajátossága, hogy polarizált. Pár évvel később megfigyelésekkel igazolták Sklovszkij teóriáját, és annak jóslatait. Először Viktor Alekszejevics Dombrovszkij, majd tőle függetlenül Mikheil Alexandresz dze Vashakidze mutatta ki a Rák-köd fényének polarizáltságát. Majd 1955-ben a Palomar-hegyen, az ötméteres teleszkóppal Walter Baade készített ragyogó felvételsorozatot.
A polarizációs vizsgálatok révén tökéletesen feltérképezhetővé vált a ködben a mágneses tér szerkezete, ugyanis a polarizáció síkja merőleges a mágneses térre. Kiderült, hogy a Messier 1 megjelenése erős kapcsolatban áll a mágneses térrel. Később kimutatták, amit a szinkrotronsugárzási elméletek is megjósoltak, hogy a Rák-köd egyben erős röntgenforrás is az égen. Nem volt egyszerű a pontos irányt és a röntgensugárzás szerkezetét meghatározni. Bár most csak az optikai, a rádió és a röntgen tartományokról beszéltem, mert történeti síkon igyekszem mozogni, de elmondható, hogy a szinkrotronsugárzás a felelős a köd teljes spektrumban kibocsájtott sugárzásának igen jelentős részéért.
Ia Típusú Szupernóvák: Az Univerzum Tágulásának Kulcsa
A csillagászok egyik kiemelten fontos kutatási területe az Ia típusú szupernóvák vizsgálata és alaposabb megértése. Ez a szupernóvatípus rendkívül különleges, hiszen a segítségükkel sikerült meghatározni az univerzum tágulási sebességét, amely alapján rájöttek, hogy a tágulás mértéke gyorsuló tendenciát követ. Az elmúlt időszakban pedig két független kutatócsoport is izgalmas, új felfedezést tett e szupernóvák működésével kapcsolatban, és ez jelentős befolyással lehet az univerzum tágulására vonatkozó ismereteinkre is.
Az Egyedi Ia Típusú Szupernóvák
Az Ia típusba sorolható szupernóva a kettős (vagy többes) rendszerekben található fehér törpék végső pusztulását jelentő állomás. Különlegességük, hogy a csillagászok extragalaktikus távolságjelzőként használják őket, mivel a jelenleg elfogadott elméletek szerint a robbanásukból származó abszolút, maximális fényesség mindig egy szűk tartományon belül mozog, és nagyon hasonló időbeli fényességváltozást mutat.
Egy fehér törpe és vörös óriás alkotta kettős rendszerben a fehér törpe anyagot szív el óriás kísérőjétől. Ebből a folyamatból alakulhatnak ki az Ia típusú szupernóvák. Amikor pedig a fehér törpe eléri a kritikus tömeget (ez a Chandrasekhar-határ, amely a Nap tömegének kb. 1,44-szerese) összeroppan a saját gravitációja alatt.
Az összeroppanás következtében felhevül a csillag anyaga és eléri azt a hőmérsékletet, ahol beindulhat a szén és az oxigén fúziója. Ebből származó hatalmas energia pedig egy gigantikus termonukleáris robbanás keretében szétszakítja a fehér törpét (mint egy elképesztő erejű kozmikus hidrogénbomba), miközözben olyan erős fényt bocsáthat ki, amely még egy galaxisét is felülmúlhatja.
Mivel az összeomlás mindig az adott tömeghatáron következik be, ezért a robbanásban termelt energia mennyisége elméletileg közel állandó a különböző távolságban található szupernóvák esetében, így a valós (kibocsátott) fényességüket is ismerjük. Megmérve a látható fényességüket, megbecsülhetjük a távolságukat. De a fényüket felhasználva számos kozmológiai szempontból fontos paraméter értéktartománya határozható meg, mint például az univerzum tágulási sebessége.
Ehhez a hozzánk képest különböző távolságban található Ia típusú szupernóvák spektrumában látható vöröseltolódás mértékét kell megvizsgálni. (Jól ismert, hogy egy tőlünk távolodó fényforrás spektrális felbontásában a színképvonalak a vörös tartomány felé tolódnak el.)
Hogyan Lehet Szupernóva Egy Fehér Törpéből?
A napunkhoz hasonló tömegű kisebb csillagokban életük végén, amikorra elhasználták a legfontosabb üzemanyagukat, a hidrogént, beindul a hélium fúziója, amelyből további, nehezebb elemek épülnek fel, egészen a szénig bezárólag. Azonban ezeknek a csillagoknak a magjában soha nem lesz elég magas a hőmérséklet a szén fúziójához és a még nehezebb elemek felépítéséhez, így ezen a ponton a csillagok „üzemanyaga” végleg kimerül.
