Szupernóvák

Fúzió az Univerzumban: amikor egy óriáscsillag meghal…

Fordította Adorjánné Farkas Magdolna

Egy képzőművész elképzelése az Ia típusú szupernóva-robbanásról
Az ESO szíves hozzájárulásával

Székely Péter , Szegedről, és Benedekfi Örs, a németországi Garchingban lévő Európai Fúziófejlesztési Egyezmény (European Fusion Development Agreement, EFDA) munkatársa azt vizsgálja, hogy hogyan hal meg egy csillag és milyen hatással lenne a földi életre egy közeli szupernova-robbanás.

1987. február 23-án reggel 7.35-kor egy kilométerrel a földfelszín alatt a Kamiokande II japán neutrínó detektor egy másodperc alatt 11 neutrínót észlelt. Ez nem tűnik megrázó hírnek, azonban tudnunk kell, hogy nagyon nehéz megfigyelni a neutrínókat, mert alig lépnek kölcsönhatásba az anyaggal. A detektor általában csupán néhány, Napból érkező neutrínót észlel naponta, így az aránylag sok neutrínó észlelése különleges eseményre utalhat: valahol az Univerzumban meghalt egy óriáscsillag.

Minden a méret

Egy csillag sorsát leginkább a tömege határozza meg. Amint azt a folyóirat fúzióval foglalkozó sorozatának egy korábban megjelent cikkében is olvashatjuk (Boffin & Pierce-Price, 2007), a Napunkhoz hasonló tömegű csillagok pusztulása nem látványos esemény. A hélium a fúzió során szénné és oxigénné alakul, a csillag külső rétegei kilökődnek az űrbe és planetáris ködöt alkotnak, a csillag magja pedig több milliárd év alatt kihűl és belőle fehér törpe jön létre.

A nagyobb tömegű csillagok rövidebb életűek és viharosabb a sorsuk. Míg azok a csillagok, amelyeknek a mérete a Napunkéhoz hasonló, évmilliárdokig élnek, addig a Napnál 8-10-szer nagyobb tömegű csillagok csupán évmilliókig, ugyanis hamar elfogy az üzemanyaguk. Amint ez megtörténik, megbomlik az egyensúly a két alapvető erő között: a gravitációs erő befelé vonzza a csillag anyagát, a magban lezajló fúziós reakciók miatt fellépő sugárzási nyomás pedig felfújja a csillagot. Amikor a sugárzási nyomás már nem tudja kiegyensúlyozni a tömegvonzás hatását, a csillag magja összehúzódik neutroncsillaggá, a külső rétegek befelé zuhannak, majd egy gigászi robbanás során visszalökődnek az igen nagy sűrűségű magról: ezt nevezzük II típusú szupernóva-robbanásnak.

A magot részecskék, közöttük neutrínók hulláma hagyja el, amelyek magukkal viszik az összeroskadó csillag gravitációs energiáját. A befelé zuhanó külső rétegek sok neutrínót elnyelnek, amelynek következtében nagyon megnő a hőmérséklet – olyan magas értéket ér el, amely lehetővé teszi, hogy a fúzió során olyan nagy rendszámú elemek is keletkezzenek, mint például az arany és az urán (amint azt Rebusco és társai leírják, 2007). Ezeknek a neutrínóknak azonban egy kis része megszökik a haldokló csillag légköréből és így mélyen a Föld felszíne alatt is detektálható.

Egy másik fajta kozmikus katasztrófa akkor történik, amikor egy fehér törpe összeütközik egy sokkal nagyobb méretű vörös óriással, amelynek felfúvódott légköre van (az átmérője többszáz millió kilométer). Ha egy fehér törpe és egy vörös óriás egy közös tömegközéppont körül kering, vagyis kettős csillagrendszert alkot, akkor a fehér törpe anyagot szívhat el a kísérőcsillagától, így megnövekszik a tömege (ld. a képen). Ha egy fehér törpe tömege túllépi a Napunk tömegének 1,44-szeresét (ezt Chandrasekhar határnak nevezzük), akkor instabillá válik, a fúziós reakció nehéz elemeket termel, például lantánt és ruténiumot és végül egy hatalmas robbanásban semmisül meg. Ezt nevezzük I típusú szupernóvának (ld. a képen).


Egy képzőművész elképzelése arról, hogy hogyan szívja el az anyagot egy fehér törpe (balra lent) egy vörös óriástól Az ESO szíves hozzájárulásával	Amint egy fehér törpe tömege eléri a kritikus határt, a csillag felrobban, I.a típusú szupernóvaként Az ESO szíves hozzájárulásával

Akár I, akár II típusba tartozik egy szupernóva, a Világegyetemben lezajló leghevesebb események közé tartozik az Ősrobbanás óta. A robbanást követő hetekben a csillag maradványa több energiát sugároz ki, mint a Nap évmilliárdok alatt. A robbanás fénye felülmúlja a szupernóva galaxisában lévő összes csillag fényét és több ezer millió fényév távolságból is észlelhető. Bárhol történik a Világegyetemben egy szupernóva-robbanás, az valószinűleg látható a Földről egy nagy távcsővel.

Egy csillag maradványa

Mi marad egy csillagból egy ilyen drámai esemény után? Ha a csillag tömege kisebb volt, mint a Nap tömegének 20-szorosa, akkor a robbanás középpontjában egy neutroncsillag jön létre, amelynek elképzelhetetlenül óriási a sűrűsége, ugyanis az anyaga egy csupán 10 km sugarú gömbben zsúfolódik össze. Egy kávéskanálnyi neutroncsillag-anyagnak annyi a súlya, mint az összes földi jármű (több millió autó, busz és vonat) teljes súlya (Swinton, 2006). A perdületmegmaradás miatt (minél kisebb a sugár, annál gyorsabb a forgás) a neutroncsillagok nagyon gyorsan forognak (többszáz fordulatot tesznek meg másodpercenként), ennek következtében a mágneses pólusok rádióhullámokat bocsátanak ki, ilyenkor beszélünk pulzárokról.

A neutroncsillagnál vagy pulzárnál is különlegesebb maradvány a feketelyuk, amely akkor születhet, amikor egy, a Napnál 20-szor nagyobb tömegű csillag II. típusú szupernóvaként robban fel. Amikor egy ilyen nagy tömegű csillag hal meg, a neutroncsillag létrejöttével nem áll meg a gravitációs összeroppanás – ehelyett egy igen különleges objektum jön létre, amelynek elméletileg nulla a térfogata és végtelenül nagy a sűrűsége. A fekelyukat és közeli környezetét csak akkor lenne képes bármi elhagyni, ha a sebessége meghaladná a fénysebességet. A hatalmas gravitációs vonzás miatt a fény sem tud kilépni a feketelyukból - innen származik az elnevezése is.

A neutroncsillag és a feketelyuk esetében gyakran meg tudjuk figyelni a csillag gázfelhőjének a maradványát, amely a szupernóva-robbanás során szakadt le a csillagról. Az egyik ilyen érdekes objektum a Rák-köd: ez egy i.e.5500-ban történt szupernóva-robbanás maradványa, amelyet 1054-ben kínai csillagászok figyeltek meg. A többi maradványhoz hasonlóan többezer év alatt ez is szét fog oszlani a csillagok közötti térben.

A szupernóvák segítenek

Egy közeli galaxisban még jó távcső nélkül is könnyű észrevenni egy szupernóvát. Először i.u.185-ben számoltak be kínai csillagászok szupernóvára utaló megfigyelésről. Amikor körülbelül 800 évvel később Kínában észlelték a Rák-köd kialakulását, a ‘vendég-csillag’ olyan fényes volt, hogy heteken keresztül teljes nappali világosságban is látható volt.

Az egyes szupernóva-robbanások maximális fényessége nagyon hasonló egymáshoz (‘standard gyertyáknak’ nevezzük őket), mivel a felrobbanó tömegek is hasonlóak. Ha összehasonlítjuk a feltételezett fényességet a megfigyelt fényességgel, ki tudjuk számítani, hogy milyen messze van az a galaxis, amelyben a szupernóva-robbanás történt. Ez a technika nagyon fontos a ‘kozmikus távolságlétra’ elkészítésében: ez a legjobb módszer a messzi galaxisok távolságának meghatározására. És természetesen ennek a segítségével meg tudjuk figyelni a Világegyetem korai történetét: amikor mi észreveszünk egy távoli katasztrófát, akkor már a csillag régen halott.

A csillagászok természetesen nemcsak azt akarják tudni, hogy milyen messze van az a galaxis, amelyben a szupernóva található, hanem magát a szupernóvát is szeretnék jellemezni. Ehhez két közvetett módszert használnak: a fotometriát és a spektroszkópiát. A fotometria segítségével meghatározzák a szupernóva fényességének csökkenését az idő függvényében, valamint a maximális fényességet: ezt a technikát használják arra, hogy kiszámítsák a messzi galaxisok távolságát. A spektroszkópia a jellemző hullámhosszak alapján határozza meg a szupernóva elemi összetételét. A csillagászok általában mindkét módszert alkalmazzák a haldokló csillagok fizikai tulajdonságainak, például a tömegének, a hőmérsékletének és a fényességének meghatározására.

Közeli szupernóvák?

Az eddig megfigyelt szupernóvák messze voltak a Földtől, de mi lenne, ha valamelyik közeli csillagból lenne szupernóva? Szerencsére meglehetősen ritkán keletkeznek szupernóvák: egy olyan spirálgalaxisban, mint a Tejútrendszer, 50 – 100 évente ragyog fel egy. 1572-ben és 1604-ben észleltek szupernóvákat, azonban az óriás méretű és nagy sűrűségű porfelhők eltakarhatják a galaxisunk távoli részében megtörténő szupernóva-robbanásokat. A legutóbb észlelt és aránylag közeli szupernóva az SN 1987A volt, amely a Tejútrendszert kísérő egyik legkisebb törpegalaxisban, a Nagy Magellán-felhőben villant fel, körülbelül 160 000 fényévnyire (ld. a képet); a robbanást szabad szemmel is lehetett látni. A csillagászok sokkal távolabbi galaxisokban évente többszáz szupernóva-robbanást észlelnek, néha ugyanabban a galaxisban egyszerre kettőt is^w1.

A kép az SN 2002bo és az SN 2002cv helyét mutatja az NGC 3190 spirál galaxisban
Az ESO szíves hozzájárulásával

Szerencsére a közvetlen szomszédságunkban (12 fényévnél közelebb) nincs olyan csillag, amely szupernóvává alakulhatna a belátható jövőben. A csillagászok azonban megfigyeltek olyan távoli csillagokat, amelyeknél fennáll a lehetősége annak, hogy szupernóva váljon belőlük. A legvalószinűbb jelölt az Orion csillagkép bal vállánál található Betelgeuse vörös szuperóriás csillag, amely azonban körülbelül 450 fényévre van tőlünk. Úgy gondoljuk, hogy egy szupernóva-robbanás akkor jelenhet komoly veszélyt a földi életre, ha az 100 fényév távolságon belül történik. A Betelgeuse-nál nagyobb hatással lehet a Földre az IK Pegasi felrobbanása – ez egy tőlünk 150 fényév távolságban lévő kettős-csillag, amelynek az egyik tagja fehér törpe, a másik pedig egy öregedő normál csillag. A Betelgeuse bármikor felrobbanhat – holnap vagy ezer év múlva, az IK Pegasit azonban csak a következő néhány millió évben érheti utol a végzete.

A robbanás hatása a Földre

Milyen hatással lehet a Földre egy közeli szupernóva-robbanás? A szupernóvák hatalmas mennyiségű gamma-sugárzást és részecskéket, például protonokat és elektronokat bocsátanak ki. Ezeknek nagy az energiájuk és ezért tönkretehetik a Föld légkörét azáltal, hogy csökkkentik az ózon-molekulák éa atomos oxigén mennyiségét. A nitrogén molekulák (N₂) a gamma sugárzás hatására elbomlanak és belőlük nitrogén-monoxid (NO) és egyéb nitrogén-oxid (NO_x) molekulák képződhetnek, amelyek katalizálják az ózon-molekulák lebomlását.

A védő ózonréteg nélkül a Nap által kibocsátott ultraibolya-sugárzás gyengítetlenül érné el a Föld felszínét és károsítaná a fitoplanktonokat (mikroszkopikus növények, amelyek a felszíni vízrétegekben élnek). A fitoplanktonok a tápláléklánc alapját képezik, ezért a pusztulásuk a többi élőlényre is komoly hatással lenne. A nagyenergiájú sugárzás a nagy-dózisú Röntgen-sugárzásnál is nagyobb mértékben károsítaná az élőlények sejtjeit is, ami miatt több esetben alakulna ki rákos megbetegedés illetve genetikai mutáció. Egy másik következményként veszélyes mértékben megnövekedhetne a légkörben a radioaktív izotópok mennyisége is.

Egy szupernóva-robbanás okozhatta a hatalmas Ordovicium-szilur kihalást körülbelül 450 millió évvel ezelőtt. Ekkor a tengerben élő fajoknak több mint a fele eltűnt, úgy gondolják, hogy ez volt a második legnagyobb méretű fajkihalás a Földön. A hatalmas pusztulást részben a fitoplankton pusztulása, részben pedig a földi átlaghőmérséklet csökkenése okozhatta, amely azért következett be, mert a levegő opálossá vált a keletkezett nitrogén-dioxidtól (NO₂).

Az is lehetséges, hogy mindössze 2,8 millió évvel ezelőtt is történt egy közeli szupernóva-robbanás. A robbanás során a haldokló csillag nagy mennyiségű radioaktív anyagot bocsátott ki, amely lerakódott a Föld felszínén. Megtaláltak néhány jellemző radioaktív izotópot, például a vas-60-at azokban a mintákban, amelyeket a tengerfenéken elvégzett mély-fúrással nyertek. Ezeknek az izotópoknak a jelenléte a szupernóva robbanást bizonyíthatja, de még vitatkoznak a kérdésről. Erősebb bizonyíték egy időben és térben is közeli szupernóva-robbanás mellett a Helyi buborék, amely egy 300 fényév átmérőjű képződmény a csillagközi anyagban. Ebben helyezkedik el a Naprendszerünk is. Ezt a buborékot szupernóva-robbanások hozták létre, amelyek kifelé lökték a ritka csillagközi anyagot.

Fényes, kompakt felhő (SNR 0543-689), egy szupernóva-robbanás maradványa
Az ESO szíves hozzájárulásával

Az SN 1987A a nagy Magellán felhőben (nyílllal jelölve)
Az ESO szíves hozzájárulásával

Szupernóvákból születtünk

Szerencsére a szupernóva-robbanásoknak jótékony hatásuk is van. Valószínűleg mi is egy közeli szupernóva-robbanásnak köszönhetjük a létezésünket. A szupernóvából kiinduló lökéshullám össszepréselte a környező csillagközi anyagot – egy atomokból és molekulákból álló, hatalmas kiterjedésű de ritka porfelhőt – és ezzel elindította a csillagképződés folyamatát. Így talán egy szupernóva okozhatta annak a hatalmas felhőnek az összetömörülését is, amelyből a Naprendszer született.

Ezenkívül, a szupernóvák hamujából keletkeztek az emberek és minden, a legkisebb baktréiumoktól a hatalmas hegyekig. Egy normál csillag könnyű elemeket állít elő, egy óriáscsillagban azonban elegendően magas a hőmérséklet és nagy a nyomás ahhoz, hogy nehezebb elemek atommagjai keletkezzenek (további részleteket a következő cikkben találhatnak: Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Ezek az elemek a szupernóva-robbanások során jönnek létre és szóródnak szét a csillagközi térben, belekerülnek a formálódó csillagok és bolygók anyagába, és lehetővé teszik az élet létrejöttét. Bizonyos értelemben mi a szupernóvák gyermekei vagyunk.

A szupernóvák alakították a Világmindenség történetét és a miénket is. Ők teremtették meg a Földön az életfeltételeket azzal, hogy sokféle elemet hoztak létre, befolyásolták az evolúciót azáltal, hogy fajok tömeges kihalását okozták. Ma pedig a szupernóvák tanulmányozásával jobban megismerhetjük a Világegyetemet és önmagunkat.

EFDA Háttéranyag

Az Európai Fúziófejlesztési Egyezményhez (EFDA) tartozó, fúziós kutatásokat végző kutatóintézetek (pl a JET) gyakran tartanak előadásokat és intézménylátogatásokat iskolások számára is. Az egyes kutatóintézetekre vonatkozó részletek megtalálhatók az EFDA honlapján^w2. Az EIROforum^w3 keretében az EFDA részvesz a Science in School, a Science on Stage^w4 festival és egyéb ismeretterjesztő és oktatási programok szervezésében

Az EFDA a középiskolások számára ‘Energy, Powering Your World’ (Energia, amely működteti a világod) címmel egy 60-oldalas kiadványt készített, amely bevezetés nyújt az energia világába. Ebben főként arról van szó, hogy hogyan használunk energiát a mindennapjainkban, honnana nyerjük azt, és hogyan elégíthetjük ki az energia-igényünket a jövőben.

Ha szeretne egy ingyenes példányt ebből a kiadványból, amely angol, holland, spanyol, francia, német és olasz nyelven érhető el, küldjön egy e-mailt a következő címre:aline.duermaier@efda.org. A levél tartalmazza az ön nevét, postacímét és a kért példányszámot (maximum 5). A kiadvány le is tölthető az EFDA honlapjáról

EFDA kiadvány a középiskolások számára

Az EFDA számos egyéb oktatási anyagot készített, pl. CD-ROM-ot ‘Fusion, an energy option for the future’ (Fúzió, a jövő egyik energia-termelési lehetősége) címmel, posztert a fúzióról, mindkettő megrendelhető az EFDA honlapjáról. A honlapon alapszintű és magasabb szintű ismereteket találhatunk a fúzióról.

