Fizikai Szemle honlap

Tartalomjegyzék

Fizikai Szemle 2010/12. 399.o.

PORGYÁRTÓ(?) SZUPERNÓVÁK

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.

Bevezetés

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.

Porból lettünk, porrá leszünk ...
De honnan lett a por?

A csillagközi térben lévő por (amelyet jellemzően néhány tized és néhány mikrométer közötti átmérőjű, szilikátokból, amorf szénből, grafitból, illetve fémoxidokból álló szemcsék alkotnak) mennyisége az intersztelláris anyagnak nem elhanyagolható része (mintegy 1 százaléka), kialakulása azonban külső hatás nélkül nem megy végbe. A szűkebb kozmikus környezetünkben végzett megfigyelések alapján a csillagközi porszemcsék elsődleges forrásai a Napunkhoz hasonló, kis tömegű csillagok késői fejlődési szakaszában, a Hertzsprung-Russell-diagramon az aszimptotikus óriáságnak (asymptotic giant branch, AGB) megfelelő állapotban lévő égitestek. Ezekben a csillagokban rendkívül intenzívek a konvekciós folyamatok, amelyek révén a fúziós reakciók során kialakult szén- és oxigénatomok egy része a csillaglégkörbe, onnan pedig - az atmoszféra nagy kiterjedése miatt fellépő, folyamatos anyagkiáramlás révén - a csillag körüli térbe kerül, ahol a megfelelően alacsony (legfeljebb 2500 K) hőmérsékleten megtörténhet a szemcseképződés. Egyedüli, jelentős porforrásokként betöltött szerepük mindazonáltal erősen kérdéses. Számos megfigyelés utal arra, hogy már a fiatal, néhány százmillió éves galaxisok portartalma is jelentős, ami viszont nehezen kapcsolható az AGB-csillagokhoz; ezen állapot eléréséhez ugyanis a kis tömegű csillagoknak legalább egymilliárd évre van szükségük.

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.

Szupernóvák és porképződés

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:

  1. az optikai színképvonalak fluxusának csökkenése a robbanást követő 500. nap környékén;
  2. a középinfravörös tartományban mért fluxusértékek ezzel egyidejűleg bekövetkező növekedése;
  3. az optikai emissziós vonalak növekvő kékeltolódása, illetve aszimmetrikussá válása (a színképvonalak vörös oldali, a maradvány tőlünk távolodó részéből származó komponense az újonnan képződő porszemcsék általi abszorpciója, illetve szórása következtében gyengül).

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.

1. ábra

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.

2. ábra

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].

Egy "állatorvosi ló": az SN 2004dj

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.

3. ábra

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.

4. ábra

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:

képlet

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.

1. táblázat

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).

5. ábra

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).

6. ábra

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.

Irodalom

  1. Vinkó J., Kiss L. L., Sárneczky K., Fűrész G., Csák B., Szatmáry K.: Szupernóvák. Meteor Csillagászati Évkönyv 2001, 218. http://astro.u-szeged.hu/ismeret/szuperno/szuperno.html
  2. Vinkó J.: Távolságmérés szupernóvákkal: tények és talányok. Fizikai Szemle 56/7 (2006) 221. http://fizikaiszemle.hu/archivum/fsz0607/vinko0607.html
  3. Szalai T., Vinkó J., Balog Z., Gáspár A., Block, M., Kiss L. L. A&A (2010) közlésre beküldve
  4. Vinkó J. és mtsai, MNRAS 369 (2006) 1780.
  5. Vinkó J. és mtsai, ApJ, 695 (2009) 619.
  6. Kotak, R. és mtsai, ApJ 628 (2005) L123.
  7. http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Spitzer/SHA/
  8. Lucy, L. B., Danziger, I. J., Gouiffes, C., Bouchet, P., in Structure and Dynamics of the Interstellar Medium. (ed. G. Tenorio-Tagle et al.) Springer, Berlin, 1989, 164.
  9. Meikle, W. P. S. és mtsai, ApJ 665 (2007) 608.
  10. Mathis, J. S., Rumpl, W., Nordsieck, K. H., ApJ 217 (1977) 425.
  11. http://mocassin.world-traveller.org/
  12. Chugai, N. N., Chevalier, R. A., Utrobin, V. P., ApJ 662 (2007) 1136.

_______________________________________

A kutatásokat az OTKA 76816 sz. pályázata támogatta.