A csillag a halála előtt azonban néhány század vagy évezred leforgása alatt még leveti külső burkait, miközben a mag maradványa, egy fehér törpe marad vissza az égitestből. A fehér törpe fokozatosan lehűl, miközben a benne még zajló magreakciók szinte a teljes anyagát szénné és oxigénné alakítják át. Mérete közel a Földével egyezik meg, fénye azonban egy csillagéval vetekszik. Idővel aztán a magreakciók teljesen leállnak, és egy sötét objektum alakul ki, ez a fekete törpe állapot. A Tejútrendszeren belül ezt az állapotot még egyetlen fehér törpének sem volt ideje elérni.
Ezt a fejlődési folyamatot azonban jelentősen átírhatja a szoros, kettős rendszerekben található fehér törpék élete. A két alapvető elképzelés szerint egy fehér törpe-kettős, vagy egy fehér törpe és egy másik kísérő csillag kettőse (vagy akár hármasa) esetében a fehér törpék egyesülése, vagy a fehér törpe anyagelszívása a kísérő csillagtól lehetővé teszi, hogy a fehér törpe elérje a korábban említett Chandrasekhar-határt, és beindulhasson a magjában a szén és az oxigén fúziója.
Ebből származó elképesztő energia az ilyen típusú fehér törpék szupernóva-robbanásához vezet.
A Tejútrendszer Legfiatalabb Szupernóva Maradványa: A G1.9+0.3
A NASA Chandra röntgencsillagászati űrtávcsöve, valamint az Új-Mexikóban található ún. Very Large Array rádiócsillagászati rendszer segítségével a kutatók alaposan megvizsgálták a G1.9+0.3 jelzésű szupernóva maradványt, amely jó eséllyel a legfiatalabb lehet a Tejútrendszeren belül. A szupernóva által szétvetett anyagfelhő megfigyeléséből arra következtettek a kutatók, hogy nagyjából 110 évvel ezelőtt következhetett be a robbanás, amely kozmikus léptékben valóban csupán „tegnap” történt.
Ami pedig ennél is fontosabb, hogy az objektum éppen abba az Ia kategóriába sorolható, amelyet az univerzum tágulási mértékének meghatározására használtunk. Az elméleti modellek alapján arra számíthatunk, hogy ha fehér törpék egyesülése váltotta ki a G1.9+0.3 szupernóva robbanását, akkor a kitörés maradványánál időben növekvő, röntgen- és rádiótartományban jelentkező elektromágneses sugárzást kell mérnünk.
A Chandra és a Very Large Array megfigyelései éppen ezt látszanak alátámasztani a G1.9+0.3 esetében. Mindez arra utal, hogy a szupernóva robbanása fehér törpék egyesüléséből származhat.
Ez pedig megerősíti, hogy az Ia szupernóvák robbanásának okai között a fehér törpék egyesülésével is számolnunk kell. Azonban a kérdés továbbra is nyitva áll: vajon csak fehér törpék egyesülése keletkeztethet ilyen típusú szupernóvát, vagy ez a kísérő csillagtól történő anyagelszívás eredménye is lehet?
A kérdés nagyon fontos, hiszen ha mindkét folyamat előfordul kiváltó eseményként az univerzumban, akkor felmerül a kérdés, hogy a két különböző módon kiváltott szupernóva-robbanás megfelelően hasonlónak tekinthető-e ahhoz, hogy extragalaktikus távolságjelzőként használhassuk őket?
A 2012cg Szupernóva Felfedezés Értékű Megfigyelése
A kérdés megválaszolásában fontos lépést tett egy kutatócsoport, amely a 2012cg Ia típusú szupernóva-robbanást figyelte meg a robbanást követő legelső, kritikus időszakban. A Texasi Egyetem csillagászainak sikerült alaposabban megfigyelni a 2012cg jelű Ia típusú szupernóva robbanását, és nyomon követni a folyamatból származó fény változását a robbanást követő időszakban. A megfigyelések egyértelműen alátámasztják, hogy ennél a szupernóvánál a kiváltó okot az a kísérő csillag jelentette, amelytől a felrobbanó fehér törpe anyagot szívott magába. Feltéve, hogy a fehér törpének egy nagyobb csillag a társa, a robbanásból származó energiát részben a kísérő csillag veszi fel, amely a többletenergiát kék és ultraibolya fény formájában fogja kisugározni.