Hivatkozások

Boffin H, Pierce-Price D (2007) Fusion in the Universe: we are all stardust. Science in School 4: 61-63. www.scienceinschool.org/2007/issue4/fusion

Rebusco P, Boffin H & Pierce-Price D (2007) Fusion in the Universe: where your jewellery comes from. Science in School 5: 52-56. www.scienceinschool.org/2007/issue5/fusion

Swinton J (2007) The neutron teaspoon. Science in School 3: 92.www.scienceinschool.org/2006/issue3/teaspoon

Westra MT (2007) A fresh look at light: build your own spectrometer. Science in School 4: 30-34. www.scienceinschool.org/2007/issue4/spectrometer

Web hivatkozások

w1 – A Szupernovae honlapról megtudhatod, hogy mikor és hol történt utoljára szupernóva-robbanás, ugyanis tudósok és amatőrök itt regisztrálják az újonnan felfedezett szupernóva-robbanásokat.

w2 – The European Fusion Development Agreement (EFDA) honlapja

w3 – EIROforum honlapja

w4 – Science on Stage honlapja

Vinkó József-Kiss László-Sárneczky Krisztián-Fûrész Gábor-Csák Balázs-Szatmáry Károly

Szupernóvák

(cikk a Meteor csillagászati évkönyv 2001-ben, 218-236.o.)

Bevezetés

    A váratlanul feltûnõ, majd örökre elenyészõ "új csillagok" mindig nagy érdeklõdést váltottak ki az emberekbõl. Az égbolt örök változatlanságába vetett arisztotelészi dogma látványos megcáfolásaként fellángoló Nova Stella (új csillag) Tycho Brahe óta újra és újra ösztönzõen hatott a csillagászat fejlõdésére. Az egyik legjelentõsebb ilyen esemény az Androméda-ködben (M31) 1885-ben megjelent új csillag volt (a mai nevezéktanban SN 1885A), amirõl csak kb. 40 évvel késõbb derült ki, hogy a Tejútrendszer határain kívül esõ, megdöbbentõen nagy fényességû szupernóva (érdekes, hogy ilyen objektumok létezését 1920-ban még maga Harlow Shapley is nevetségesnek minõsítette). Ez a felfedezés nemcsak a szupernóvák rövid életû, gigantikus energiakisugárzására derített fényt, hanem a Tejútrendszeren kívüli extragalaxisok létezésére is. Mivel a szupernóvák az Univerzum legfényesebb csillagszerû objektumai (ebben a tekintetben csak az aktív galaxismagok vehetik fel velük a versenyt), segítségükkel a nagyon messze lévõ extragalaxisok távolsága is elég pontosan megmérhetõ.
    A 20. század utolsó évtizedében új lendületet kapott az extragalaktikus szupernóvák kutatása. Ezt fõként a megfigyelõ eszközök (ûrtávcsövek, nagyméretû, érzékeny CCD-kamerák) és a számítõgépek gyors fejlõdése tette lehetõvé. Szintén komoly motivációt jelentett a Nagy Magellán Felhõben megjelent SN 1987A, melyet minden korábbinál részletesebben és alaposabban tanulmányozhattak a csillagászok (ezzel az objektummal részletesen foglalkozott Barcza Szabolcs cikke is az 1989-es Csillagászati évkönyvben).
    A szupernóvák megfigyelése a magyar csillagászati kutatásokban is fontos szerepet játszott. 1960 és 1990 között a Lovas Miklós vezetésével folyó szupernóva-keresõ program eredményeként számos távoli szupernóvát fedeztek fel fotografikusan a piszkéstetõi obszervatórium Schmidt-távcsövével. Az utóbbi években a CCD-technika elõretörése folytán mind a szak-, mind az amatõrcsillagászok körében örvendetesen megnõtt a szupernóvák keresésére irányuló kedv.
    A megnövekvõ érdeklõdés és az új eredmények sokasodása indokolttá tette egy szupernóvákról szóló sszefoglaló- kedvcsináló cikk megírását. Ez a cikk nem kísérli meg a témakör összefoglalását, amely egy teljes monográfiát is megtölthetne, inkább csak bepillantást szeretne nyújtani az alapfogalmakba és az újabb, izgalmas eredményekbe. A cikk végén említést teszünk néhány hazai, szupernóvákkal kapcsolatos eredményeirõl is.

Alapfogalmak

A szupernóvák két típusba sorolhatók: az I. típusú szupernóvák színképében nincsenek hidrogén jelenlétére utaló vonalak, ezzel ellentétben a II. típusúaknál a hidrogén vonalai a legerõsebbek. Ez az elsõ pillantásra talán lényegtelennek tûnõ eltérés alapvetõ különbségre utal ezen objektumok fizikai természetét illetõen: a II. típusú szupernóvák nagy tömegû csillagok magjának összeomlásából jönnek létre, míg az I. típusúak olyan objektumokból, melyek nem tartalmaznak megfigyelhetõ mennyiségû hidrogént (1.ábra). Mivel a hidrogén a leggyakoribb elem a Világegyetemben, az I. típusú szupernóva szülõ-objektuma (angolulprogenitor) nem közönséges csillag, hanem valamilyen hidrogénszegény objektum, pl. fehér törpe.

1. ábra: A szupernóva-robbanás két alaptípusa és a robbanás lefolyása

  A II. típusú szupernóvákat kiváltó esemény - a csillag magjának végzetes kollapszusa - a számítások szerint kétféle módon mehet végbe. A 4 - 8 naptömegû csillagok magja az aszimptotikus óriáságon való fejlõdés, azaz a hélium elégetésének végén szénbõl és oxigénbõl áll, és a nagy sûrûség hatására elfajult, degenerált állapotba kerül. Az energiatermelés leállása után a felsõbb rétegek súlya összenyomja a degenerált csillagmagot, ami ezáltal felmelegszik, és kb. 1 milliárd fok elérésekor beindul a szén és az oxigén fúziója. Mivel az elfajult gáz nyomása nem függ a hõmérséklettõl, a beinduló fúzió nem növeli a nyomást, a mag tovább húzódik össze, tovább melegszik, ezzel erõsíti a fúziót. Ennek eredményeként a fúzió robbanásszerûen zajlik a magban, ami teljesen szétrombolja az egész csillagot.
    A 8 naptömegnél nagyobb tömegû csillagok magjában a szén fúziója már azelõtt beindul, mielõtt a mag elfajult állapotba kerülhetne, ezek a csillagok tehát elkerülik a fenti végzetes folyamatot, és a magbeli fúzió egészen a vasig folytatódik. A sorsuk azonban így is meg van pecsételve, mert a vasmag kialakulása után a fúzió leáll és a csillagmag itt is gyors összehúzódásba kezd. A kialakuló hatalmas nyomás az elektronokat szabályosan belepréseli az atommagokba, neutronokat hozva létre (neutronizáció). A neutronok kialakulásakor a nyomás hirtelen megnõ, és a középpont felé zuhanó gázrétegek hirtelen beleütköznek ebbe a csaknem összenyomhatatlan neutrongömbbe. Ekkor heves lökéshullám alakul ki, ami kifelé haladva begyújtja a fúziót a csillag külsõ, könnyû elemekben még gazdag rétegeiben. A csillag külsõ része tehát felrobban, mint egy óriási bomba. A neutronmag általában túléli a gigantikus robbanást, és szerencsés esetben pulzárként figyelhetjük meg (mint az 1054-es szupernóva maradványát a Rák-ködben). Ha a csillag eredeti tömege 12 naptömegnél nagyobb volt, akkor a neutronok nyomása sem képes megállítani a mag összeomlását, ekkor maradványként fekete lyuk jöhet létre.
    Az I., pontosabban az Ia típusú szupernóvák a fentiektõl eltérõ módon jönnek létre. Ebben az esetben a kitörés elõtt a csillag egy szén-oxigén fehér törpe, azaz olyan nagy sûrûségû objektum, amiben az elfajult elektrongáz nyomása tart egyensúlyt a gravitációval. Ismeretes, hogy ez az egyensúly csak kb. másfél naptömegig tartható fenn, ez a Chandrasekhar-határ. Az elképzelés szerint az Ia típusú szupernóva-robbanás úgy jön létre, hogy a fehér törpe egy kettõs rendszer tagjaként a társcsillagától tömeget kap a belsõ Lagrange-ponton keresztül [1]. Ha a tömege ennélfogva túllépi a Chandrasekhar-határt, gravitációs kollapszus következik be, ugyanúgy, mint a csillagmagok esetén, ami szintén nukleáris robbanáshoz vezet a fehér törpe belsejében.
    Akár a csillagmag, akár a fehér törpe kollapszusa váltja is ki a robbanást, az akkora energiafelszabadulással jár, hogy a vasnál nehezebb elemek (pl. arany) keletkezése is lehetséges. A II. típusú szupernóvákban a neutronizáció során emellett számos neutrínó is keletkezik, melyek csak gyengén hatnak kölcsön az anyaggal, így kijuthatnak a csillagmagból, magukkal víve az energia legnagyobb részét. A robbanás során keletkezõ neutrínókat elõször az SN 1987A-nál sikerült detektálni ([2]), és szintén ez az egyetlen olyan extragalaktikus szupernóva, melynek progenitorát a robbanás elõtti állapotában is sikerült észlelni.
    A fenti elméleti eredményeket nagyszámú megfigyelés támasztja alá, ezért általános az a vélemény, hogy a zupernóva- robbanások okai alapvetõen tisztázottak. Fontos tény pl. az, hogy II. típusú szupernóvát csak spirálgalaxisokban figyeltek meg eddig, ahol a nagy tömegû csillagok létrejötte sokkal gyakoribb, mint más galaxisokban.

2. ábra: Szupernóvák színképe a maximális fényesség idején

A szupernóvák legfontosabb megfigyelési információforrása a színkép. A spektrum alapján különíthetõ el egyértelmûen az I. és II. típus. A 2. ábrán példaként az SN 1998S és az SN 1998aq színképét mutatjuk be a maximális fényesség idején. A hidrogén és hélium emissziós vonalai alapján az SN 1998S egyértelmûen II. típusú. Érdekesség, hogy a H-alfa vonal ennél a szupernóvánál sokkal keskenyebb volt, mint a II. típusúaknál általában, ezért az SN 1998S besorolása "IIn", ahol az "n" a keskeny (narrow) vonalra utal. Az elképzelés szerint e körül a szupernóva körül sûrû cirkumsztelláris anyagfelhõ található, és az ezzel való kölcsönhatás eredményezi a keskeny hidrogén-emissziót. Ugyanakkor látható, hogy az SN 1998aq spektrumábana hidrogénnek nyoma sincs. A 6150 A-nél látható erõs vonal ionizált szilíciumtól származik, ez az Ia típusú szupernóvák alapvetõ jellemzõje.
Az I. típusú szupernóvák között létezik még az Ib típus, amely nem szilíciumot, hanem héliumot tartalmaz, illetve az Ic típus, amely sem szilíciumot, sem héliumot nem mutat. A jelenlegi elképzelések szerint az Ib/Ic-típusok szintén nagy tömegû csillagokból keletkeznek, csakhogy ezeknél a csillag a külsõ, hidrogénben gazdag burkát a robbanás elõtt szinte teljesen elveszítette. A Ib és II. típus közti átmenetre érdekes példát szolgáltatott az SN 1993J, amely elõször a II. típusra jellemzõen hidrogén vonalakat mutatott, majd néhány hónappal késõbb a hidrogén eltûnt a színképbõl és az Ib típushoz hasonló hélium vonalak jelentek meg benne. Kb. 1 év elteltével azonban a hidrogén vonalai ismét megerõsödtek. A magyarázat szerint a robbanó csillag burka csak kevés hidrogént tartalmazott, ezért hamar eltûnt a színképbõl, késõbb pedig a cirkumsztelláris anyagban lévõ hidrogén jelent meg a spektrumban [3].

3. ábra: Különbözõ típusú szupernóvák fényváltozása

A szupernóvák jellegzetes fényváltozása a 3. ábrán látható. A gyors felfutást sokkal lassabb, változó ütemû halványodás követi. Gyakran megfigyelhetõ egy másodlagos púp a maximum után kb. 1 hónappal. A II. típuson belül elkülönítik a II-P és II-L altípusokat, az elõbbinél megfigyelhetõ a másodlagos púp, az utóbbiaknál nem. Általában a II. típusú szupernóvák fénygörbéi jóval változatosabbak, mint az Ia típusúaké. A maximális abszolút fényesség (a Johnson-féle V szûrõvel) az Ia típusnál M_V = -19.3 +/- 0.2 magnitúdó, a II. típusnál -16^m és -20^m között változhat. Az Ia típus homogenitása azzal magyarázható, hogy a robbanó fehér törpe mindig kb. ugyanolyan tömegû, míg a II. típus heterogenitásának oka az, hogy a progenitor tömege és sugara széles határok között változhat. Fontos megjegyezni, hogy a fényváltozást nem közvetlenül a robbanás, hanem az annak során keletkezõ radioaktív izotópok bomlása hozza létre. A robbanás során keletkezõ tûzgolyó ugyanis több, mint 10.000 km/s-os sebességgel tágul, emiatt nagyon gyorsan kihûlne és elhalványodna, ha nem fûtené alulról a robbanásban keletkezõ radioaktív nikkel és kobalt. Ezen izotópok bomlásával szépen megmagyarázható mind a fénycsökkenés üteme, mind a másodlagos púp megjelenése (ami pl. a kobalttól származik), sõt, az is kiszámítható, hogy a maximális fényesség a robbanás után kb. 25-30 nappal következik be.

4. ábra: Szupernóvák spektruma a maximum után

A fényességhez hasonlóan a spektrum is erõsen változik idõben. A 4. ábrán láthatjuk a maximum után több hónappal készített színképeket három szupernóva esetében. Az Ia típusnál a mély abszorpciós gödrök mellett erõs emissziós "vonalak" (vagy inkább egymást átfedõ vonalcsoportok, blendek) jelennek meg, melyek egy része ún. tiltott átmenethez tartozik. A II. típusúaknál megerõsödnek a hidrogén széles emissziós vonalai, és a kontinuum egyre laposabbá válik. Ezek a színképek hasonlítanak a planetáris ködök színképére, azaz egyre ritkuló, táguló gázfelhõben jönnek létre. Ez az ún "nebuláris" fázis kezdete, míg a korábbi, maximum környéki szakasz a "fotoszférikus" fázis.
A korábban említett okból a szupernóvák jól használhatók nagy távolságok mérésére. Ilyen szempontból elsõsorban az Ia típusúak az érdekesek, mivel ezek maximális abszolút fényessége jó közelítéssel állandó. A II. típusúakra használható az ún. "táguló fotoszféra módszer", amely a fényváltozás és a radiális sebességekbõl mérhetõ geometriai tágulás kapcsolatából következtet a távolságra. Ezzel a módszerrel mérték meg pl. a Nagy Magellán Felhõ távolságát az SN 1987A segítségével. Az Ia típus alkalmazásairól a következõ fejezetekben lesz szó.

A szupernóvák felfedezése

A mögöttünk álló évtized forradalmi változásokat hozott a szupernóvák kutatásában. Tíz év alatt a fotografikus programok helyét szinte teljesen átvették a CCD-s, automata szupernóva-keresõ programok. A 90-es évek elején négy nagy fotografikus program adta a felfedezett szupernóvák háromnegyedét, az 1990-ben felfedezett 38 szupernóvából még csak hatot találtak CCD felvételeken. A fotolemez és a CCD õrségváltása 1993-94 környékén kezdõdött. A fordulópont 1996 volt, ekkor találtak elõször több szupernóvát CCD-vel, mint fotografikus úton, illetve ez volt az utolsó év, amikor a vizuális felfedezõk egynél több felfedezést tettek. Azóta csak 1997-ben és 1998-ban történt egy-egy vizuális felfedezés.

Fotografikus szupernóva-keresõ észlelõprogramok

    A legnagyobb múlttal a José Masa, Marina Wischnjewski, Luíz Gonzalez, és Roberto Antezana nevével fémjelzett chilei program rendelkezik, amely 1979 óta két chilei magashegyi obszervatóriumból összesen 130 felfedezett szupernóvával büszkélkedhet (a fotolemezeik határfényessége kb. 19 magnitúdó). Európából Christian Pollas 1987 és 1996 között a Cote d'Azur Obszervatórium 90 cm-es Schmidt-távcsövével 94 szupernóva felfedezését mondhatja magáénak, amivel harmadik a világranglistán.
    Szintén 1987-ben indult útjára a második Palomar Observatory Sky Survey (POSS-II), melynek keretében 11 év alatt a teljes északi égboltot feltérképezték. Az elsõ POSS-al való összehasonlítás során 93 szupernóvát azonosítottak az új lemezeken és 9-et a régieken. A POSS-II déli kiegészítését 1990 és 1998 között készítették el a ausztráliai Siding Spring-ben, melynek során 62 új szupernóvára bukkantak. Akárcsak a palomar-hegyi felfedezések esetében, a teljes égboltra kiterjedõ kutatások miatt a felfedezett objektumok többsége névtelen galaxisokban villanó, 17-19 magnitúdós szupernóva volt.
    A felsorolt négy program közül ma már csak a chilei dolgozik. A két 1.2 m-es Schmidtet ugyan még lemeztartóval használják, ám a Palomar-hegyen már készültek CCD felvételek a távcsõvel, s minden bizonnyal a déli féltekén felállított mûszer sem kerülheti el a sorsát.

