Hipernóvák és megfigyelésük

Bevezetés

Az M74 galaxisban 2002. január 29-én fölfedezett SN 2002ap első spektrumai
alapján bizonyossá vált, hogy egy frissen körvonalazódó szupernóva-alosztály
eddig legközelebbi képviselőjével állunk szemben. Bizonyos, hogy a következő
egy-két évben az objektum megfigyelése nyomán jelentősen kiegészül a
szupernóvákról és egyéb kataklizmikus objektumokkal (GRB, röntgen- és
rádió-szupernóvák) való lehetséges kapcsolatukról kialakult képünk. E
cikkben azokat a legújabb eredményeket ismertetjük, melyek a a szokásos
szupernóváknál nagyságrenddel nagyobb energiájú robbanásokkal kapcsolatosak.
Először a klasszikus szupernóvák jellemzőit foglaljuk össze, mégpedig a
cikkünk fókuszában álló hipernóvák szemszögéből, majd az általános
ismereteken túl áttekintjük az eddigi 4, és az éppen aktuális 2 hipernóvával
kapcsolatos eredményeket is. Fontos háttéinformációkat talál az Olvasó az
idézett szakirodalomban, melynek nagy része elektronikusan elérhető, a
magyar nyelvű ismeretterjesztő irodalom pedig közkönyvtárakban föllelhető. A
cikk alapjául szolgáló előadás teljes ábraanyaga megtalálható a Szegedi
Csillagvizsgáló honlapján (www.jate.u-szeged.hu/obs, "ismeretterjesztés"
link, A csillagászat újdonságaiból fejezet). Ugyanitt bőséges és gazdagon
illusztrált anyag található a szupernóvákról (ez utóbbi megjelent: Meteor
Csillagászati Évkönyv 2001, 218), amelynek szóhasználatát a szerző s
átveszi.

Szupernóvák és még nagyobbak

A szupernóvákat fotometriai és spektroszkópiai megfigyeléseik alapján két fő
csoportra és öt nagyobb alcsoportra oszthatjuk. Az Ia, Ib, Ic csoportba
spektroszkópiai jellemzők alapján sorolhatók a csillagrobbanások: a
spektrumban nem figyelhető meg hidrogén; az a alcsoportban Si, a b
alcsoportban He található; a c csoport pedig az összes maradék számára van
fönntartva. A II típusban hidrogénvonalak megfigyelhetőek, egy lehetséges
osztályozás alapja az, hogy bolometrikus fénygörbéjük lineáris vagy "púpos",
platós szerkezetű. Az események klasszikus leírásában két modell vált
általánosan elfogadottá. Az Ib, Ic, II típusok fizikáját magányos,
nagytömegű csillagok fölrobbanásával magyarázzák. A spektroszkópiai
különbségek oka az lehet, hogy a robbanás előtti csillag légköre más
összetételű: például elvesztette H vagy He légkörét, mert a progenitor
óriáscsillag erőteljes csillagszele lefújta azt a csillagról. A "maradék"
légkör lerobban, a közben keletkező radioaktív anyagok bomlása pedig
emisszióra gerjeszti az anyag atomjait. A robbanás fényessége így a ledobódó
anyag, különösen pedig a néhány napos bomlásidejű izotópok mennyiségétől
függ. Az Ia robbanásokat közismert módon a kritikus tömeget túllépő fehér
törpék összeomlásával magyarázhatjuk. A fehér törpékben, ugyanúgy, mint a
csillagok magjában, az anyag elfajult állapotban van, állapotegyenletét a
(gimnáziumban kémia anyagban szereplő!) Pauli-féle kizárási elv határozza
meg: két elektron nem kerülhet azonos kvantumállapotba, ezért az elektronok
bizonyos távolságot tartanak egymás közt. E nyomás eltörpül a hőmérsékletből
származó termodinamikai nyomás mellett, azonban ennek is van "fölső határa".
Ha valamiért a csillag gravitációja "jobban húzza össze" a csillagot, mint
ahogy ellensúlyozza a gáz nyomása, neutroncsillag kialakulásának kíséretében
lerobban a csillag felszíne, és az előző mechanizmushoz teljesen hasonlóan
fölfénylik a szupernóva. Meghaladja e cikk kereteit, hogy részletezzük,
miként haladja meg a gravitáció a nyomás gradiensét ("anyagot széttartó
erejét") a csillagban. Az általánosan elterjedt modell szerint az Ia
szupernóvák kettős rendszerben jönnek létre: a vörös óriáscsillagról anyagot
kap a fehér törpe komponens, majd a határtömeget elérve összeomlik. Bár a
megfigyelési oldal ezt a modellt sokrétűen igazolta, elméletileg úgy is
kialakulhat Ia szupernóva, ha egy magányos, kritikusan nagytömegű, forró
fehér törpe lassan kihűl, s így a határtömeg kismértékű hőmérsékletfüggése
miatt már nem maradhat fehér törpe állapotban: magjából kifelé megindul a
neutronizáció, s megindul az összeomlás. Mindezeket a csillagrobbanásokat
jól leírják a "klasszikus" modellek: az összes hullámhosszon megfigyelt
spektrumok és fényváltozások magyarázhatóak e modellekből. Visszafelé: a
megfigyelések alapján kiszámolható olyan csillag, amelynek robbanása az
észlelt spektrumot és fényváltozásokat produkálja; az eljárást
spektrumszintézisnek nevezzük. A progenitor és a robbanás jellemzői ilyen
úton általában kiszámolhatók.