Éppen ezt a többletfényt sikerült detektálni a 2012cg esetében, ami jól egyezett az elméleti várakozásokkal. Az elméleti modellek segítségével a kísérő csillag tömegét is sikerült megbecsülni, amelyre minimum hat naptömeg adódott. E jelentős felfedezéshez szükség volt a szupernóva-robbanás kezdeti szakaszának megfigyelésére, hiszen a robbanás és a kísérő csillag kölcsönhatása a folyamat legelején, szinte azonnal jelentkezik.
Eddig csak nagyon kevés Ia szupernóvát sikerült ilyen korai stádiumában tanulmányozni, és egyiktől sem detektáltak ehhez hasonló fénytöbbletet. Több feltevés is elképzelhető, hogy miért nem észleltek hasonló jelenséget a többi esetben. Az egyik legkézenfekvőbb hipotézis szerint a korábbi megfigyeléseknél a többlet nem érte el az érzékenységi határt. A megfigyeléseket nehezíti, hogy ez a többlet, amely a kísérő csillag létére utal, csak nagyon rövid ideig észlelhető, mert mindössze néhány nap leforgása alatt lecseng. Ezért jó nagy adag szerencse is szükséges ahhoz, hogy a robbanás után nagyon hamar felfedezzük a szupernóvát.
Noha a 2012cg eredményei egyértelműek, az elméleti modellek megalapozásához és a felfedezés megerősítéséhez még számos hasonló megfigyelésre lesz szükség. A felfedezés számunkra különösen jelentős, mert van magyar vonatkozása, hiszen a Szegedi Tudományegyetem Asztrofizikai Kutatócsoportja is részt vett a kutatómunkában.
Egyre Gyorsulva Táguló Univerzumban Élünk?
Az újabb megfigyelések fényében még intenzívebb kutatások szükségesek az Ia típusú szupernóvák robbanását kiváltó mechanizmus megértéséhez, hiszen a fehér törpék egyesülése, vagy a kísérő csillagról történő anyagelszívás egymástól alapvetően eltérő folyamatok.
Ha az Ia szupernóvák robbanásának létrejöttében mindkét mechanizmus előfordul, akkor elképzelhető, hogy az egyes szupernóvák termonukleáris robbanása között sokkal lényegesebb eltérések lehetnek, mint azt korábban feltételeztük. A G1.9+0.3 esetében úgy tűnik, hogy fehér törpék összeolvadása lehetett a kiváltó ok, míg a 2012cg esetében a kísérő csillagtól történt anyagelszívás okozhatta a fehér törpe szupernóvává alakulását.
Mindezek fényében úgy tűnik, hogy az Ia szupernóva-robbanás kiváltó eseményeként mindkét folyamat megvalósul az univerzumban. Ez pedig óvatosságra int, hiszen elképzelhető, hogy a jelenlegi szupernóva-osztályt két különböző típusra kell szétbontani. Ha bebizonyosodik, hogy jelentős különbség van a kétféle Ia szupernóva robbanás között, akkor az univerzum tágulására vonatkozó eredményeket újra kell majd számolnunk, és talán át is kell értelmeznünk.
Annak ellenére, hogy a jelenleg elfogadott elmélet és az Ia szupernóvák megfigyelése alapján úgy véljük, egyre gyorsabban táguló univerzumban élünk, azonban ez a kérdés még egyáltalán nincs megbízhatóan lezárva.
Az újabb és újabb eredmények fényében egyre pontosabbá tehetjük a tágulás mértékéről alkotott képünket, ez pedig olyan további fontos felfedezések alapja lehet, mint amilyen például a sötét energia mibenlétének meghatározása.
A Szupernóvák és a Sötét Energia Rejtélye
Tízmilliárd fényévnyire lévő szupernóvát fedeztek fel amerikai csillagászok. Az univerzum gyorsuló tágulásáért felelős rejtélyes erő, az úgynevezett sötét energia természetére világíthat rá a felfedezés. A berkeleyi Kaliforniai Egyetem kutatói az Amerikai Csillagászati Társaság közgyűlésén számoltak be eredményeikről, tanulmányuk az Astrophysical Journalban lát napvilágot. Az SN SCP-0401 katalógusjelű szupernóvát, amelyet Charles Mingus (1922-1979) amerikai dzsesszzenész tiszteletére neveztek el, 2004-ben észlelték először a Hubble-űrteleszkóp segítségével, ám a felvételek nem voltak elég jók ahhoz, hogy a tudósok megállapítsák, mit is látnak.