CCD-s szupernóva-programok

    Az elsõ CCD-vel felfedezett szupernóva az 1985F volt, ám nem direkt képalkotással, hanem a palomar-hegyi 508 cm-es Hale-reflektorral készített CCD spektrumon azonosította A. Filippenko és W. Sargent. Alig egy évvel késõbb a Lauschner Obszervatóriumban felállított 76 cm-es robottávcsõvel elindult aBerkeley Automated Supernova Search, mely az elsõ CCD-s patrol program volt. Mivel fényes, egyedülálló galaxisok szerepeltek programukban, számos nevezetes szupernóva felfedezése fûzõdik a nevükhöz. A kutatásokat ugyan 1991-ben másfél évre felfüggesztették, ám 1992 végén Lauschner Observatory Supernova Search néven újraindították. A 17-18 magnitúdós fényességig keresõ programot 1994 végén ismét leállították, ám egy 50 ezer dolláros fejlesztés után 1998 ismét beindították. A pénzt adományozó Katzman házaspár után a távcsövet Katzman Automatic Imaging Telescope (KAIT) névre keresztelték. A program hatékonyságának növekedését jól jelzi, hogy már az elsõ évben annyi szupernóvát találtak, mint az 1986 és 1994 között eltelt idõszakban összesen.
    Az északi félteke másik, közepes fényességû objektumokra szakosodott vállalkozása a Beijing Astronomical Observatory Supernova Search volt, mely 1996-tól kezdõdõen használta az obszervatórium 60 cm-es reflektorát. Sajnos 1999 végén megszakadtak a kutatások, pedig a 19 magnitúdós határfényességig dolgozó program felfedezése volt például az SN 1998S, vagy legutóbb az SN 1999el, melyeket hazánkból is sok amatõr és hivatásos csillagász figyelt meg.
    Sajnos a déli félteke legtöbb szupernóva-programja a halvány, 18 magnitúdó alatti tartományt célozza meg, így a számtalan fényes déli galaxis szinte teljesen felderítetlen marad. Ezek a programok a 18-25 magnitúdó közötti tartományban mûködnek, és 1995-tõl kezdõdõen a korábbi 20-40-rõl 150-200-re emelték az évente felfedezett szupernóvák számát. A legjelentõsebb kutatások a Supernova Cosmology Project (SCP) összefogása alatt folynak, ennek célkitûzése a nagy vöröseltolódású szupernóvák keresése és követése. Hasonló profilú a High-Z Supernovae Search Team (HZSST), és a High Redshift Supernova Search(HRSS) programja is, sõt, a kutatócsoportok is mutatnak személyi átfedéseket. E programok észlelési módszere eltérõ a korábbiaktól: két felvételt készítenek ugyanarról az égterületrõl, és a két képet digitálisan kivonják egymásból. A különbség-képen észlelhetõ objektumok nagy valószínûséggel új szupernóvák. A felfedezések spektroszkópiai megerõsítése általában a 4 m-es William Herschel teleszkóppal, vagy a 10 m-es Keck-teleszkóppal történik. Gyakran elõfordul, hogy egy képen 3-4 szupernóva is látszik, az eddigi rekord az egy éjszaka alatti 20 felfedezés.
    A korábbi mikrolencse-programok mûszerezettségét több más program is használja szupernóva-keresésre. Ezek közül a legjelentõsebb a Mount Stromlo Abell Cluster Supernova Search, mely a MACHO-programmal együttmûködve észleli a déli féltekérõl látható Abell galaxishalmazokat. A 21-22 határmagnitúdós CCD-képekbõl 1996 júniusa és 1999 márciusa között kereken 50 szupernóvát azonosítottak. Hasonlóan eredményesnek bizonyult a francia EROS-program szupernóva keresése, ehhez 1997 - 2000 között 60 felfedezés fûzõdik.

Amatõr szupernóva-vadászok

Az amatõr szupernóvakutatás elsõ lépését még Jack C. Bennett tette meg 1968-ban, amikor vizuálisan felfedezte az M83-ban felvillanó SN 1968L-t. Hosszú szünet után 1979-ben következett Gus E. Johnson szupernóvája az M100-ban, majd 1980-tól jött Robert Evans tiszteletes, aki 1997-ig 32 szupernóvát vett észre vizuálisan, melyek közül 28-at õ pillantott meg elsõként. A fotografikus próbálkozásokkal a 80-as évek elején a japánok értek el sikereket - igaz, két felfedezésnél tovább senki sem jutott -, ám mielõtt a világ más részein is elterjedt volna az amatõr fotografikus kutatás, jött a CCD. Az elsõ CCD-s amatõr felfedezés az M51-ben felvillant SN 1994I volt, melyet Tim Puckett és Jerry Armstrong vett észre elõször. Azóta folyamatosan emelkedik az éves felfedezések száma, és a legismetebb amatõrök már automata, Interneten keresztül vezérelt távcsövekkel dolgoznak. Az 1999-ben felbukkant 201 szupernóvából 25-öt amatõrök találtak, és a tendenciákat jól jelzi, hogy 2000 elsõ négy hónapjában az amatõrök már 15 felfedezésnél tartanak.

Új eredmények

Statisztikai érdekességek

2000. május 1-jéig 1747 szupernóva jelölést osztottak ki, ám számos jelölés galaktikus változókat, vörös elõtércsillagokat, kvazárokat, aktív galaxismagokat, sõt az 1956C egy stacionárius pontja közelében tartózkodó kisbolygót takar, ezért valójában csak 1729 lehetséges szupernóvával van dolgunk. Azért csak lehetséges, mert 88 objektumról mindössze egyetlen felvétel létezik, így ezek valódisága legalábbis kétséges. (Az elsõ POSS két lemezén is azonosítani vélt egyik szupernóváról késõbb kiderült, hogy mindkét lemezen ugyanott volt lemezhiba). A fennmaradó 1641 szupernóva 35%-áról nincs spektroszkópiai megfigyelés, ami további bizonytalanságot jelent. Az 1063 típusba sorolt égitest közül 524 az Ia típusba, 308 pedig a II. típusba tartozik. A maradék valamely más altípusba sorolható, vagy a rossz spektroszkópia miatt csak bizonytalanul osztályozható. Eddig 10 alkalommal fordult elõ, hogy egy galaxisban egyszerre két szupernóva látszott, sõt a névtelen galaxisban felvillant 18.7 magnitúdós SN 1997dk-t és 19.5 magnitúdós SN 1997dl-t ugyanazon a CCD képen azonosította az EROS program. A legtöbb szupernóvának otthont adó galaxis az M83 és az NGC 6946, eddig mindkettõben 6 szupernóvát sikerült felfedezni. A legtávolabbi szupernóva a HZSST által 24.5 magnitúdónál felfedezett Ia típusú SN 1999fv volt, melynek vöröseltolódását z=1.23-nak mérték. A leghalványabb, földfelszínrõl felfedezett szupernóva a Keck-II teleszkóppal azonosított 25.3 magnitúdós SN 1999fd (Ia, z= 0.88) volt. A jelenleg észlelt leghalványabb égitest a HST Deep Field megismétlésekor akadt a kutatók hálójába. Az I=26.8 magnitúdós SN 1997ff távolabb lehetett, mint az 1999fv, ám spektroszkópiai mérésekre - érthetõ okokból - nem került sor.
Az 1.táblázatban az eddig ismert legfényesebb extragalaktikus szupernóvákat soroljuk fel.

táblázat. A legfényesebb extragalaktikus szupernóvák

jelölés	galaxis	m_max	típus
SN 1987A	LMC	2.9	II
SN 1885A	M 31	4.4	I
SN 1895B	NGC 5253	8.0	I
SN 1937C	IC 4182	8.4	Ia
SN 1972E	NGC 5253	8.4B	Ia

Szupernóva-kozmológia

    A fentebb említett keresõprogramok legnagyobb visszhangot kiváltó eredménye kétségkívül a nagy vöröseltolódású szupernóvák felfedezése volt. Itt nem elsõsorban az a lényeg, hogy vannak (illetve voltak) szupernóvák a tõlünk nagyon távoli extragalaxisokban, hanem az, hogy ekkora távolságból már elég jól lehet mérni a Világegyetem tágulásával kapcsolatos jelenségeket. A közeli galaxisok erre csak korlátozottan használhatók, mivel azok kölcsönös gravitációja befolyásolja a lokális
tágulást.
    Ismeretes, hogy az általános relativitáselmélet szerint a táguló Világegyetemben az egymástól nagy távolságban lévõ megfigyelõk között idõdilatáció lép fel, azaz az egyik megfigyelõ úgy látja, hogy a hozzá képest nagy sebességgel távolodó másik megfigyelõ órája lelassul az övéhez képest. A szupernóvák nagyon érdekes lehetõséget kínálnak ennek ellenõrzésére, ugyanis a fényességcsökkenés üteme a közeli Ia típusú szupernóváknál jó közelítéssel állandó. A nagy vöröseltolódású szupernóvák eszerint lassabban kell, hogy halványodjanak, mint a közeliek. Pontosan ezt sikerült kimérnie Supernova Cosmology Project munkatársainak [4]. Sõt, azt is megállapították, hogy a fényességcsökkenés üteme pont az elmélet által megadott módon változik a vöröseltolódással. Ez roppant fontos információ a kozmológusok számára, ugyanis teljesen egyértelmûvé teszi, hogy a vöröseltolódás valóban a tágulással függ össze, és nem a fotonok energiájának csökkenésével, mint egyes alternatív elméletekben.
    Még ezen az eredményen is túlmutatott azonban az a felfedezés, melyre egymástól függetlenül mind az SCP, mind a HZSST kutatócsoportok rábukkantak ([5], [6]), miszerint az Univerzum egyre gyorsulva tágul. Ehhez nagy vöröseltolódású Ia típusú
szupernóvák távolságát mérték meg oly módon, hogy összevetették a szupernóvák látszólagos fényességét az abszolút fényességükkel. Mivel ezek abszolút fényessége jól behatárolható (l. az Alapfogalmak címû részt), a kettõ különbségébõl (a távolságmodulusból) megkaphatjuk az objektumok távolságát, feltéve, hogy ismerjük a csillagközi por okozta fényelnyelés mértékét. A fényelnyelés mérésére többféle módszer is ismeretes, melyek a szupernóvákra is alkalmazhatóak, ezért
ezekbõl a mérésekbõl sikerült az objektumok valódi távolságát meghatározniuk.

5. ábra: Nagy vöröseltolódású szupernóvák Hubble-diagramja

    A kapott eredmény az 5. ábrán látható, amely az ún. Hubble-diagramot (a m-M távolságmodulus a z =Dl/l vöröseltolódás függvényében) mutatja. A folytonos vonal azt szemlélteti, hogy hogyan változik a távolságmodulus egy egyszerû, nem görbült euklideszi térben, amely állandó sebességgel tágul. Jól látható, hogy a nagy z-hez tartozó pontok szisztematikusan a görbe felett helyezkednek el, azaz ezek az objektumok távolabb vannak annál, mintha állandó sebességgel távolodtak volna, azaz a tágulás gyorsuló. Ráadásul az Univerzum anyagának lassítania kell a tágulás ütemét, mivel a gravitáció akadályozza a tágulást. Ha ezt figyelembe vesszük, az elméleti görbének az ábrán szereplõ vonal alatt kell valójában húzódnia, tehát az eltérés még erõsebb, mint azt az ábra mutatja.
    Erre a mérésre három lehetséges magyarázat van:
1.) a csillagközi por okozta abszorpciót mégis helytelenül vették figyelembe,
2.) a közeli és távoli Ia típusú szupernóvák maximális fényessége jelentõsen különbözik,
3.) az Univerzum gyorsulva tágul.
    Teljes biztonsággal jelenleg az elsõ két magyarázat sem zárható ki, de a szakemberek többsége inkább hajlik a harmadik magyarázat elfogadására. Ez azt jelenti, hogy a Világmindenségben létezik egy gyenge taszító erõ, ami lokálisan kimutathatatlan, de a tágulás ütemét már befolyásolja. Ezt az Einstein-egyenletekben egy "kozmológiai állandó"-nak nevezett taggal lehet figyelembe venni, amit teljesen spekulatív úton elsõként maga Einstein vezetett be (késõbb aztán lemondott róla, sõt, "élete
legnagyobb tévedésének" nevezte, hiszen õ a tágulás megakadályozása végett írta be ezt a tagot az egyenletbe). Ezt a taszító erõt sokan a vákuum energiasûrûségeként értelmezik, amit a részecskefizikai kvantumelméletek már régóta alkalmaznak. A pozitív kozmológiai állandó léte egyben magyarázatot adhat az utóbbi években felmerült "kozmikus kor" problémára, hogy tudniillik a Világegyetem fiatalabbnak tûnik, mint legidõsebb objektumai. Eszerint ha a tágulás gyorsuló, a Világegyetem életkora nagyobb, mint állandó sebességû tágulás esetén, tehát a fenti probléma nem lép fel. A szupernóvák kutatása tehát ismét alapvetõ kérdésekre adott válaszokkal gazdagította a csillagászatot.

Szupernóvák és gamma-kitörések

A gamma-kitörések, "gamma-bursterek" (GRB) olyan nagyenergiájú gammasugárzó pontforrások, melyek véletlenszerûen jelennek meg és csak nagyon rövid ideig detektálhatóak. Létezésük hosszú ideje a csillagászat egyik legnagyobb rejtélye. Az elmúlt két évben kiderült, hogy néhány szupernóva térbeli és idõbeli megjelenése egybeesik gamma-burster észlelésével [3]. A
legmeggyõzõbb ilyen eset az SN 1998bw volt, amely ráadásul egy nagyon fényes, nagyon különleges spektrumú szupernóvának bizonyult (az Ic típushoz sorolták, de a spektruma jelentõsen eltért a többi Ic típusú szupernóváétól).
Az elképzelt modell szerint ezek a gamma-kitörések úgy keletkeznek, hogy a szupernóva-robbanás nem gömb-, hanem tengelyszimmetrikusan történik, és a tengely véletlenül pont felénk irányul. Ekkor a nyílt mágneses erõvonalak mentén nagyenergiájú részecskék szabadulhatnak ki a robbanásból, melyek gyorsuló mozgásukkal röntgen-, gammasugárzást
keltenek, és ez okozza a hirtelen nagyenergiájú felvillanást. A probléma az, hogy jelenleg a gamma-sugárzás pozícióját sokkal
pontatlanabbul lehet megmérni, mint az optikai sugárzásét, ezért a térbeli egybeesés csak egy elég nagy hibahatáron belül értendõ. Emellett pl. az SN 1999eb, melyet a GRB 991002-vel hoztak kapcsolatba, maximumát 10 nappal a GRB megjelenése elõtt érte el, tehát a GRB valószínûleg nem a robbanás során keletkezett. Ezért a szakemberek egy része vitatja a kétféle objektum közti kapcsolatot.

Új eredmények a hazai szupernóva-kutatásban

    A 60-as évek közepétõl a 80-as évek végéig hazánk szupernóva-nagyhatalomnak számított, amit az MTA Csillagászati
Kutatóintézetének Piszkés-tetõn felállított 60/90 cm-es Schmidt-teleszkópja tett lehetõvé. Az 5 fok átmérõjû területet rögzítõ
lemezeken 1964 és 1995 között 47 szupernóvát fedeztek fel (Lovas Miklós 42, Jankovics István 3, Balázs Lajos 1 és Paparó Margit 1). Az egyik legjelentõsebb eredmény az M101-ben felvillant 1970G felfedezése volt, de például az 1976-ban felfedezett 17 szupernóva közül hetet a Konkoly Obszervatóriumban találtak.
    A hazai amatõrök a lassan hozzánk is begyûrûzõ CCD-forradalom nyomán most bontogatják szárnyaikat, s Kereszty Zsolt szupernóvakeresõ programja, illetve Berkó Ernõ "galaxis-maratonja" már meg is hozta az elsõ sikert. Berkó Ernõ 1999. április 30-án alig 15 órával lemaradva Ron Arbour és a LOSS mögött, független felfedezõje lett az NGC 2841-ben felvillant SN 1999by-nak ([7]). Persze nem ez volt az elsõ amatõr siker, hiszen 1994. április 3-án, alig másfél nappal az elsõ észlelések
után Bakos Gáspár és Szitkay Gábor független felfedezõje lett az M51-ben villant 13.8 magnitúdós SN 1994I-nek.
    A továbbiakban néhány olyan eredmény kerül bemutatásra, melyeket e cikk szerzõi értek el 1998 és 2000 között.

SN 1999by

A felfedezést követõ 3 héten belül összesen 3 spektrumot készítettünk errõl az objektumról a kanadai David Dunlap Obszervatórium 1.88 m-es távcsövével (Jim Thomson és Dr. Stefan Mochnacki közremûködésével). Ezek láthatók a 6. ábra jobb oldalán egymás alatt, míg az ábra bal oldalán összehasonlításképpen az SN 1998aq ugyanezen mûszerrel felvett színképeit tüntettük fel.

