A szupernovák működése

A szupernovák a Világegyetemben lezajló legnagyobb energiájú robbanások közé tartoznak. Egy-egy szupernova olyan fényes lehet, hogy túlfényli a teljes galaxisának csillag-milliárdját. A szupernova robbanás a csillag életútjának végső fázisában következik be, miután a rendelkezésére álló fúziós tüzelőanyagot mind felélte. A szupernovák működését egészen pontosan ugyan nem ismerjük, de a méréseket legjobban magyarázó modellek alapján két nagy családba oszthatóak be.

A II-es típusú szupernováknál a csillag magjának összeesése okozza a robbanást. Ezt a fúziós reakciók gyors egymást követő sorozata váltja ki. Miközben a hidrogén a fúzió során héliummá alakul hő termelődik. A nagyobb hőmérséklet és nyomás lehetővé teszi a nehezebb elemek fúziójának beindulását, sorra létrejön a szén az oxigén, neon és magnézium. Ezek további hőmérséklet és nyomásnövekedést eredményeznek, és egyre gyorsabb ütemben újabb és újabb fúziós reakciókat indítanak be. Létrejön a szilícium és a kén, majd belőlük a vas. A vas az atommagok között egy olyan végső állapotot jelent, amely fúzióval már nem alakul tovább, nem termelődik több energia, így a csillag vas magja összeroppan. Az események drámaian felgyorsulnak, ez az összeroppanás a csillag évmilliárdokban mérhető életéhez képest nagyon gyorsan, néhány óra alatt lejátszódik. Az összeroppanó vas mag helyére persze a csillag külső, könnyebb rétegei is elkezdenek bezuhanni. Közben azonban a csillag közepében a vas egy kis térfogatba zuhan be iszonyatos sebességgel, így felforrósodik és ismét kifelé kezd repülni. Ez a kifelé haladó vas-front találkozik a befelé zuhanó külső rétegekkel. Az ütközés rendkívüli erejű lökéshullámot hoz létre kiszórva a világűrbe a külső rétegeket.

Az egyik leghíresebb, az 1987a jelű szupernova képe. Az alsó kis képek a fényesség változását mutatják különböző időpontokban, a felső képen pedig a szupernova és környezetének részletesebb képe látható.   (Forrás: Chun Shing Jason Pun, NASA/GSFC); Robert P. Kirshner, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; NASA )

Az I-es típusú szupernovák igazából két csillag kölcsönhatásából jönnek létre. A kisebbik csillag egy fehér törpe, amelynek olyan erős a gravitációs vonzása, hogy társáról anyagot tud elszívni. Ezzel persze saját tömege növekedésnek indul és előbb-utóbb eléri az úgynevezett Chandrasekhar határértéket ami Napunk tömegének 1.4-szerese. Ez a határ azt jelenti, hogy a fehér törpe csillag belső erői nem tudnak tovább a gravitáció hatásának ellenállni, instabillá válik, összeroppan és hatalmas robbanás jön létre miközben hőmérséklete 1 milliárd foknál is magasabbra emelkedik. Attól függően, hogy a társcsillag fejlődésének melyik fázisában van, a csillagászok megkülönböztetnek Ia, Ib és Ic szupernova típusokat.

A szupernovák kozmológiai szerepe

A szupernováknak két fontos szerepe is van a Világegyetemet uraló törvények szempontjából. A II-es típusú szupernovák leírásánál említettük, hogy a csillag életének normál fázisában csak a könnyű elemeket hozza létre, a nehezebb elemek a végső fázis során keletkeznek. A vasnál nehezebb elemeket azonban a csillagokban közönséges fúziós folyamatokkal elő sem lehet állítani, csak a szupernovák gigantikus robbanásának energiája tudja létrehozni. Mindazon nehéz elemek tehát amelyek bárhol a világegyetemben, akár Földünkön is megtalálhatóak mind szupernovák termékei.

A Hubble diagram projektben láthattuk, hogy a szupernováknak a kozmológiai távolság mérésben is nagy a jelentősége. Különösen az Ia típusú szupernovák alkalmasak leginkább erre. Mivel fizikájukat jól értjük, tudjuk hogy egy adott kritikus értéknél, a Chandrasekhar határértéknék következik be a robbanás. Ez leegyszerűsítve azt jelenti, hogy minden Ia típusú szupernova ugyanolyan, vagyis a robbanás és így az abból származó felvillanás abszolút erőssége is ismert. Az ilyen ismert abszolút fényességű objektumokat a csillagászok standard gyertyának nevezik. Kiderült, hogy ez az egyszerű kép ugyan nem teljesen igaz, az Ia típusú szupernovák abszolút fényessége nem mind egyforma, viszont ha lemérjük fénygörbéjét is – a csillag fényessége az idő függvényében – akkor ez alapján már pontosan megállapítható az abszolút fényesség, megmentve ezzel az Ia típusú szupernovák standard gyertya tulajdonságát.

Balra látható egy nemrégiben felrobbant szupernova a Centaurus csillagképben. A jobb oldalon pedig a szupernova fényességének (fent) és spektrumának (lent) szimulált változása látható. Kattints a képre, hogy az animáció elinduljon.   (Forrás: Supernova Cosmology Project, P. Nugent, A. Conley; Lawrence Berkeley National Laboratory's Computer Visualization Laboratory, N. Johnston; National Energy Research Scientific Computing Center)

A szupernovák nem csak standard gyertyák, hanem mint említettük, olyan fényesek, hogy az Univerzum nagyon távoli részéről is látszik fényük. Ha egy standard gyertyának ismerjük az abszolút fényességét, akkor az általunk látott fényességből könnyen ki tudjuk számítani távolságát. Ugyanakkor ha lemérjük vöröseltolódását, akkor a Hubble törvény pontosabb alakját, és ezen keresztül az Univerzumot leíró olyan fontos paramétereket határozhatunk meg, mint az Univerzum kora, összetétele, a tágulás gyorsulása.