"Olyanok voltak a felvételek, mintha egy szentjánosbogarat akartunk volna megfigyelni 5000 kilométeres távolságból" - érzékeltette David Rubin, a tanulmány vezető szerzője. A további vizsgálatok 2009 után, a Hubble legújabb széles látószögű kamerájának beépítését követően váltak lehetővé, amellyel sokkal fényesebb és élesebb felvételeket lehetett készíteni. A kutatócsoportnak a továbbiakban azt is be kellett bizonyítania, hogy valóban 1a-típusú szupernóváról van szó.
A szupernóvákat a világegyetem standard gyertyáinak tartják, mivel olyan robbanásokról van szó, amelyek mindig azonos módon játszódnak le. Egy elfajult csillag, egy fehér törpe összeomlik, majd szétrobban, és mivel a robbanás feltételei minden egyes alkalommal ugyanolyanok, ezért ezeket össze lehet hasonlítani, meghatározni, hogy egyik a másikhoz képest milyen messze van, vagyis az 1a típusú szupernóvák kozmikus távolságmérésre szolgálnak.
"Megfigyelhetjük a fényességükben és színképi jellemzőikben bekövetkező olyan változásokat, amelyek néhány hét leforgása alatt következtek be tízmilliárd évvel ezelőtt" - hangsúlyozta Saul Perlmutter professzor, a szupernóva kozmológiai projekt vezetője.
A Kepler-űrtávcső látómezejében két Ia típusú szupernóva-robbanás fénygörbéjét sikerült kimérni. A szupernóva-robbanások akkora energiát szabadítanak fel, amely rövid időre az egész galaxishalmaz fényességét felülmúlhatja, asztrofizikai szempontból pedig óriási jelentőségük volt az Univerzum gyorsuló tágulásának felfedezésében. Mégis mind a mai napig az ún. Ia típusú szupernóva-robbanások folyamata nem teljesen értett. A jelenleg leginkább elfogadott elmélet szerint a robbanás oka, hogy egy fehér törpecsillag (többnyire vörös óriás) kísérőjétől kapott anyag hatására egyre nagyobb lesz, mignem egy kritikus tömeget elérve saját súlya alatt összeomlik.
Most viszont minden eddiginél részletesebb és jobb minőségű fénygörbe született két Ia típusú szupernóva-robbanásról, amely arra enged következtetni, hogy két fehér törpe összeolvadásából eredtek. Az adatokat a NASA Kepler-űrtávcsövével vették fel, amely egyébként Földünkhöz hasonló bolygókat keres más csillagok körül a Tejútrendszer mintegy 150000 csillagának folyamatos monitorozásával. Robert Olling, a University of Maryland (USA) csillagászának akkora szerencséje volt, hogy két Ia típusú szupernóva-robbanás fénygörbéjét is megtalálta a Kepler látómezejébe eső 400 galaxis felmérése során. A hihetetlen minőségű görbék a csillagászoknak nagy segítséget jelentettek két egymással versengő elmélet közül eldönteni, hogy melyik lehet a helyes. Mindkét elméletben fehér törpe játsza a főszerepet, de az egyik elmélet szerint a fehér törpéről ledobott anyaghéj tágulása során eléri a kísérő csillagot, ott extra hőt gerjeszt, felfényesedést okoz és a fénygörbén egy kis púpként jelenik meg. Viszont ennél a két csillagnál semmi ilyet nem találtak, ami kizárja, hogy a kísérő vörös óriás csillag lenne, mivel egy jelentős méretű csillag mindenképp kimutatható fényesedést okozna. A megfigyelések arra engednek következtetni, hogy a kísérő jóval kisebb, a Napunkhoz hasonló vagy még annál is kisebb lehet, amelynél a felfényesedés mértéke is jóval kisebb vagy akár nincs is, attól függően, hogy milyen szögből látunk rá a robbanásra.
A tudósok éveken keresztül kétkedve fogadták azt az elméletet, amely szerint az Ia szupernóva-robbanások két fehér törpe összeolvadásából jönnének létre, mert azt gondolták, hogy a végső összeolvadás lassan történik, közel pár ezer év alatt. A csillaganyag ilyen lassú mértékű összeolvadása inkább neutroncsillagok létrejöttéhez vezetne. Craig Wheeler, a University of Texas (Austin, USA) elméleti szakembere szerint azonban az összeolvadó modellekkel is vannak még problémák. Például a szimulációk szerint a robbanásnak aszimmetrikusnak kellene lennie, míg a megfigyelések ezt nem igazolják.