6. ábra: Az SN 1999by és az SN 1998aq mért spektrumai

A széles, mély abszorpció 6150 Angström környékén a jellegzetes Si II (ionizált szilicium) vonal, amibõl azonnal látható, hogy mind az SN 1999by, mind az SN 1998aq Ia típusú. Könnyen észrevehetõ azonban, hogy a jobb- és baloldali spektrumok között különbség is van. A legjelentõsebb eltérés az erõs abszorpció 5800 A-nél az SN 1999by spektrumában. Ez szintén egy Si II vonal, de sokkal erõsebb, mint az SN 1998aq-nál. Ez azért szokatlan, mert az Ia típusra éppen a
spektrumok nagyfokú hasonlósága jellemzõ. Néhány esetben azonban megfigyelhetõ az 5800 A-ös vonal megerõsödése. A tapasztalat szerint az 5800 A-ös és a 6150 A-ös Si II vonal aránya korrelál a szupernóva maximális luminozitásával olyan értelemben, hogy ha az 5800 A-ös vonal erõsebb, akkor a maximális fényesség kisebb. A két vonal arányából megállapítottuk, hogy az SN 1999by maximális abszolút fényessége a többi Ia típusú szupernóvához képest kb. 1 magnitúdóval halványabb volt. Hasonlóan kisebb maximális luminozitást mutatott korábban az SN 1991bg, amelyet "pekuliáris (különleges) Ia típus"-ba soroltak. Ez alapján tehát az SN 1999by osztályozása is Ia pec.
Az ilyen halványabb, ún. szubluminózus Ia-szupernóva létrejötte úgy képzelhetõ el, hogy a fehér törpe nem teljesen robban szét, azaz a robbanási energiatermelés kisebb. Ha kevesebb tömeg robban, kevesebb radioaktív Ni keletkezik, vagyis a fénygörbe maxmuma lecsökken. Ez a modell pl. úgy ellenõrizhetõ, hogy megvizsgáljuk a sugárzó tûzgömb tágulási
sebességét a színképekbõl. Ha a robbanási energia kisebb, a tûzgömb lassabban fog tágulni, és a tágulási sebessége gyorsabban fog csökkenni, mint a "normális" Ia típusú robbanásoknál.

7. ábra: Ia szupernóvák radiális sebessége

A 7. ábrán látható az Ia szupernóvák radiális (látóirányú) sebességének görbéje, amit a 6150 A-ös Si II vonal Doppler-eltolódásából határoztunk meg. Azonnal látszik, hogy míg az SN 1998aq a "normális" Ia szupernóvákhoz hasonlóan tágul, az SN 1999by-nál a tágulási sebesség egyrészt kisebb, másrészt sokkal gyorsabban csökken. Ez teljesen összhangban van a fenti modellel. Sõt, a tapasztalat szerint a halványabb (szubluminózus) szupernóváknál a fényesség a maximum után is gyorsabban csökken, mint a többieknél.

8. ábra: Ia szupernóvák fénygörbéinek összehasonlítása

A 8. ábrán az SN 1998aq, SN 2000E és az SN 1999by fényváltozását mutatjuk be (az SN 2000E-nél és az SN 1999by-nál saját méréseink is szerepelnek, melyeket a Szegedi Csillagvizsgálóban és az MTA Csillagászati Kutatóintézet Piszkéstetõi Obszervatóriumában készített Fûrész Gábor, Csák Balázs, Csizmadia Szilárd és Szabó Róbert, ezek mellett az Internetrõl összegyûjtött adatokat tüntettük fel, melyek legtöbbje a brnoi D. Hanzl-tól származik). Jól látható, hogy az SN 1998aq és az SN 2000E mért fényességei jól illeszkednek az Ia szupernóváknál várható "minta" fénygörbére, míg az SN 1999by a maximum után jóval gyorsabban halványodott. Megállapíthatjuk tehát, hogy a magyar amatõr felfedezésû SN 1999by olyan szempontból is különleges szupernóva, hogy az Ia típus egy ritka alcsoportjába tartozik, halványabb, lassabban tágul és gyorsabban csökken mind a fényessége, mind a tágulás üteme.

Távolságmérés Ia típusú szupernóvákkal

    Az Ia szupernóvákon alapuló távolságmérést két fényes szupernóvára, az SN 1998aq-ra [8] és az SN 2000E-re alkalmaztuk. Az eljárás három kritikus paraméter empirikus meghatározására épül: 1. a B-szûrõvel mért maximum idõpontja, 2. a szupernóva maximális abszolút fényessége, 3. az intersztelláris abszorpció mértéke.
    E három paraméter egyszerre történõ meghatározására fejlesztett ki módszert Riess és munkatársai [9]. Ennek lényege az, hogy a fényességmérésekre egy "minta"-fénygörbét illesztenek, ami a fenti paraméterek függvénye. A maximális fényesség eltérését a "minta"-görbe maximumától a spektrumok, nevezetesen a fentebb említett szilícium vonalak alapján határozzák meg. A maximum idõpontja a "minta"-görbe vízszintes eltolással történõ illesztésével kapható meg. Az intersztelláris abszorpciót pedig úgy veszik figyelembe, hogy az illesztést több színben készült fénygörbére végzik, melyekre együttesen kell a legjobb illeszkedést elérni.
    A két vizsgált objektum fénygörbéjét a 8. ábrán már bemutattuk. Az SN 1998aq esetén a legelsõ spektrumban (6. ábra) mérhetõ szilícium vonalak alapján ez a szupernóva teljesen "normális", az elméleti maximális fényességtõl való várható eltérése kisebb, mint 0.1 magnitúdó. Az SN 2000E-nél ezt csak becsülni tudtuk, mert errõl az objektumról csak egyetlen színképet tudtunk felvenni, azt is csak egy hónappal a maximum után (a színképet az MTA Csillagászati Kutatóintézet Schmidt-távcsövére szerelt objektív-prizmával készítettük). Ezt a 9. ábrán mutatjuk be, összehasonlítva az SN 1998aq 1 hónapos színképével. Jól látható a csaknem tökéletes egyezés, a kisebb eltérések a prizmás színkép kis felbontása miatt jelentkeznek. Ebbõl az egyezésbõl arra következtettünk, hogy az SN 2000E sem tér el 0.1 magnitúdónál jobban a tipikus Ia szupernóva maximális fényességétõl.

9. ábra: Az SN 2000E és az SN 1998aq spektrumai 1 hónappal a maximum után

Az intersztelláris abszorpciót oly módon határoztuk meg, hogy összehasonlítottuk a szupernóva mért B-V színindexét az abban a fázisban várható "elméleti" színindex értékével. Kiderült, hogy mindkét szupernóvánál az eltérés jelentõsnek mondható,
az SN 1998aq-ra E(B-V) = 0.13 ± 0.11, az SN 2000E-re E(B-V) = 0.35 ± 0.1 magnitúdó adódott. A hibahatárok a
színmérések pontatlanságát tükrözik. Ha feltesszük, hogy a csillagközi por fényszórása mindenütt hasonló, mint a Tejútrendszerben, akkor a V-szûrõben mért abszorpció A_V = 3.1 E(B-V). Ekkor tehát a szupernóva távolságmodulusa a
következõ:

V - M_V = 25 + 5 log r + 3.1 E(B-V) + D

ahol V a mért maximális fényesség, D a szupernóva maximális fényességének eltérése a "standard" értéktõl, r pedig a távolság megaparszekben. A kapott távolságmodulusok és távolságok a 2. táblázatban találhatók. Ebben szerepel a szupernóvák szülõ-galaxisának Tully-Fisher relációval meghatározott távolsága is. Látható, hogy elfogadható, a hibahatáron belüli az egyezés a szupernóva és a galaxis egymástól függetlenül mért távolságai között. A szupernóva távolságok viszonylag nagy hibáját ennél a két objektumnál fõleg a színindex-mérések pontatlansága okozta, mivel ennek háromszorosa lesz a csillagközi abszorpció hibája. Magashegyi obszervatóriumokból, professzionális eszközökkel készített mérésekkel ez a bizonytalanság jelentõsen csökkenthetõ.
A szupernóva-kutatás hihetetlenül gyorsan fejlõdik, ezért e cikk megírása és megjelenése között is valószínûleg számos
új eredmény látott napvilágot. Reméljük, a közeljövõben a hazai csillagászati kutatásokban is egyre nagyobb szerepet
kaphatnak ezek az érdekes és látványos objektumok.

2.táblázat. Kétféle távolságmérési módszer összehasonlítása

SN	galaxis	E(B-V) m	V-M_V m	r_SN Mpc	r_GX Mpc
1998aq	NGC 3982	0.13±0.11	30.9±0.6	15±4	17±4
2000E	NGC 6951	0.35±0.10	32.1±0.6	26±6	23±5

Az SN 1998S az NGC 3877-ben 1998. április 5-én. Az SN 1999B az UGC 7189-ben 1999. január 21-én.

Az SN 1999D az NGC 3690-ben 1999. január 21-én. Az SN 1999el az NGC 6951-ben 1999. október 27-én.

Az SN 1999el 1999. december 31-én. Az SN 1999el mellett 2000. január 28-án az SN 2000E.

Az SN 1999em az NGC 1637-ben 1999. december 31-én. Az SN 1999gq az NGC 4523-ban 2000. január 1-jén.

10. ábra: Szupernóva galéria. Valamennyi felvétel az MTA Csillagászati Kutatóintézete
Piszkéstetôi Obszervatóriumában készült a 60/90/180 cm-es Schmidt távcsôvel,
Photometrics CCD kamerával, 5 perces expozícióval

Felhasznált irodalom
[1] Patkós L.: Csillagászati évkönyv 1981, 266.o.
[2] Barcza Sz.: Csillagászati évkönyv 1989, 97.o.
[3] Filippenko, A.V.: 2000, astro-ph/0002264
[4] Goldhaber, G. et al.: http://panisse.lbl.gov:80/public
[5] Filippenko, A.V., Riess, A.G.: 1999, astro-ph/9905049
[6] Riess, A.G. et al.: 1998, Astrophysical Journal 116, 1009.o.
[7] Meteor, 1999. június
[8] Vinkó J., Kiss L.L., Thomson, J., Fûrész G., Lu, W., Kaszás G., Balog Z.: 1999, Astronomy & Astrophysics 345, 592.o.
[9] Riess, A., Press, W.H., Kirshner, R.P.: 1996, Astrophysical Journal 473, 88.o.
[10] http://pluto.physx.u-szeged.hu/~klaci/Sn_cat.txt (rendszeresen frissített szupernóva katalógus)

iPon Cikkek

Szupernóva-receptek

A csillagászat legjelentősebb, hosszú ideje kutatott kérdései közé tartozik annak rejtélye, hogy pontosan hogyan robbannak fel a fehér törpék. Az Amerikai Csillagászati Társaság téli konferenciáján egy kutatócsoport előadott egy új ötletet, amely talán új utat kínálhat a probléma megoldására. A kérdés azért roppantul lényeges, mivel nem egészen két évtizeddel ezelőtt néhány kutató (Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt és Adam G. Riess) éppen ezen felrobbanó csillagokat használta a kozmikus távolságok mérésére, és ezek révén mutatták ki, hogy a világegyetem nem egyszerűen tágul, de gyorsuló ütemben teszi azt.

A felfedezés alapvetően változtatta meg a kozmosszal kapcsolatos korábbi képünket, és a jelenség magyarázatára vezették be a szakértők a sötét energia fogalmát, amely jelenleg a legjobb választ jelenti a tágulással és a világegyetem egyéb rejtélyeivel kapcsolatos kérdésekre. Ilyen körülmények közt legalábbis meglepőnek nevezhető, hogy még mindig nem egészen értik a szakértők annak a folyamatnak a lépéseit, amely az óriási jelentőségű felfedezést lehetővé tette, vagyis senki sem tudja, hogy miért is robbannak fel a fehér törpék.

Márpedig ennek megfejtése az eredeti felfedezés sorsára is hatással lehet, hiszen ha a folyamat nem egészen úgy zajlik, mint ahogy azt a kutatók feltételezték, egészen más következtetéseket kell levonni a mért adatokból. „Mi van például akkor, ha a fehér törpék másként robbantak fel a világegyetem hajnalán, mint napjainkban? Vagy ha galaxisonként eltérően zajlik le a folyamat?” – teszi fel a problémával kapcsolatos legfontosabb kérdéseket Rosanne Di Stefano, a Harvard-Smithsonian Asztrofizikai Központ munkatársa. Ha nem értjük meg és nem ismerjük fel ezeket a különbségeket, akkor nem korrigálhatjuk az ezekből adódó következményeket, és sosem lesz pontos mérőszalagunk a világegyetemhez, folytatja a szakértő.

A kozmikus mérőszalag egységeit, a felrobbanó fehér törpéket Ia típusú szupernóváknak nevezi a tudomány. Ezek jelenlegi ismereteink szerint szoros kettős vagy többes rendszerekben keletkeznek, amelyekben a rendszer egyik tagja, egy fehér törpe folyamatosan anyagot kap a rendszer többi tagjától. Amikor a fehér törpe tömege eléri az úgynevezett Chandrasekhar-határt (a Nap tömegének 1,44-szeresét), saját gravitációja alatt összeroppan, és beinduló szénfúzió darabjaira szaggatja a csillagot.

Mivel a robbanás az elfogadott elméletek szerint mindig egy adott tömeghatáron következik be, feltételezve, hogy a folyamat minden ilyen típusú szupernóvánál hasonlóan zajlik, a robbanás abszolút fényessége is minden esetben megegyező lesz. Ezek a szupernóvák tehát megjósolható mértékben fognak felfényleni, így látszólagos fényességükből kiválóan megítélhető a távolságuk.

Mindez nagyon jól hangzik, a probléma azonban magával a robbanást előidéző folyamattal van. Mivel nem tudni, hogy ezt mi váltja ki, nem egészen biztos, hogy minden esetben hasonlóan zajlik, és az sem, hogy hasonló mértékű felfénylést produkál. A kutatók az elmúlt évtizedekben sokat vitatkoztak például arról, hogy milyen égitesttől lopja a fehér törpe az anyagot. Egyesek szerint nagyméretű, laza anyagú csillagokat kell elképzelnünk, például egy vörös óriást, mások viszont úgy vélik, hogy egy kicsi, sűrű társról van szó, esetleg egy másik fehér törpéről, amely összeolvad kísérőjével, és együtt lépik át a már említett tömeghatárt. Az utóbbi öt évben aztán az is kiderült, hogy a megfigyelések alapján mindkét keletkezési típusra akad példa a minket körülvevő űrben.

A fő gond azonban az, hogy még ha elfogadjuk, hogy az Ia típusú szupernóvák mindkét típusú kettős rendszerben létrejöhetnek, az sem jelent magyarázatot az ilyen szupernóvák magas gyakoriságára, ezekből az égitestekből ugyanis úgy tűnik, hogy mindig több van annál, mint amennyit a szakértők a modellek alapján elképzelhetőnek tartanak, mondja Di Stefano. (Arról nem is beszélve, hogy az utóbbi években felfedeztek néhány olyan Ia szupernóvát is, amelyek szinte biztosan olyan fehér törpékből keletkeztek, amelyek tömege messze meghaladta az áthághatatlannak hitt határt.)

A szakértő és kollégái ezért kiötlöttek még egy lehetőséget arra, hogyan jöhet létre a szupernóvák ezen változata. Elképzelésük szerint az alapdefinícióval van a probléma, szerintük ugyanis a robbanásnak nem előfeltétele, hogy többes rendszer legyen a kiindulópont, elegendő, ha egy fehér törpe összetalálkozik egy arra járó kisebb égitesttel, egy aszteroidával vagy egy bolygóval. Ha a két égitest összeütközik, az esemény elég lehet ahhoz, hogy felrobbantsa a fehér törpét.

A meglepőnek tűnő elméletet már egy maroknyi megfigyelés is alátámasztja, amelyek arról tanúskodnak, hogy a fehér törpék időnként valóban összeütköznek kisebb-nagyobb kőzetbolygókkal. A találkozásokra pedig valószínűleg éppen fehér törpe voltuk miatt kerülhet sor. Ezek az égitestek ugyanis a Naphoz hasonló csillagokból jönnek létre. Miután a fősorozatbeli csillagok felemésztették hidrogéntartalékaikat, külső rétegeik elkezdenek kiterjedni, magjuk pedig befelé húzódik, és benne beindul a hélium fúziója.

A vörös óriásnak nevezett állapot közben a csillag a kibocsátott energia változó mennyisége miatt meglehetősen instabillá válik, mérete és hőmérséklete széles határok közt ingadozik. Idővel az ingadozás olyan jelentős lesz, hogy a külső rétegek leválnak, és a belőlük képződő planetáris köd belsejében csak a csillag egyre hidegebb magja marad meg. Ez a nagyon sűrű, de piciny égitest a fehér törpe, amely átlagosan 0,6 naptömeggel rendelkezik, térfogata pedig akkora, mint a Földé.

A Napra is hasonló sors vár, és ha azt feltételezzük, hogy más Naphoz hasonló csillagok is rendelkeznek bolygókkal és aszteroidákkal, a létrejövő fehér törpe körül bőven maradnak olyan égitestek, amelyek idővel beleütközhetnek a központi csillagba. Ha saját rendszerünket nézzük, a Kuiper-öv és az Oort-felhő kisebb-nagyobb szikladarabjai valószínűleg épségben át fogják vészelni a Nap vörös óriássá válását, így megmaradnak majd a Nap viszonylagos közelségében a fehér törpe fázisban is.

Di Stefano szerint számos olyan fehér törpe lehet a világegyetemben, amelyet egykori bolygórendszerének maradványa, egy méretes egybefüggő anyagcsomókból álló törmelékfelhő kísér. Amikor aztán a fehér törpe közel kerül egy másik csillaghoz, ami a galaktikus központokban gyakran előfordulhat, annak gravitációja megzavarhatja a törmelék addigi stabil pályáját, és darabjait a csillaközi tér, vagy a központi égitest felé indíthatja.

A szimulációk alapján a helyükről kibillentett égitestek nagyjából egy százaléka idővel beleütközik a fehér törpébe. Azt, hogy ilyen események előfordulnak, igazából senki sem vitatja, az igazi kérdés azonban, hogy mit történik ez után. Di Stefano és munkatársai úgy vélik, hogy ha a körülmények megfelelően alakulnak, és a becsapódó égitest kellően nagy sebességgel rendelkezik, az esemény felrobbanthatja a fehér törpét. Ehhez a számítások szerint egy legalább a Földdel egyező méretű bolygóval való ütközésre van szükség, ami a kisebb égitestekkel való találkozásokkal ellentétben jóval ritkábban fordulhat elő a szakértők szerint. Ez egyben azt is jelenti, hogy az új szupernóva-keletkezési elmélet sem jelent teljesen kielégítő megoldást az Ia típusú szupernóvák gyakoriságának problémájára.

Di Stefano szerint az ötlettel ettől függetlenül érdemes foglalkozni, mert vizsgálata esetleg olyan más folyamatokat fedhet fel, amelyekre eddig nem gondoltak a szakértők, pedig relevánsak lehetnek a kérdésben. Az elmélet első része szinte biztosan helyes, hiszen fehér törpék és aszteroidák közti ütközések valóban történnek a világegyetemben, mondja Ryan Foley, az Illinoisi Egyetem csillagásza. Ami a másik felét illeti, az sem tűnik őrültségnek, ahhoz azonban, hogy megerősítést nyerjen meggyőző megfigyelési adatokra lesz szükség, folytatja a szakértő.

Szupernóva-maradvány a Chandra felvételén

Szupernóvák

A szupernóváknál sokkal nagyobb a felfényesedés, mint a nóváknál. A kitörés mértéke legalább 20 magnitúdó, abszolút fényességük maximumban -16 és -21 magnitúdó közötti. Fénygörbéik (3.74. ábra) és színképeik (3.75. ábra) szerint két fő csoportba sorolhatók.

Az SN I típusúak fénygörbéje egyforma, hasonlít a gyors nóvákéra. Az elhalványodás először gyors (25-40 nap alatt mintegy 3 magnitúdó), majd lassú, egyenletes (60-70 nap alatt 1 magnitúdó). Színképükre a hidrogén hiánya a jellemző.

Az SN II típusúak fénygörbéje nagyon változatos, halványodásuk lassabb, ennek során platók, púpok jelenhetnek meg. Színképükben vannak hidrogénvonalak.

3.74. Ábra: Szupernóva-típusok jellemző fénygörbéi (Sterne und Weltraum 2011/3 alapján).

3.75. Ábra: A szupernóvák fontosabb típusai a színkép alapján (Turatto 2003).

Az Ia típusú szupernóvák szoros kettős rendszerek. Egy fehér törpe és egy késői óriás (single-degenerate, SD), vagy - az újabb elképzelések szerint - két fehér törpe alkotja (double-degenerate, DD). Az óriásról átáramló anyag a fehér törpe tömegét folyamatosan növeli. Amikor ez eléri a Chandrasekhar-határt, az 1,4-1,5 $M_{\odot }$ értéket, akkor a fehér törpe felrobban (az elektrongáz elfajultsága megszűnik, már nem tart egyensúlyt a gravitációs összehúzó erővel). Abból, hogy ezek szerint egyforma állapotú fehér törpék felrobbanásáról van szó, arra következtettek, hogy az Ia szupernóvák ugyanolyan mértékben fényesednek ki, az abszolút magnitúdójuk maximum idején egyforma, azaz standard gyertyaként ideális objektumok távolságmeghatározásra. Ezáltal nagy jelentőségűek kozmológiai szempontból. Részben éppen a nagyon távoli Ia szupernóvákra alapul a gyorsulva táguló univerzum modellje, illetve az ezt magyarázó sötét energia elképzelés. Két dolog miatt is nagyon óvatosan kell kezelni a standard gyertyaként való alkalmazásukat. Újabb vizsgálatok szerint ha a fehér törpének erős mágneses tere van, akkor a Chandrasekhar-határ nagyobb, elérheti akár a 2,5 $M_{\odot }$ értéket is. Másrész számos Ia szupernóva megfigyeléséből arra lehetett következtetni, hogy két kisebb tömegű fehér törpe összeolvadásából jöhetett létre a robbanás (3.79. ábra). Az egyik legnehezebb probléma éppen az előd objektum (a progenítor) azonosítása, esetleg korábbi képeken való megtalálása.

Az Ia szupernóvák lassú halványodási üteme (0,01 magnitúdó/nap) nagyon hasonló. Jól lehet magyarázni azzal a fűtési mechanizmussal, amit a robbanáskor keletkező 56-os tömegszámú radioaktív nikkel bomlása során felszabaduló energia okoz (3.76. ábra).

3.76. Ábra: A szupernóvák robbanása során létrejött Ni bomlása (Sterne und Weltraum 2011/3 alapján).

A II-es típusú szupernóvák nagy tömegű ( $M>8 M_{\odot}$ ) magányos csillagok gravitációs kollapszusa során bekövetkező robbanások. A csillag magjában a fúzió már eljutott a vasig, további energiatermelés már nincs, a gáznyomás nem tud ellenállni a gravitációs összehúzódásnak. A mag mintegy $5\cdot10^9$ K hőmérsékletre hevül fel. Ekkor a nagy magok a gammafotonok hatására fotodisszociációval szétdarabolódnak, ami hatalmas energiaelnyelődéssel jár. A részecskék hőmozgása, a nyomás lecsökken, a csillag belseje összeomlik a gravitációs erők hatására (3.77. ábra). A összeomlás során a sűrűség növekszik, az elektronok protonokkal egyesülve neutronokat és neutrínókat hoznak létre. Végül a csillag magjában egy neutroncsillag jön létre. A külső héjak rázuhannak a magra, majd hatalmas lökéshullámokat keltve visszaverődnek róla és nagy sebességgel szétszóródnak.

3.77. Ábra: Az SN II kollapszus négy fázisa. 1: a mag kollapszusa, 2: megindul a külső mag összeomlása, 3: visszaverődés a magról, lökéshullám indul kifelé, a külsö rétegek befelé hullanak, 4: a magban neutroncsillag jön létre, a lökéshullám terjed a felszín felé, a külső réteg ledobódik (Astronomy 2005/10).

A szupernóváknál különösen nagy szerepe van a színkép vizsgálatának (Vinkó és mtsai 1998, 2001). Eleve a típusba sorolás is ez alapján történik, de akár a távolság is meghatározható a táguló fotoszféra módszerrel.

Az utóbbi években számos különleges szupernóvát figyeltek meg. Ilyenek például a kis fényteljesítményű (maximumban 5-6 magnitúdóval halványabb) robbanások, az ún. szupernóva imposztorok (Vinkó 2013). Ezek valószínűleg szokatlanul fényes nóvák vagy fényes kék változók (LBV) óriáskitörései.

A 2000-es évek közepén fedezték fel az első szuperfényes szupernóvákat (SLSN), amelyek csúcsfényessége meghaladta a -21 magnitúdót (Vinkó 2013). Ezek fizikai magyarázatára felvetődött a ``pár-instabilitás'' modell. Nagyon nagy tömegű ( $M>100 M_{\odot}$ ) csillagok forró magjában a gammafotonok elektron-pozitron párokat képesek kelteni. Ez energiavesztéssel, a sugárnyomás és a hőmérséklet csökkenésével jár, ezáltal a csillag magja összeomolhat. Egy másik, talán jobb modell a szokványos szupernóva-robbanás után egy magnetárt feltételez. A neutroncsillag szupererős mágneses tere és a ledobott forró plazma csatolódása fékezi a magnetár forgását, ezzel fűtve az anyagfelhőt.

A kataklizmikus változócsillagokkal, különösen a szupernóvákkal kapcsolatban nagyon sok még a nyitott kérdés, így az asztrofizika egyik élvonalába tartozó kutatási terület.

3.78. Ábra: A két fő szupernóva típus szemléltetése.

3.79. Ábra: Szupernóva modell két fehér törpe összeolvadásával (video: http://www.nasa.gov/mov/116648main_CollidingWdwarves.mov).

3.80. Ábra: P Cygni színképvonalprofil kialakulása táguló gázhéj esetén (Gőgh 2002).

3.81. Ábra: Megfigyelt szupernóvák a Tejútrendszerben (Ceman & Pittich 2004).

Hipernóva!

- egy szokatlan erejű szupernóva-robbanás gammakitörést idézett elő

Egy 1998 májusában felfedezett, szokatlan erejű szupernóva a csillagok haláláról vallott elméletek átgondolására kényszeríti a csillagászokat. A fő kérdések: valójában hogyan zajlanak a nagy tömegű csillagok magjának összeomlásakor bekövetkező szupernóva-robbanások, van-e határa a robbanáskor történő energia-felszabadulásnak és mikor kíséri a folyamatot gammakitörés?

A jelenlegi izgalmakhoz vezető események valójában 140 millió évvel ezelőtt, a jura időszakban, a dinoszauruszok virágkorában kezdődtek, amikor tőlünk 140 millió fényévnyire felrobbant egy csillag. A dologról így csak 1998. április 25-én szereztünk tudomást, amikor több űreszközön is erőteljes gammafelvillanást észleltek a műszerek. A GRB980425 jelű gammaforrást többek között a Compton Gamma Obszervatórium (CGRO) és a BeppoSAX röntgenműhold detektálta. A gammakitörés helyén - a forrásból érkező röntgensugárzás irányát bemérve - az optikai csillagászok egy szupernóvát azonosítottak egy távoli galaxisban. A felfedezők - az Európai Déli Obszervatóriumok (ESO) munkatársai - SN1998bw néven katalogizálták az objektumot.

A bal oldali képen az Ausztráliában lévő UK Schmidt Telescope 1985. május 15-ei, 120 perces expozíciós idővel készült optikai felvétele látható az ESO 184-G82 jelű spirálgalaxisról, amelyen semmi szokatlan vonást nem figyelhetünk meg. A jobb oldali, (kevésbé részletgazdag) felvételen azonban kiugróan fényes a jelekkel is ellátott, kékes színű szupernóva. A kép a zöld, a vörös és a közeli infravörös színképtartományban készített rövid expozíciós idejű felvételek összeillesztésének eredménye, amelyeket az ESO 3,58 méter átmérőjű, La Sillá-ban (Chile) telepített New Technology Telescope (NTT) nevű műszerével készítettek, 1998. május 4-én.

A robbanás erejét megbecsülve a csillagászok azt találták, hogy az sokszorsa volt egy közönséges szupernóváénak. Valószínű, hogy a drámai folyamatban egy csillag magja fekete lyukká omlott össze, a ledobódott külső burkok pedig - főleg a robbanás során kialakult radioaktív nikkel - intenzív gammasugárzást bocsátottak ki.

Ez az új felfedezés felveti annak a lehetőségét, hogy a gammakitörések egy részét ilyen szokatlanul erős szupernóva-robbanás okozhatja. E "szuper-szupernóvákat" most "hipernóvaként" említik a csillagászok.

Az elektromágneses spektrum legrövidebb hullámhosszú, legnagyobb energiájú részét nevezzük gamma tartománynak (a hullámhossz kisebb, mint 10-10 cm, s bár éles határ nincs, a 100 keV feletti energiájú sugárzást számítjuk ide). 1973-ban kiderült, hogy az égboltot a gamma-tartományban vizsgálva gyakran figyelhetünk meg nagyon rövid és fényes kitöréseket.

A gammakitörések természete a modern csillagászat legnagyobb rejtélyei közé tartozik. Korábban azt gondolták, hogy a kitörések zöme a Tejútrendszer korongjában zajlik. A Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) nevű gamma-műhold 1991-es felbocsátása óta kiderült, hogy a gammakitörések égbolton való eloszlása egyenletes. Bár távolságukat nem ismerjük, valószínű, hogy kozmológiai távolságokban vannak, s nem egy közeli felhőből erednek. Senki nem tudja biztosan, mi okozza a kitöréseket. A legvalószínűbb elmélet szerint a neutroncsillagok összeütközésekor történő hatalmas energiafelszabadulásból táplálkoznak. 1997 nyarán a Hubble-űrtávcsőnek (Hubble Space Telescope, HST) az optikai tartományban is sikerült megörökítenie néhány kitörést.

A szupernóvák kiestek a lehetséges okok közül, mivel az volt az általános vélemény, hogy nem szolgáltathatnak olyan mértékű energiát, amilyet a gammakitörések igényelnek. A jelenlegi felfedezés azonban azt mutatja, hogy a szupernóvák speciális csoportja - a hipernóvák - mégiscsak szóba jöhetnek egyes gammakitörések okozóiként. Igaz, hogy a GRB980425 jelű gammaforrásban felszabadult energia csak töredéke - mintegy 0,01 százaléka - a legtöbb távoli gammakitörésnek. A rádiótartományban azonban ez az eddigi legfényesebb szupernóva - az erőteljes rádiógörbék azt jelzik, hogy a robbanásból származó lökéshullám közel fénysebességgel mozgott. Végeredményben mind a kitörés, mind pedig a szupernóva ritka esetnek számít a maga nemében.

A kivételesen nagy erejű robbanás egy új, eddig ismeretlen mechanizmus létét sugallja a nagy tömegű csillagok felrobbanásakor, amely közel fénysebességgel mozgó, gammasugárzó lökéshullámot hoz létre. A fénygörbék elemzése alapján a szupernóva elődcsillaga kb. 40 naptömegű lehetett. Igen erős mágneses térrel és gyors forgással rendelkezett, amely feltehetően egy kísérőcsillag hatása miatt alakult ki. A magban egyre nehezebb elemek szintézise zajlott, míg a végső fázisban szilícium-atommagok egyesültek, 56-os tömegszámú nikkel atommagokat hozva létre. Ezután következett be a mag fekete lyukká történő összeroppanása, illetve a külső burkok ledobása.

Ezen a ponton a csillagászok két lehetséges forgatókönyvet vázoltak fel a történet folytatására (lásd az ábrát). Az első esetben a burkok ledobása gömbszimmetrikusan, minden irányban zajlott, az eddigi rekord-erősségű szupernóvákénál körülbelül 30-szor nagyobb energiájú robbanással. A másik elképzelés szerint a szupernóva a mágneses pólusok mentén fókuszálta a robbanás energiáját, s egy Föld felé irányuló igen erőteljes nyalábot (angol szóval jetet) alakított ki. Mindkét esetben igaz lehet viszont az, hogy a robbanásból visszamaradt fekete lyukat egy tömegbefogási korong övezi. Bármi is történt, e csodálatos jelenség további kutatásokat igényel.

Eredeti forrás, gazdag linkgyűjteménnyel: NASA Space Science News
http://science.nasa.gov/newhome/headlines/ast21oct98_1.htm

Simon Tamás

2008.05.22. - Szupernóva-robbanás az első felvonás elejétől

A NASA Swift mesterséges holdjának és a véletlen szerencsének köszönhetően a csillagászat történetében először sikerült közvetlenül az elejétől nyomon követni egy szupernóva-robbanást.

A szupernóva-robbanások a legnagyobb energiát felszabadító események közé tartoznak a Világegyetemben, ezért még óriási távolságból is jól megfigyelhetők. A robbanást magát azonban eddig még senki nem látta, ugyanis a felfedezéskor az objektum már túl van ezen az egyébként nagyon rövid ideig tartó fázison, s a megfigyelők csak a környező térrész és a robbanás által ledobott anyag kölcsönhatásának eredményét észlelhették. Ez a folyamat egy néhány hétig tartó kifényesedésből, ún. felszálló ágból, majd a maximális fényesség elérése után egy több hónapig tartó elhalványodásból, a leszállóágból áll. A robbanás maga tehát mindezideig rejtve maradt a kutatók előtt, pedig észlelése rendkívül fontos lenne a fizikai részletek alaposabb megismeréséhez. Ehhez azonban tudni kellene, hogy a robbanás hol, az égbolt mely területén, mely galaxisában fog bekövetkezni. Ennek a valószínűsége azonban nyilván nullához nagyon közeli, bár nem lehetetlen.

A felső, röntgen- és ultraibolya tartományban készült képeken csak az SN 2007uy szupernóva látható az NGC 2770 galaxisban. A két nappal később készült felvételeket már az SN 2008D dominálja, melynek az előző képpáron még semmilyen nyoma nem észlelhető.
[Soderberg és tsai]

2008. január 9-én a gyakorlatilag nulla valószínűségű esemény azonban mégis bekövetkezett, egy szerencsés véletlen a csillagászok segítségére sietett. Alicia Soderberg és Edo Berger (Princeton University) a NASA Swift mesterséges holdjának röntgenteleszkópjával éppen az NGC 2770 katalógusjelű, 90 millió fényévnyire levő galaxisban 2007 végén feltűnt, de már az elhalványulási szakaszban lévő SN 2007uy jelű szupernóvát vizsgálták, mikor a galaxis másik részében egy nagyon erős röntgenfelvillanást vettek észre. A forrás körülbelül 1 percig fényesedett, amit 7-8 percig tartó halványodás követett az észlelhetőségi határig. Soderbergék azonnal riasztották a földi és űrtávcsövek irányítóközpontjait, értesítve őket a különleges eseményről. A következő napok megfigyelései aztán megerősítették, hogy nem egy ismeretlen típusú objektumról van szó, hanem egy Ibc típusú szupernóva robbanását sikerült már rögtön a legelején elkapni. Az objektum az SN 2008D jelzést kapta, lévén a negyedikként felfedezett szupernóva 2008-ban.