Egy felrobbant csillag fotonjai hatvan év múlva megérkeznek a Földre. A csillagászok azért képesek ilyen előrejelzést tenni, mert az eseményt már látták megtörténni: a James Webb-űrtávcső észlelte egy szupernóva, az Ares fényét, amely a Világegyetem távoli szegletében robbant fel. A titok nyitja az, hogy az Ares szupernóva egy galaxishalmaz mögött robbant fel. A galaxishalmaz óriási kozmikus lencseként viselkedik: a szupernóva fényét több képre osztja. Egyes fotonok már elérték a Webb érzékelőit, míg mások a sokkal festőibb, évtizedekkel hosszabb utat választották az előtérben lévő halmaz körül.
“Ez egy hatalmas robbanás volt, ami akkor következett be, amikor a Világegyetem még csak harmadannyi idős volt, mint most.” - mondta Conor Larison (STSI), az Amerikai Csillagászati Társaság 247. Larison bemutatta a James Webb-űrtávcső VENUS programja keretében készült képeket. A VENUS program 60 galaxishalmazról fog felvételeket készíteni gravitációs lencseként használva fel őket, így általuk felnagyítva láthatjuk a távoli Világegyetem égitestjeit. A projekt a Hubble-űrtávcső Frontier Fields programjának folytatása. Az úttörő program keretében hat galaxishalmazt vizsgáltak meg hasonló részletességgel. A VENUS program 60 galaxishalmaza nagyítva tárja elénk a távoli Világegyetemet - éppen úgy, ahogy egy borospohár alján át látnánk egy szobát. Amikor a halmaz gravitációja több különálló képre osztja egy háttér-szupernóva fényét, a képeket létrehozó fotonok különböző utakat járnak be a táguló Univerzumban, mielőtt elérnék a Földet. Vannak, amik korábban érnek ide, míg mások késve. Az Ares képét a MACS J0308 jelű halmaz nagyítja fel, és a várt három kép közül eddig csak egy ért ide.
“Nem feltétlenül tudjuk, mi lesz az aktuális kozmológiai rejtély 60 év múlva.” - mondta Larison. A csillagászok azóta tudják, hogy a mélyég-felvételeken lencsézett szupernóvákra is bukkanhatunk, mióta Sjur Refsdal (Hamburg Observatory) ezt először 1964-ben felvetette. Az első tényleges esetet azonban csupán egy évtizede fedezték fel, és azt találóan Refsdal-szupernóvának nevezték el. Alig néhány hónappal a felfedezése után megérkezett az előre jelzett ötödik kép is róla. Az Ares azonban mindegyiken túltesz. Nem az Ares az egyetlen csillagrobbanás, amit a VENUS program galaxishalmazaiban találtak. Az Athena szupernóvát a MACS J0417 jelű halmaz mögött fedezték fel. Szerencsére nem kell 60 évet várnunk, míg az összes foton megérkezik róla. Bár a csillagászok egyetlen lencsézett szupernóva segítségével is ki tudják számítani a Világegyetem jelenlegi tágulásának mértékét, vagyis a Hubble-állandót, a válasz nem lesz elég pontos ahhoz, hogy hasznos legyen a számunkra. Márpedig hasznosnak kellene lennie, mivel a csillagászok már évtizedek óta igyekeznek megállapítani, hogy milyen gyorsan tágul az Univerzum, de az eredmények változatosak. Egyetlen szupernóva-robbanás esetében azonban nehéz pontosan megmérni a fotonok érkezési idejét két különböző képen, kivéve, ha a robbanást éppen abban a pillanatban kapjuk el, amint fényesedni kezd. Még nehezebb a lencséző galaxishalmaz optikai hatásait kiszámítani, amelyek összetettebbek, mint egy távcső optikája esetén (vagy akár a borospohárnál). Segíthet, ha még több lencsézett szupernóvát találnak, főként ha ezek alaposan megfigyelt halmazok mögött bukkannak fel. “Végül, amikor elegendő ilyen (lencsézett) szupernóvánk lesz, mondjuk talán húsz, akkor olyan pontosságot fogunk elérni, amely felveszi a versenyt a jelenlegi legjobb kozmológiai távolságjelzőkkel.” - mondja Larison.
Az általános relativitáselméletből következik, hogy a Világegyetem tágul. Ezt az elvi előrejelzést megfigyelési eredmények is megerősítik. A megfigyelések szerint a galaxisok a távolságukkal növekvő mértékben távolodnak tőlünk. Ebből az a következtetés vonható le, hogy valamikor a régmúltban az Univerzum egyetlen végtelenül kicsiny térfogatban (pontban) koncentrálódott, amelyből világunk, az Univerzum a „Nagy Bummnak” nevezett ősrobbanással létrejött.
tags: #gigantikus #szupernovak #es #az #univerzum #tagulasanak