Az SN 2008D helyén észlelt forrás röntgentartománybeli "fénygörbéje". Jól látható rajta a beütésszám gyors felfutása, az észlelés megkezdése után körülbelül 1 perccel bekövetkezett maximum, majd a csökkenés a berendezés érzékenységi határa alá. A leszálló szakaszban a beütésszám 129 másodperc alatt esett a maximális 1/e-szeresére.
[Soderberg és tsai]

A modellek szerint az Ibc típusú szupernóvák szülőcsillagai az ún. Wolf-Rayet csillagok. Ezen magas hőmérsékletű objektumok mérete a Napéhoz hasonló, tömegük azonban jóval nagyobb annál, az adott esetben a becslések szerint körülbelül 30 naptömeg. Jellemzőjük, hogy életük során erős csillagszél formájában jelentős mennyiségű anyag távozik róluk, így szinte teljesen elveszítik a hidrogént még tartalmazó külső rétegeiket. A maradék rész nagyon gazdag héliumban, míg a csillag összeroppanás előtt álló sűrű magja szinte teljes egészében vasból áll. A szupernóva-robbanás akkor következik be, amikor az erősen lecsökkent energiaprodukciójú mag már nem tud ellenállni a külső rétegek ránehezedő nyomásának, s pillanatszerűen összeomlik, kiindulási tömegtől függően egy neutroncsillagot vagy egy fekete lyukat létrehozva. Az összeroskadás által generált lökéshullám elegendő energiával rendelekezik ahhoz, hogy a csillag külső részeit ledobja, s a levetett anyagot a fénysebesség néhány százalékára gyorsítsa. Amikor ez a ledobott burok utoléri a csillagról korábban csillagszél formájában távozott anyagot, bekövetkezik az a felfénylés, ami alapján eddig felfedezték a szupernóvákat.

A WR124 jelű Wolf-Rayet csillag körüli köd a Hubble űrteleszkóp felvételén.
[Y. Grosdidier (University of Montreal, Observatoire de Strasbourg) és tsai]

A robbanás lefolyásával foglalkozó elméletek azt jósolják, hogy amikor a lökéshullám eléri a csillag felszínét, még mielőtt szétvetné, annyira felmelegíti az anyagot, hogy ennek eredményeként egy erős röntgen- és ultraibolya felvillanásnak kell bekövetkeznie. Ez lenne az első esemény tehát, ami a robbanás bekövetkeztét jelzi (eltekintve most a neutrinók áramától és a kollapszus okozta esetleges gravitációs hullámoktól), s az SN 2008D esetében a Swift éppen ezt a felvillanást kapta el! A közvetlenül ezután készült színképeken nem látszik közel fénysebességgel mozgó jet-ek nyoma, így kizárható, hogy az esemény esetleg egy gammavillanás (GRB, Gamma-Ray Burst) lett volna.

Egy másik, M. Modjaz (University of California, Berkeley) vezette kutatócsoport a robbanás után több hónappal készült spektrumok alapján, a neutrális oxigén tiltott vonalainak szerkezetéből ugyanakkor úgy találta, hogy a robbanás maga aszimmetrikus volt. A mag összeomlására vonatkozó egyik elképzelés szerint a felszabaduló energia jelentős része a mag forgástengelyének irányában közel fénysebességgel mozgó keskeny jet-ek formájában távozik. Ha ezek energiája kellően nagy, a pólusok körül szinte kilyukaszthatják a csillagot, s a tengely irányában egy gammavillanást, vagy egy röntgenflert eredményezhetnek. Ha energiájuk ehhez nem elegendő, vagy nyílásszögük nem eléggé kicsi, akkor nem jutnak ki a csillagból, hanem szétvetik azt, mégpedig aszimmetrikusan.

Sodeberg szerint a mostani, véletlennek köszönhető felfedezés csak az első lépés, a közeljövő röntgentartománybeli égboltfelmérései tömegével fedezhetik fel a szupernóvákat már a robbanás pillanatában.

Az eredményeket részletező szakcikk a Nature magazin 2008. május 22-i számában jelent meg.

Forrás:

FEKETE LYUK

A fekete lyuk olyan égitest, amelynek a felszínén a szökési sebesség eléri vagy meghaladja a fénysebesség értékét. Létezésüket az általános relativitáselmélet jósolta meg. Fekete lyuk keletkezik akkor, ha egy véges tömeg a gravitációs összeomlásnak nevezett folyamat során egy kritikus értéknél kisebb térfogatba tömörül össze. Ekkor az anyag összehúzódását okozó gravitációs erő minden más anyagi erőnél nagyobb lesz, s az anyag egyetlen pontba húzódik össze. Ebben a pontban bizonyos fizikai mennyiségek (sűrűség, téridő-görbület) végtelenné válnak (lásd:Gravitációs szingularitás). A szingularitást körülvevő térrészben a gravitáció olyan erős, hogy onnan sem anyag, sem fény nem szabadulhat ki. E gömb alakú térrész határfelülete az eseményhorizont, sugara az ún. Schwarzschild-sugár. Az eseményhorizonton belülre kerülő anyag vagy sugárzás belezuhan a szingularitásba.

A fekete lyukak létezése mind elméletileg, mind csillagászati megfigyelésekkel jól alátámasztott (például Chandra űrtávcső). A lyuk elnevezés alatt nem a szokásos értelemben vett lyukat kell érteni, inkább a világűr egy részét, ami mindent elnyel, és ahonnan semmi nem tud visszatérni.

Másképpen, a fekete lyuk olyan égitest, mely hatalmas sűrűségénél fogva nagy tömege ellenére elég kicsi, hogy elférjen az általa létrehozott eseményhorizontban. Ebben az esetben ugyanis az égitest minden pontja az eseményhorizonton belül van, tehát az eseményhorizonton kívülről nem látható (fekete lyuk).

A fekete lyukak fizikai tulajdonságai

Fekete lyuk gravitációs lencsehatása szimulált animáción

Mivel a beléjük zuhanó anyag gyakorlatilag elveszíti szerkezetét, a fekete lyukaknak mindössze három, egymástól független tulajdonságuk van: tömegük, forgási sebességük és (elméletileg előrejelzett, a természetben elő nem forduló) elektromos töltésük.

Az NGC 7052 elliptikus galaxis középpontjában lévő, 300 millió naptömegű, szupermasszív fekete lyuk és a körülötte lévő akkréciós korong a HST felvételén

A fekete lyukak tömege

Egyes, kísérletileg még nem bizonyított elméletek szerint bizonyos magfizikai folyamatok során mikroszkopikus fekete lyukak keletkezhetnek.

Nagy tömegű csillagok egyik lehetséges végállapotaként, szupernóvarobbanás után a csillagmaradvány tömegétől függően fekete lyuk vagy neutroncsillag keletkezhet. A fekete lyuk keletkezéséhez elég nagy tömegű csillag szükséges, hogy még a belőle keletkezett neutroncsillag is összeroppanjon. Ez a tömeg jelenlegi ismereteink szerint valahol 1,7-2,7 naptömeg között van, a legkisebb ismert tömegű fekete lyuk 38,8 (0,5) naptömegű.Ha viszont a csillag tömege túl nagy (20-40 naptömeg feletti), akkor még a szupernova-robbanás előtt a csillagszéllel annyi anyagot veszít, hogy a maradék tömege nem elég a fekete lyuk létrejöttéhez, így nagyon gyorsan forgó és nagyon erős mágneses térrel rendelkező neutroncsillagok, magnetárok jönnek létre.

Több, kisebb fekete lyuk ütközésével jöhetnek létre a sokáig keresett köztes tömegű fekete lyukak, ezek tömege néhány száz-néhány ezer naptömeg.

A fekete lyuk körül akkréciós korongot képez a körülötte keringő fősorozati csillagból belé áramló anyag (az akkréciós korong nem ér el az eseményhorizontig, a legbelső stabil körpálya (ISCO) elérése után belezuhan a lyukba). Az akkréciós korongra merőlegesen, annak két oldalán poláris jetek alakulnak ki.

A fekete lyukak forgása

A fekete lyukak forgási sebességéről nagyon keveset tudunk, egyelőre csak néhány égitestről rendelkezünk adatokkal. A forgás sebességét a*-gal jelöljük, ennek értéke 0, ha a fekete lyuk nem forog, 1 pedig akkor, ha az égitest az általános relativitáselmélet által megengedett legnagyobb sebességgel forog. Az eddig megmért forgási sebességű fekete lyukak esetében a* mindig 0,95 fölötti értéknek adódott, például a GRS 1915+105 jelű objektumnál a 0,98 ez másodpercenként több, mint 950 fordulatot jelent.

A fekete lyukak forgási sebességének mérése

A megfigyelhető fekete lyukakba az akkréciós korongon keresztül folyamatosan anyag áramlik (ennek sugárzása árulja el számunkra a fekete lyuk létét). Az izzó gáz egyre közelebb kerül az égitesthez, majd belezuhan. A zuhanás előtti, legbelső stabil körpálya (ISCO, Innermost Stable Circular Orbit), melyen az anyag keringhet, összefüggésben van a lyuk forgási sebességével, mert a fekete lyuk forgása közben magával rántja a téridő-kontinuum egy darabját is (ez az egyetlen olyan fizikai hatás a külvilágra, mely a forgással van kapcsolatban). A legbelső stabil körpálya sugarának méréséből következtethetünk a fekete lyuk forgási sebességére, minél gyorsabban forog a lyuk, annál kisebb ez a sugár (lyukkal forgó téridő mintegy magával rántja a befelé áramló anyagot, emiatt az gyorsabban keringve a fekete lyukhoz sokkal közelebb juthat anélkül, hogy belezuhanna).

A legbelső stabil körpálya sugarát a benne áramló anyag hőmérsékletének (erre az általa kibocsáltott röntgensugárzás színképének elemzésével következtetnek), vagy a benne lévő anyag egyes jellegzetesszínképvonalai eltolódásának (melyet a gravitációs vöröseltolódás okoz) mérésével végzik.

A Cygnus X-1, egy kettőscsillag egyik komponense az egyik elsőnek azonosított fekete lyuk (és egyben fényes röntgenforrás) és a körülötte lévő akkréciós korong

Fekete Lyuk Létrejöttének elmagyarázása egyszerűbben :

Van egy csillag ami sokkal nagyobb a mi napunknál.Elfogy az űzemanyaga (térfogata).Emiatt a saját gravítációs ereje elkezdi összehúzni.Elöször sűrűsödik majd az atommag körüli keringő elektronok becsapodnak az atommagba létrehozván egy csupa neutronból álló neutron csillagot.Elvileg a Fekete Lyuknál ez még tovább megy és a neutronok össze préselődnek (kvarkhallmazzá).És igy keletkezik a Fekete Lyuk!!!!

központi fekete lyuk müködés közben

A Fekete Lyuk esemény horizontja alatt

Fizikai Szemle 1999/2.

KÖZELI SZUPERNÓVA-ROBBANÁSOK FÖLDTÖRTÉNETI HATÁSAI

Detre CsabaMagyar Állami Földtani IntézetTóth Imre
MTA Csillagászati Kutató Intézet

Az élővilág nagy krízisei és a geológia

A földi geológiai és őslénytani leletek arról vallanak, hogy különösen a prekambrium korszaktól kezdve, azaz mintegy 600 millió éve, a biodiverzitás, azaz az élővilág formagazdagságának, sokszínűségének, sokféleségének szinte exponenciális előtörését nagymértékű tömeges és globális kiterjedésű faj-kipusztulások tördelik meg. Ezek a tömeges faj-eltűnések idősora felülmúlja a hasonló kisebb természetes kipusztulási események általános zajjellegű hátterét.

A geológiai időskála megállapításához, a geocronológiához a geológiai mintákban található kövületek, fosszíliák alapvetően fontosak a kőzettani litológiai ismérvek időbeli változásainak nyomonkövetése mellett, azaz a fosszíliákat beágyazó és környező kőzetek és üledékek korának és elhelyezkedésének vizsgálatán kívül. A kőzettani rétegződés a litosztratigráfia, illetve a fosszilis élőlények rétegsorának tanulmányozása, a biosztratigráfia, együttesen jelölik ki a geológiai időskálát. A geológiai időmeghatározások hibahatára a két időskála eltéréséből adódhat: nem feltétlenül esik egybe a litológiai és a biosztratigráfiai időskála, a relatív hiba mintegy néhány százalék. Ugyanis a geológiai korszakok határát elsősorban és meghatározóan az őslénytan(paleontológia) segít kijelölni: az új fajok megjelenése egyben egy új korszak kezdetét jelenti, de a régebbi, eltűnő-félben lévő fajok még csökkenő mértékben, de jelen lehetnek. Legfeltűnőbb a régi vezérkövületek eltűnése és az újak megjelenése. Könnyebb élesebb határt megjelölni az új fajok megjelenésének kimutatásával, és még így is a kőzettani és a biofosszília időeltérése 1-2 millió év is lehet százmillió év távlatában. Természetesen a radioaktív elemek vizsgáltával, az izotópos kormeghatározással a radiokronológia nagy segítséget adhat, de csak kevés olyan radioaktív elem van, amelynek az izotópjai hosszú az élettartamúak és alkalmasak kormeghatározásra többszáz millió éves időskálán (ilyenek például ólom-ólom, kálium-argon módszerek).

A geológiai korszakváltások legtöbbje a korábbi élővilág nagymértékű kipusztulásával és új élőlények megjelenésével kapcsolatos. A geológiai események és az élővilág több jelentős eseménye szoros időbeli korreláci6t mutat: egyfelől például a nagy lemeztektonikai mozgások, hegységek képződése, megerősödő vulkáni tevékenység, paleomágneses aktivitás, a paleoklíma megváltozása, másfelől pedig az élővilágban egyes fajok eltűnése és újak megjelenése. Jelenlegi ismereteink szerint több nagy fajpusztulás, illetve geológiai korszakhatár időben a kihalásokhoz és korszakváltásokhoz közeli kozmikus indíttatású eseményekkel. kapcsolatos, mint például a közismert kréta-tercier (K/T) határ. Ma már igazoltnak látszik, hogy 65 millió éve a feltűnő kihalást, amelynek leglátványosabb epizódja a dinoszauruszok kipusztulása; több kisbolygó vagy üstökösmag becsapódásával együttjáró globális katasztrófa okozta.

Természetesen nem minden geológiai korszakváltáshoz kapcsolódnak ilyen események. Vannak ugyanis olyan nagy faj-kipusztulási események, amelyekhez nem kötődik a Föld belső erőivel kapcsolatos (orogenetikus) folyamat, sem pedig kozmikus testek becsapódása, hanem valahogy rejtélyes, titokzatos módon, csendben óriási mértékű, szinte minden élőhelyet érintő élőlény kipusztulás történt, és valamilyen kozmikus eredetű ok, de nem becsapódási katasztrófa következtében.

A legnagyobb biológiai katasztrófasorozat a felső permben

A perm és triász geológiai korszakok határa a régi és teljesen új élővilág elválasztó határa is egyben, eltekintve néhány archaikus faj túlélésétől. Ez a perm-triász határ (P/T), amely az új, a triász legelején létrejött élőlények első megjelenése alapján lehet datálni, de maga az a globális krízis, amely az óidő élővilágát csaknem teljesen elpusztította mintegy húsz millió évig tartó borzalmas pusztulás. A földi biomassza ezen szörnyű pusztulását időről időre megújulások, reneszánszok megkísérlik megszakítani az élővilág megújulásával "feléledésekkel", de ezeket a szakaszokat újra meg újra valami titokzatos folyamat megállítja és ismételten lesújtva elpusztítja az élőlények legtöbbjét. A P/T határ megjelölés helyett tehát jobban leírja az eseményeket a késő- vagy felső permi vagy a perm-végi átmeneti időszak megnevezés, amelynek vége a tulajdonképpeni jól ismert P/T geológiai, illetve biosztratigráfiai határ, amely után az alsó vagy korai triászban már az új fajok vannak jelen és a bioszféra kezd regenerálódni. A triászban megjelentek, a jurában és a krétában pedig uralkodtak az addiginál is félelmetesebb szárazföldi és tengeri ragadozó, illetve a kis és nagytestű növényevő dinoszauruszok. A földtörténeti óidőt és középidőt, a paleozoikumot és mezozoikumot is elválasztja ez a határ.

E sorok egyik írója, (D.Cs.) így emlékszik vissza a P/T problémával való első találkozására:

"Otto Schindenwolf, jeles tübingeni paleontológus professzor 1970-ben, ottjártamkor arra a kérdésemre, hogy mi okozhatta az élővilág perm-végi óriási mértékű kipusztulását, amikor a fajok több mint 90 %-a tűnt el, széttárta karjait s azt mondta: csak egészen fantasztikus magyarázatot tudok adni, mint például egy szupernóvarobbanást. Ez akkor nyilvánvalóan modus phantasticusban tett kijelentés volt, amit azonban napjainkban nagyon is meg kell fontolni, mert számos érv sorakozott fel mellette. "

Amennyiben ez a sejtés igaz, akkor a felső-permben nyilvánvalóan a földi élővilágra globálisan és katasztrofális mértékben kiható kozmikus eseménysorról lehetett szó.

Közeli szupernóvák

Fussuk át gyorsan, hogy tulajdonképpen miről is van szó. Mintegy 170 éve ismeretes a földtörténet azon eseménye, a földtörténeti ókor és középkor átmenete (rossz kifejezéssel élve "határ"-eseménye), amely az elővilág legnagyobb krízise volt, s csaknem kipusztult ekkor a bioszféra. A fajok óriási hányadán kívül, magasabb rendű taxonok, osztályok, sőt, törzsek pusztulnak ki. A kipusztulásra több mint kétszáz elmélet jött létre, de mindegyik valahol rövidzárlatosnak bizonyult, főleg azért, mert valamennyi az okot a Földre vagy a Földbe helyezte, de itt nem volt megfelelő érvrendszer ezen elméletek mellett. Ugyanis, a perm időszak vége a földtörténet egyik legnyugalmasabb időszaka, nincsenek nagy orogén mozgások, a szibériai platóbazaltok feltörésén kívül nincs jelentősebb vulkanizmus, nincs nyoma nagyobb égitest, óriásmeteorit, üstökösmag vagy kisbolygó becsapódásának, mint például ami a nevezetes kréta-tercier (K/T)"határeseményt" létrehozta. Az eddigi irodalom jórésze is "perm-triász határeseményt" említ, noha a krízis a perm időszak kései, geológiai kifejezéssel élve "felső" szakaszában történt. A hagyományos értelemben vett "perm-triász" határ, már a reneszánsz, az a momentum, amikor az elővilág már kiheverte a krízist, s megkezdődik egy új, nagyon másjellegű élővilág kibontakozása. A krízis körülbelül 20 millió évig tartott, mintegy 250 millió évvel ezelőtt kezdődött, s 230 millió éve fejeződött be. Először, a krízis első fázisaként a szárazföldi növények elsöprő többsége (például az óriás páfrányok) és a tengeri plankton lények, ahol a pusztulás teljes (például sugárállatkák, a radiolariák) tűnnek el. A pusztulási folyamat elhúzódó és "csendes, alattomos" jellege azt sugallja, hogy ezek a lények teljesen védtelenek voltak feltehetően a megnövekedett nagyfrekvenciájú elektromágneses részecskesugárzással szemben. Fokozatos, több millió éves pusztulási folyamat mutatható ki az úgynevezett "szesszilis bentosz" (tengeraljzathoz rögzült) alakok között, ekkor gyakorlatilag kihal a brachiopoda ("pörgekarúak") törzs, s olyan jellegzetesen a földtörténeti ókorra jellemző osztályok tűnnek el, mint a trilobiták (háromkaréjos ősrákok), a tabulaták (tipikus paleozoikumi állatcsoport: rendszertani helyük vitatott, vagy a korallok egyik osztálya, vagy a csalánozók törzsének külön osztálya, de van olyan megfontolás is, amely szerint önálló törzs), valamint több crinoidea (tengeri liliom) osztály. A sort hosszan folytathatnánk. A táplálékláncban a szárazföldi növények, a tengeri planktonok, valamint a szesszilis bentosz lények óriási pusztulása beláthatatlan és nehezen felderíthető dominó-effektusokat indítottak el, amelyek nyilvánvalóan további pusztulásokhoz vezettek. A fentiekkel szemben viszont az úgynevezett "nekton", azaz úszó életmódot folytató lények esetében a pusztulás sokkalta csekélyebb, például a halak esetében alig érzékelhető. Nyilvánvalóan ezeknek a lényeknek lehetőségük volt a mélyebb vizekbe való bemenekülésre, ahol jó védelmet élvezhettek a sugárözönnel szemben. A felső-perm jellegzetes jelensége a "C izotópnak a földtörténet során soha nem tapasztalt feldúsulása, valamint a légkör oxigén-tartalmának körülbelül 35 %-ról 10-12 %-ra lezuhanása, az úgynevezett "permvégi szuperanoxia". Mindkét jelenség már mintegy 20 éve ismert, s voltak olyan nézetek, melyek szerint éppen ezek okozták a pusztulást. Azonban megfelelő okokat a kutatók nem találtak e tények okául. Ha viszont az ok-okozati összefüggést felcseréljük, vagyis a szuperanoxiát a kipusztult biomassza okozataként értelmezzük, ez bőségesen elégséges érv ezek létrejöttéhez. (Röviden: a rothadó biomassza óriási mennyiségű oxigént vont ki a légkörből és a tengerekből.) A fajok több mint 90 %-ának kipusztulása a biomassza ilyen mértékű kipusztulását kellett magával vonnia. A felsőpermnek világszerte jellegzetes kőzetei az igen magas szervesanyag tartalmú üledékes kőzetek, amelyek szervesanyag tartalma a bomló bioszférából ered. (Lásd: a Bükk hegységben a Nagyvisnyó falu közelében található fekete, bitumenes mészkő feltárásokat.) A felső-perm elején olyan hatalmas mértékű pusztulás érte a bioszférát, amelyet máig sem hevert ki, s a kalkulációk, bár erősen szórnak, a mai biomassza tömege töredéke a 250 millió évvel ezelőttinek. A mai légkör 21 %-os O₂ tartalma még azt is jelzi, hogy ez az érték messze van a 250 millió évvel ezelőtti 35 %-tól. A bioszféra fénykora, legnagyobb elterjedése a felső-karbon - alsó-perm időkben, mintegy 300-250 millió évvel ezelőtt lehetett, a bioszféra tömege, formagazdagsága ekkor volt a legnagyobb. Biztosra vehető azonban, hogy a felső-perm elején bekövetkezett szupernóva-robbanás okozta pusztítás, feltétele volt azoknak az evolúciódinamikai folyamatoknak, amelyek magasabb rendű előlényekhez, mindenekelőtt az ember kifejlődéséhez vezettek. A felső-karbon, alsó-perm során felhalmozódott kőszénkészletek tömege sokszorosa a mai produktív biomassza tömegnek. (A kvantifikáció itt is szór, de a jelentős tömegkülönbség egyértelmű.) A triász időszaktól kezdve a karbonátos kőzetek részaránya a litoszférában ugrásszerűen megnövekszik, itt hozzávetőlegesen egy nagyságrend a növekedés. Jó magyarázatnak tűnik az, hogy a megelőzően a biomasszában felhalmozódott C-tömeg az élettelen litoszférában halmozódott fel. Az International Geological Correlation Programme (IGCP) 384 számú, az "Impact and Extraterrestrial Spherules: New Tools for Global Correlation"projektjében 41 ország kutatói vesznek részt, s magyar vezetés (Detre Cs.) alatt áll. Eddigi legérdekesebb eredménye az, hogy sikerült a Föld sok permvégi kőzetében megtalálni azokat a mintegy 3-20 mikron átmérőjű gömbalakú részecskéket (szferulákat), amelyek főleg vasból állnak (több mint 90 %), s néhány százalék nikkelt, titánt, szilíciumot tartalmaznak. Ezek mérete, elemi összetétele minden lelőhelyen rendkívül hasonló. Lelőhelyek: Magyarország (Bükk hegység), Japán, Dél-Kína, Közép-Ázsia több lelőhelye, Dél-Afrika, Kanada, Antarktisz, ez utóbbira mi magyarok nagyon büszkék vagyunk, mert ausztrál gyűjtésű kőzetmintákban a Magyar Állami Földtani Intézet geológusai találtak meg a szferulákat. Bár, még egyértelmű etalon nem áll rendelkezésre arra vonatkozóan, hogy pontosan milyenek lehetnek egy szupernóva által szétszórt részecskék, az eddigi vizsgálatok azt igazolják, hogy nagyon hasonlatosnak kell lennie azokhoz, mint amilyeneket az IGCP 384 projekt kutatásai során a világ számos felső-perm rétegében találtunk (ábra). E nagyon apró részecskék analízise rendkívül bonyolult, elemi összetételük vizsgálata a világon a debreceni ATOMKI kutatóinak, Kiss Árpád Zoltánnak, Uzonyi Imrének valamint Japánban az Osakai Városi Egyetemen Shigeyoshi Mionónak sikerült. Az IGCP 384 Budapesten, szeptember 28. és október 2 között tartott 1998-as konferenciája a perm-végi szferulák vizsgálatát a projekt kiemelt feladatnak deklarálta, s a közeli időkben a világ számos intézményében, így a NASA-ban, vagy a francia CRNS-ben nagy erőbevetésekre lesz lehetőség. Itt kiemelkedő célkitűzésnek tekintjük az izotópvizsgálatokat, amelyek az objektumok kicsinysége (mérete és tömege) miatt jelenleg nem megoldhatók.

Csillagközi por szferulák a felső-permből a világon minden ilyen geológiai rétegekben megtalálhatók, szerkezetük és kémiai összetételük azonos, lásd 1., 2. számú Japánból származókat, illetve a címképen szereplő, valamint a 3. számút a Bükk hegységből. Alul: Eurázsiai felső-perm - alsó-triász geológiai szelvények.

A perm-végi geológiai rétegekben található csillagközi eredetű szferulák jól alátámasztják egy közeli szupernóva-robbanás lökéshullámfrontja által összesepert csillagközi por jelenlétét, legalábbis annak mikron méretű szemcséit, amelyek túlélhették a földi légkörbe való behatolást és leülepedtek a felső-permi talajba vagy tengerfenékbe. Megemlítjük, hogy Ruderman és Truranegy régebbi elgondolása szerint lehetséges az is, hogy egy közeli szupernóva lökésfrontja a Holdfelszín porából "lefúj" valamennyit, ez eléri a Földet és ez ülepszik le a geológiai rétegekben, azonban a mi esetünkben csillagközi eredetű szferulákról van szó. A permvégi krízis alapjában véve őslénytani (mikro- és makrofosszíliák, biomassza, szuperanoxia) vizsgálatok alapján követhető nyomon és ezekből vetődött fel a közeli szupernóva-robbanás, mint kézenfekvő magyarázat, s a csillagközi por-szferulák, mint adalék jönnek be a képbe. Tény az, hogy a perm-triász átmenet nagy kihalásainak szupernóva magyarázata jelenleg lényegében nem falzifikálható (cáfolható), ami nagyon jó státus egy tudományos elmélet számára.

Miért épp egy közeli szupernóva és nem más kozmikus ok?

Egyáltalán milyen kozmikus eredetű hatások jöhetnek szóba a felső-perm idején végbement földi katasztrófa magyarázatára? Először is nem lehetett szó kisbolygók vagy üstökösmagok becsapódásáról. A következőket szem előtt kell tartani a további lehetséges magyarázatok számbavételekor: a permben végül is az élet számára kellemes volt a klíma, nem volt jégkorszak, nem olvadt meg a földkéreg, tehát nem érte túl erős a sugárzási tér (például hősokk egy túlságosan is közeli szupernóvától), nem voltak erdőtüzek, nincsenek úgynevezett fosszilis erdőtűz-nyomok a geológiai rétegekben a felső-permből. A karbonban és a permben is szinte "burjánzott" bolygónkon az élet: például a négyzetkilométerenkénti biomassza tömeg akkor volt a legnagyobb valamint a légköri oxigén-koncentráció is, és ezt szakította meg valami globális kiterjedésű katasztrófa, aminek előidézéséhez pusztán földi okok kevésnek bizonyulnak. Az élővilág nem teljesen pusztult ki, volt esély az evolúció folytatására. Ez a kozmikus esemény távolságára ad korlátot: nem lehetett túl közel egy erős sugárforrás, vagy nem volt túl erős az "overkillhez". Számot kell adni a magyarázatnak a csillagközi eredetű porszemcsék (szferulák) késő-permi jelenlétéről is.

A Nap a perm idejére már réges-régen túl volt a keletkezése utáni flerezési úgynevezett T Tauri típusú változócsillag fázison. A Napnak elvileg lehetséges időlegesen nagy energiájú kitöréseket (flereket) produkáló aktivitása, de kérdés, hogy annyi ideig tudott-e tartani meg-megismétlődve, mint amilyen hosszú ideig a késő-permi krízis tartott. Továbbá a napkitörések nem magyarázzák a csillagközi eredetű szferulákat, legfeljebb csak a bolygóközi por összeseprését és Földre jutását.

Áthaladhatott-e a Naprendszer egy sűrű csillagközi gáz- és porfelhőn, aminek jégkorszak lett volna a következménye? Ez ugyanis magyarázhatná a szferulákat és a folyamatok hádészi "csendességét", de nem volt akkoriban jégkorszak, és az is kérdéses, hogy egy jégkorszak tudott volna-e rekordmértékű globális kipusztulást okozni.

Akkor valamilyen gigantikus elektromágneses és részecske sugárforrás jöhetne szóba: a Galaxis magjának rendkívüli aktivitása, összeolvadó kettős neutroncsillagok által keltett -kitörések (GRB-k) és a csillagközi anyagban terjedő relativisztikus tűzgömb, szupernóvák különböző típusai és a szupernóva-maradványok, mint kozmikus részecske- és röntgenforrások, közeli speciális neutroncsillagok kérge által felerősödött gigantikus mágneses térben (10¹⁵ gauss, ezek a magnetárok) felgyorsított részecskék, közeli, speciálisan a Föld felé irányított kévéjű pulzárok; ez utóbbiak létrejöttéhez speciális geometriai helyzet kell, ha létre is jön, a Nap és a túl közeli pulzár galaktikus mozgása miatt rövid idő alatt meg is szűnik. A GRB-k igen ritka események: statisztikusan mintegy 1-10 ilyen -kitörés van naponta az egész ma ismert Univerzumban, és például a szupernóvák gyakorisága ennél jóval nagyobb.

A felső-permi lassú, ismétlődő "csapásokkal" és csillagközi szferulákkal is járó, de a földi életet nem teljesen elpusztító esemény egy, a Naptól mintegy 10 parszekre fellobbant közeli szupernóva és az általa összesepert csillagközi anyag és sugárzási tér (szupernóvamaradvány) földi hatásai okozhatták. (Túl közel és túl távol sem lehetett, különböző szerzők megegyeznek a körülbelül 10 parszekes veszélyzónában.) A kitörés a klasszikus perm-triász határhoz képest mintegy húsz millió évvel korábban következhetett be a geológiai, paleontológiai és biosztratigráfiai leletek alapján. A Nap mintegy 500 parszek sugarú környezetében statisztikusan mintegy millió évenként van egy szupernóva-esemény, 10 parszekes sugarú környezetében pedig már csak több százmillió évenként. A Naprendszer mintegy 4,6 milliárd éves története alatt tehát több közeli (10 parszekre lévő) szupernóva-robbanás is bekövetkezhetett (táblázat). A Naprendszer a felső-perm idején akár egy csillagkeletkezési zóna közelében is elhaladhatott, ahol a csillagközi gáz és por sűrűbb volt, sőt esetleg több nagytömegű csillag is létrejöhetett, amelyek közül néhány szupernóvává vált és több millió évre elhúzódó "késleltetett" robbanások követték egymást és ez elhúzódó krízist okozott bolygónkon. A szupernóva vagy több szupernóva is a sugárzásával és a csillagközi anyag mozgatásával a Naprendszert is elérte. Egy szupernóvához kapcsolódó maradványfelhő is okozhatott ismétlődő és hosszasan elhúzódó krízist, például, ha a Naprendszer pályája többször is átmetszette az egyébként szabálytalan vagy szálas szerkezetű és sugárzásokban aktív felhőt. (Bolygónk többször is "megfürdött" a sugárözönben.)

A felső-permben a közelünkben fellobbanhatott szupernóva maradványa (például a neutroncsillag, speciális geometriai helyzetben a pulzár) ma már nem azonosítható az égen, mert a galaktikus mozgások mintegy száz millió éves időskálán szétnyírják, eltorzítják az eredeti galaktikus környezetet a Nap pályája mentén.

A szupernóva által kidobott anyagban a radioaktív bomlásoknak igen jelentős szerepe van a -sugárzás keltésében (a felezési időt jelöli):

A -sugárzás azonnal megjelenik a ⁵⁶Ni bomlás után:

A -sugárzás energiája olyan nagy, hogy a szupernóva-héjnak addig ad át energiát, amíg az optikailag átlátszóvá nem válik a -sugarak számára. A -sugárzás tehát elsősorban radioaktivitás közben keletkezik, s nem magában a szupernóva csillag kollapszusa utáni pillanatokban amikor is inkább ultraibolya sugárzás dominál, de az egész elektromágneses spektrumban történik kisugárzás. Továbbá a pozitronok is energiát adnak a táguló szupernóva-héjnak, ahol annihilálódnak. Amennyiben nincs olyan mágneses tér a héjban, amely csapdában tudná tartani az elektronokat és a pozitronokat, akkor ezek a héjból el tudnak szökni.

Clayton, Colgate és mások, Weaver és mások, valamint Trimble szerint a szupernóva által kidobott anyagban a következő fontos atommag-bomlások játszódnak le:

Ezeket a bomlásokat igazolták a Nagy Magellán Felhőben (tőlünk mintegy 160 ezer fényévre) 1987-ben fellobbant SN 1987A jelű nevezetes szupernóva megfigyelései is. A szupernóva hatása attól is függ, hogy milyen sűrű csillagközi anyagba "robban bele", fel tud-e gázt és port gyorsítani, illetve milyen a mágneses tér, ami részecskékre gyorsítóként működhet. A szupernóva-maradványoknak jelentős szerepe van a kozmikus részecskék gyorsításában, számottevő röntgensugárzás, valamint járulékos -sugárzás keltésében, bár inkább röntgenforrásként fontosak. Amennyiben a helioszférával kölcsönhat egy erős csillagközi lökésfront, akkor a napszelet be tudja nyomni egészen a Földpályán belülre. Ennek következtében a napszélhez kapcsolódó mágneses tér valamint a földi meggyengült mágneses csóva sem védi bolygónkat az elektromosan töltött részecskezáportól. Fékező hatása is van a helioszférának, lecsökkenhet a csillagközi fronttal szállított por mozgási sebessége olyan mértékig, hogy a földi atmoszférában nem ég el, lejuthat a felszínre és szferulaként leülepedik.

Akár közeli szupernóva, akár GRB eredetű erős -sugárzás esetén a következő módon alakul át a felső atmoszféra. Többen is taglalták már egy közeli szupernóvarobbanás lehetséges földi hatásait (például Schindenwolf - mutációk lehetősége, Sklovszkij, Ruderman, Aikin és mások, Brakenridge). A felső, illetve a középső légkörbe behatoló erős -sugárzás a légköri molekuláris nitrogént gerjeszti és gerjesztett nitrogén (N^*) keletkezik:

Az ózonernyő pedig leépül, ugyanis a légköri ózon a következő fiziko-kémiai reakció-séma szerint alakul át miközben nitrogén-oxid keletkezik:

A káros ultraibolya sugárzástól védtelenné válik az atmoszféra, földfelszín és a vizek felső rétege. A keletkezett sok nitrogén-oxid sejtelmes, kísértetiesen sötét barnás vagy bordó színt ad az égboltnak. A nitrogén-oxid és víz savas csapadékot tud képezni, és az a szárazföldre, illetve vizekbe kerülve tudja pusztítatni az élővilágot. A fenti reakciók távolabbi (500 parszeken belüli) "veszélytelen" szupernóváktól eredő -sugárzás esetén is végbemehetnek, aminek intenzitása a Földnél jóval gyengébb, mint a 10 parszekre levő esetén. Szupernóvával kapcsolatos, illetve a szupernóva-maradványban keletkező röntgen, illetve a primér kozmikus sugárzás, ha nem is tud közvetlenül lejutni a felszínig, de az ultraibolya sugárzás az ózonernyő leépülése miatt beözönlik, valamint a szekundér kozmikus sugárzás, illetve indukált kőzet-radioaktivitási háttérsugárzás megnövekszik a felszínen. (A GRB-k - és korpuszkuláris sugárzása közvetlenül le tudna hatolni a felszínig, sőt a tengerekben legalább száz méter mélységig.) Az oxigént termelő növényvilág igen érzékeny a bioszféra állapotváltozásaira, ez pusztul ki elsők közt és a fotoszintézis lecsökkenésével a légkör oxigéntartalma is lecsökken.

Ultraibolya fényre érzékeny rovarok a felső-permből

Nem ismerhetjük pontosan azt, hogy az egyes archaikus élőlények hogyan reagálhattak mintegy 250 millió évvel ezelőtt a különböző sugárzásokra, mennyire voltak ellenállóbbak vagy kevésbé ellenállóak a mai élőlényekhez képest. Az elektromágneses színkép, ultraibolya tartományát illetően egy érdekes felvetést tettek az ELTE Biológiai Fizikai Tanszékén az állatok látásának tanulmányozásával foglalkozó munkacsoport tagjai, Mizera Ferenc és Horváth Gábor, megtudván azt, hogy az IGCP 384 szferula-kutatói közeli szupernóva-robbanással magyarázzák a késő-permi nagy biológiakrízist. Elgondolásukat az IGCP 384 Budapesten megrendezett évi konferenciáján ismertették. Bizonyos ma élő rovarok (hymenoptera, például méhek és sivatagi hangyák, illetve diptera, például legyek) látásában a fényérzékenységüket illetően fennáll az úgynevezett ultraibolya fénypolarizációs paradoxon. Ez azt jelenti, hogy ezek az élőlények azonfotoreceptorai, amelyek az égbolt fényét tájolásra, mint iránytűt használják a fénypolarizáció alapján, jóval érzékenyebbek az ég ultraibolya fényére, mint más rovarfélék. Azonban a mai atmoszférikus körülmények mellett az égbolt fényében az ultraibolya összetevő nem domináns. Hogyan lehet tehát feloldani ezt a látszólagos ellentmondást? Ehhez fontos annak a ténynek az ismerete, hogy ezeknek a rovaroknak az ősei épp a perm legvégén jelentek meg bolygónkon, azaz minden bizonnyal egy olyan környezetben, ahol az ultraibolya sugárzás jelentősen erősebb volt mint jelenleg, és így a kialakuló rovarok látása is az erősebb ultraibolya fényhez alkalmazkodott, a "foto-iránytűik" ehhez a fényhez igazodtak. Ez a feltételezés bizonyos élőlények látására, optikai tájékozódási módszereire adhat magyarázatot, és a felső perm idején bekövetkezett közeli szupernóvarobbanás következtében a Földön megerősödött ultraibolya sugárzás jelenlétét közvetetten is megerősíti (lásd az ózonernyő leépülése). Az ősi élőlények esetében az egyéb biológiai, sugárbiológiai hatásokat illetően - például testfelület, illetve belső szervek roncsolódásai, pusztulások stb. - még keveset vagy semmit sem tudunk, legalábbis a maiakkal való összehasonlítást illetően.

A jövő hasonló kozmikus katasztrófa-helyzetei

A földtörténet tanulmányozása a geológia és az élővilág evolúciója vonatkozásában kozmikus okokból bekövetkezett globális biológiai katasztrófa-helyzetekről ad figyelmeztető üzenetet számunkra és a Földön és esetleg a távoli jövőben a más, kolonializált bolygókon élő értelmes (földi eredetű) élőlények számára a távoli jövőben bekövetkezhető katasztrófa-helyzetekről, veszélyekről. Intő példa lehet erre a földi késő-permi katasztrófa, valamint néhány más feltételezett közeli szupernóva-robbanás is (táblázat).

Valószínűleg közeli szupernóva-robbanás (SN) okozta tömeges kihalások a Földtörténetben


Geológiai határ	Millió éve	Kozmikus esemény
Kambrium végén (kambrium/ordovicium)	520	SN(??)
Perm végén (perm/triász P/T)	245	SN
Triász végén (triász/jura T/J)	208	SN(?)

Tekintsük a földi biológiai evolúció előtt álló jövőbeli kihívásokat ebből a szempontból. Mik a jövőben a kilátások hasonló óriási globális természeti katasztrófára a földi élővilágban kozmikus eredetű okokból? Erre nézve meg kell vizsgálni egyfelől a Nap, mint csillag jövőbeli fejlődését, különös tekintettel a rendkívül nagy energiát, legalább TeV vagy még nagyobbakat, produkálóflerkitörések előfordulásának lehetőségét illetően, másfelől pedig a Naprendszer helyzetét és mozgását a Tejútrendszerben, azaz ismereteket szerezni és előrejelzést adni a "Galaktikus időjárás" jövőbeli alakulásáról a Nap mindenkori környezetében.

A standard Nap-modellek végigkövetik a Nap, mint csillag állapotjelzőinek számszerű időbeli alakulását, de nem adnak előrejelzést arról, hogy több százmillió éves időskálán időlegesen kialakulhatnak-e extrém nagy energiájú flerezési időszakok, amelyek sugárzási hatása a Földnél felülmúlhatja a tíz parszekre lévő szupernóvákét is. A Nap ilyen lehetséges aktivitása ma még nyitott kérdés.

A jelenleg ismert kettős neutroncsillagok esetében a várható összeolvadások és a gigantikus -kitörések minden esetben milliárd év múlva következnek be (ezen objektumok jelenlegi távolsága néhány ezer parszek). Nem ismerjük azt, hogy a Tejútrendszer magja aktivizálódhat-e a jövőben, amely tőlünk távoli kitöréseket produkálhat, és ezek csak akkor jelentenének nagyobb gondot, ha valamilyen irányított sugárzás érné a Naprendszert.

A Tejútrendszer spirálkarjain, illetve a fősíkján való áthaladás nem veszélytelen séta bolygórendszerünk számára: Az időben előttünk álló soronkövetkező spirálkar, a Perzeuszkar metszése mintegy 140 millió év múlva következik be. A csillagközi anyag jelentős része a Galaxis fősíkja közelében koncentrálódik, s főleg a spirálkarokban. A Naprendszer külső üstökösfelhőjét, az Oort-felhőt a nagytömegű csillagközi felhők tömegvonzásukkal perturbálják és az eredeti pályájukról letérített üstökösmagok a Naprendszer belső terébe kerülve a Földön becsapódási eseményeket válthatnak ki (kozmikus "pergőtűz", kráterek kialakulása). Más becsapódási események is lehetnek: a földközeli kisbolygók közvetlenül is és a Föld árapály erejétől széttördelve is krátersebeket vághatnak bolygónkon, de általában a becsapódási katasztrófák után könnyebben regenerálódik az élet (lásd a K/T idején csak bizonyos fajok pusztultak ki az állat- és növényvilágban), mint sugár-katasztrófák esetén (például felső-perm). A spirálkarokban keletkezik a csillagok zöme, így a nagytömegűek is, amelyekből II-es típusú szupernóva válhat. A II-es típusú szupernóvák a spirálkarokban fordulnak elő leggyakrabban (spirálkar-indikátorok), de a szupernóvák másik fő típusa, az Ia típusúak bárhol fellobbanhatnak, mert a kettőscsillag hosszú élete alatt jelentősen eltávolodhat a Galaxis fősíkjától, illetve a spirálkaroktól. Ugyanis az Ia típusú szupernóva úgy alakul ki, hogy egy kettőscsillag fehér törpe komponense túlzott mértékben összegyűjti a kettős rendszerben lévő circumstelláris anyagot (akkréció) és az így "feljavított, felhízott" fehér törpe sugárzási-gravitációs egyensúlya megbomlik, hiszen a fehér törpék tömege jól behatárolt az 1 naptömeg körül, és amennyiben legalább még plusz 1 naptömeggel megnövekszik a tömegük, akkor ez kataklizmát eredményez.

A megfigyelések alapján úgy tűnik, hogy a II-es típusú szupernóvák gyakoribbak. Előre megjósolni, hogy melyik csillag válhat szupernóvává a környezetünkben csak a tömegük és evolúciós állapotuk (fejlődési koruk) alapján lehet. Ezek szerint elsősorban a II típusú szupernóvákat lehet prediktálni a nagy tömegű és idős fejlődési korú (mintegy 30-100 millió éves vagy ennél is fiatalabb) prekurzor csillag megfigyelése alapján. Az Ia típusúakat nehezebb, mert nem tudni, hogy a kettős rendszer fehér törpe komponense mikor fog kellően "meghízni", és itt a konfiguráció a döntő tényező a kettősrendszerben. Ma úgy tűnik, hogy a Betelgeuze (Orion alfája) potenciális jelölt egy II-es típusú szupernóvára, de biztonságos távolságban lesz több tízmillió év múlva is a Naprendszertől.

Mivel a szupernóva-kitörések gyakorisága jóval felülmúlja a GRB eseményekét, ezért inkább van okunk a Naprendszerhez közeli szupernóváktól tartani, mint más eruptív sugárzási és csillagközi lökéshullámfrontokat létrehozó jelenségektől, (például összeolvadó kettős neutron csillagok, a galaxismag esetleges extrém kitörési aktivitási fázisai) jóllehet, ezen utóbbiak energiaprodukciója is nagyobb és már százszor akkora távolságból is veszélyesek lehetnek, különösen a Naprendszer felé irányított energianyaláb esetén, mint a közeli szupernóvák. Kérdés továbbá, hogy az adott GRB vagy más - vagy korpuszkuláris sugárforrás mennyire irányítottan sugároz és milyen távol van a Naprendszertől, vagy más veszélyeztetett térségtől. Az irányított sugárzás intenzívebb; de speciális geometriai konfiguráció kell ahhoz, hogy a veszélyeztetett zóna térben és időben is a sugárzás útjába kerüljön. Egy másik lehetséges térbeli terjedési mód a gömbszimmetrikusan terjedő lökéshullám, illetve sugárzások. A térben gömbszimmetrikusan terjedő lökéshullámfront és sugárzás energiasűrűsége valamivel kisebb, de ez is igen veszélyes, amennyiben túl közel van (ezer parszeken belül). Annak ellenére tehát, hogy a GRB források erősebben sugároznak és nagyobb távolságból is veszélyesek, mégis egy közeli szupernóva és a csillagközi anyagban terjedő szupernóva-maradvány közelébe kerülés a valószínűbb, mert maguk a szupernóvák gyakoribbak, mint egyéb égi sugárforrások. Ezeken kívül nyilvánvalóan a Nap esetleg eddig nem ismert gigantikus energiájú flerezési periódusai pedig még veszélyesebbek lehetnek a bolygónkhoz való térbeli közelségük miatt, de az ilyen flerezési aktivitás lehetőségét még nem ismerjük.

A Naprendszertől távoli, "veszélytelen" szupernóvák hatása

A fentiekben a Naprendszerhez veszélyesen közeli objektumok (szupernóvák, GRB források stb.) hatásával foglalkoztunk. Felmerül a kérdés, hogy kimutatható-e a Földön a tőlünk távoli (például legfeljebb 500 parszekre lévő) szupernóva-kitörések valamilyen hatása.

Brakenridge különböző késő-negyedidőszaki földi üledékekben kimutatta a nitrogén-oxid és a ¹⁴C izotóp jelenlétét, amely a mintegy 11 ezer évvel tőlünk, messze, mintegy 500 parszkere fellobbant Vela szupernóva -sugárzásának a földi középső légkörre gyakorolt hatásával kapcsolatosak.

A szupernóva eredetű kozmikus sugárzás helioszférikus hatásairól igen érdekes közös előadást tartott Király Péter és Sir Arnold Wolfendale az IGCP 384 Budapesten 1998. szeptember 28. - október 2. közt megtartott évi konferenciáján, továbbá Wolfendale még az ELTE TTK-n az Ortvay-kollokviumon 1998. november 5-én tartott előadásában részletesebben is foglalkozott a Nap néhány száz parszekes galaktikus környezetében néhány tízezer év távlatában fellobbant szupernóvák maradványaiból eredő kozmikus sugárzással. Rádiócsillagászati módszerekkel már régebben kimutatták a Nagy Északi Rádióívet (lásd Sklovszkij összefoglalásait). Ez egy több tízezer éwel ezelőtt felrobbant szupernóva maradványa az égbolton, de olyan messze volt a robbanás, hogy nem volt káros hatása a Földön. A Naprendszer és a szupernóva-maradvány mintegy tízezer év múlva fog találkozni, de semmi káros következménye nem lesz az élővilágra, legfeljebb csak a primér kozmikus sugárzás fog megnövekedni a bolygóközi térben.

Ellis és Schramm kimutatta különböző földi jégmintákban (Antarktisz) a mintegy 340 ezer éwel ezelőtt mintegy 510 fényévre fellobbant Geminga szupernóvától származó elemeket. Régebbi szupernóva-kitörések földi izotóp nyomait nehéz felkutatni, mert kevés ezekhez kapcsolódó hosszú élettartamú izotóp van, legfeljebb a bomlástermékeiket lehetne azonosítani. Ezért is nehéz többek között a felső-permi közeli szupernóva-esemény földi fiziko-kémiai nyomait kimutatni.

Irodalom

BÕDY Z., 1995.: Miért nem "akadozik" a szupernóva "motorja"? - Természet Világa 126/6(1995) 274-275
BÕDY Z., 1996.: A szupernóvák leszaggatják az Univerzum álruháját - Természet Világa 127/1 (1996) 33
DETRE CS., 1998.: A szferulák. Kozmikus események hírnökei - Természet Világa 129/2 (1998) 71-73
DETRE CS., TÓTH I., 1998.: Mi történt a perm-triász határon? Lehetséges közeli szupernóva-robbanás nyomai a szferulákban - Természet világa 129/7(1998) 290-294
DUDICH E., 1996.: Sikertörténet a nemzetközi geológiai kutatásban Természet Világa 127/8 (1996) 372-373
JORDÁN F., 1998.: A kihalások története- Természet Világa 129/3 (1998) 105-108
N.G., 1992.: Amikor majdnem kipusztult az élet (Háttér) - Természet Világa 123/7(1992) 302-303
Scientific American cikke nyomán - A legnagyobb tömeges kihalás (Háttér) - Természet Világa 129/3 (1998) 109
SCHULL, W.J. (ford. Abonyi Iván), 1996.: Genetikai vizsgálatok Hiroshimában és Nagaszakiban - Természet Világa 127/2 (1996) 82-84
SZTANÓ O., 1993.: Egy "új" rétegtani módszer a szekvenciális sztratigráfia - Természet Világa 124/9 (1993) 392-395
WATSON, A., 1990.: Honnan származik a kozmikus sugárzás? - Természet Világa 121/11 (1990) 492-496
ASIMOV, I., 1987.: A robbanó Napok - a szupernóvák titkai - Kossuth Könyvkiadó, Budapest, Univerzum könyvtár
BARCZA SZ., 1979.: A csillagok élete- Gondolat, Budapest
JASTROW, R., 1976.: Vörös óriások és fehér törpék- Gondolat, Budapest
LOVAS M., 1969.: Nóvák és szupernóvák - Csillagászati Évkönyv 1969. Gondolat, Budapest, 229-449
MARIK M. (szerk.), 1989.: Csillagászat - Akadémia, Budapest 566-569, 602
MILTON, S., 1983.: A Rák-köd - Gondolat, Budapest
SKLOVSZKIJ, I. S., 1976.: Világegyetem, élet, értelem - Gondolat, Budapest
SKLOVSZKIJ, I. S., 1981.: Csillagok - születésük, életük, pusztulásuk: Gondolat, Budapest
ZELDOVICS, J. A. B., BLINNIKOV, S. I., SAKURA, N. Y. I., 1988.: A csillagszerkezet és csillagfejlődés fizikai alapjai - Gondolat, Budapest
_______________________

A NASA Hold és Bolygókutatási Intézete 1998. március 16-20. közt rendezte meg a texasi Houstonban a legutóbbi rendszeres évi konferenciáját, amelyen a Magyar Állami Földtani Intézet (MAFI) koordinálásával folytatott "Nemzetközi Geológiai Korrelációk Programja (IGCP) 384" számú projekt legújabb eredményeit mutatták be a magyar szakemberek, és az eredményekre a nemzetközi majd a hazai tudományos szaksajtó is felfigyelt. A magyar kutatók által előadás formájában kifejtett munka arról szólt, hogy milyen eseménnyel vagy eseménysorral kapcsolatos bolygónk történetében az élővilág legnagyobb krízise, amikor is majdnem teljesen kipusztult az élet a Földön, mintegy 200 millió évvel ezelőtt a felső-perm geológiai időszakban. Az erre adott egy lehetséges magyarázatot ismertetjük.

bújt az üldözött

2015. november 8., vasárnap

Szupernóvák

Szupernóvák

Fúzió az Univerzumban: amikor egy óriáscsillag meghal…

Szupernóva-receptek

Szupernóvák

KÖZELI SZUPERNÓVA-ROBBANÁSOK FÖLDTÖRTÉNETI HATÁSAI

Valószínűleg közeli szupernóva-robbanás (SN) okozta tömeges kihalások a Földtörténetben

Nincsenek megjegyzések:

Megjegyzés küldése