Ha a modellek ilyen jól leírják a megfigyelések 999 ezrelékét, különösen
nagy visszhangot kelt, ha egy új, az eddigi modellek egyikébe sem
illeszthető csillagrobbanás figyelhető meg. A tudományos vizeket 1997 óta
fodrozgatja olyan szupernóva-robbanások észlelése, melyek során tízszer több
anyag dobódik le a csillagról, s harmincszor nagyobb energia szabadul föl,
mint a legenergikusabb Ia robbanások esetében. A ledobódó anyag sebessége
nagyságrendileg a fénysebesség tizede. Az ilyen kataklizmikus jelenségeket
1998 óta hipernóváknak nevezzük.

Aszimmetrikus robbanások...

E fejezetben látszólag még mindig kevés szó esik a hipernóvákról, s inkább
általában a szupernóvákról beszélünk. Ám a hipernóvák leglényegesebb
megfigyelhető paramétereit, a nagy sebességeket és a GRB-kapcsolatokat úgy
tudjuk pontosabban megérteni, ha a csillagrobbanásokról alkotott képünket
árnyaltabbá tesszük. A szupernóvák modellezésekor általában föltételezzük,
hogy a ledobódó anyag gömbszimmetrikus. Ez általában jó, de mindenképpen
durva közelítés, s épp a hipernóva-robbanások fizikája ad arra példát, hogy
egy csillag nem csak gömbszimmetrikus módon robbanhat föl. Hogy miért durva,
mutatja az alábbi gondolatmenet. Egyrészt a robbanás előtt a csillag maga
sem gömbszimmetrikus, hiszen forog (még ha nagyon lassan is) és van mágneses
tere. Ugyanakkor a robbanás utáni képződmény sem gömbszimmetrikus, a
maradvány - neutroncsillag vagy fekete lyuk - gyorsan forog, és a
neutroncsillagnak még erősebb mágneses tere van. A szupernóva-maradványok is
meglehetősen aszimmetrikusak. Miért lenne a robbanás maga gömbszimmetrikus?
Az eddigi jelenségeket elhanyagolva a nagysebességű neutroncsillagok
magyarázata még mindig kérdéses marad (t.i. nagyon sok neutroncsillagot
ismerünk, melyek több száz km/s-os térbeli sebességgel mozognak a
Tejútrendszeren belül). Gömbszimmetrikus modellben magyarázhatjuk úgy, hogy
Ia szupernóvák fehér törpéje tömegének nagy részét ledobva kiszabadul a
gravitációs kötésből, s létrejön a nagysebességű neutroncsillag. Másik
lehetőség a magányos csillag gömbszimmetrikus robbanásából származó,
kvantumfizikai folyamatokban "lassan gyorsuló" neutroncsillag
(neutrínórakéta-elv), amit magyar ismeretterjesztő irodalom is tárgyal
(Simon Mitton: A Rák-köd).  Ezekkel a kiegészítésekkel láthatóan rogyadozik,
de még tartható a gömbszimmetrikus szupernóva-robbanás modellje. A robbanás
aszimmetriájára megfigyelési eszközökkel közvetlenül rámutathatunk. A
spektro-polarimetriai eljárásokban a szétröpülő tűzgolyó fényének
polarizációját (irányát és nagyságának változását) vizsgálják a hullámhossz
függvényében, illetve azt összevetik a spektrummal. A polarizáció léte
már önmagában nem-gömbszimmetrikus robbanásra utal, a robbanásban részt vevő
elemek karakterisztikus hullámhosszának vizsgálatakor pedig a különböző
anyagi minőségből kirajzolódó formák válnak megkülönböztethetővé. A
szupernóváknál több esetben, a hipernóváknál minden esetben kimutatható a
robbanás erős aszimmetriája. Érdekes, hogy az idő előrehaladtával az
aszimmetria foka növekszik. Ez közvetlenül utal arra, hogy nem az egyre
jobban szétoszló ledobódó anyagfelhő tér el a gömbszimmetriától, hanem maga a
robbanás egyre inkább láthatóvá váló magja, végeredményben maga a folyamat
oka aszimmetrikus. Ha egy csillagot egy, a középpontból kilövellő, egyelőre
meg nem határozott eredetű jettel robbantunk föl, a csillagban terjedő
lökéshullám "homokóra" alakban veti szét az anyagot, s a lökéshullám
öninterferenciája miatt egyenlítői tórusz is kialakul. A keletkező forma
jellegében a planetáris ködökre emlékeztet. E formával modellezhető számos
szupernóva, és az SN 1987A maradványa is. Továbbra is kérdéses persze, hogy
mi okozza a jet-szerkezetű robbanást, ezt ad hoc föltételezve viszont helyes
morfológiát kapunk. Sőt, újabban több jel utal arra, hogy ha egy
hipernóvarobbanást pontosan a jet felől látunk, GRB jelenségként is
detektálhatjuk a folyamatot. (A fejezetben tárgyalt modell részleteit,
alkalmazását, eredményeit l. Wang & Wheeler, Sky & Tel. 2002/1.)

ábra: a.gif. Khokhlov és Höfler számításai egy nagytömegű csillag
aszimmetrikus robbanásáról. Az oldalél az első ábrán 90 ezer km magasságú,
az utolsón tizenkétszer ekkora. A méretarány változásait az ábraközi vonalak
jelzik.

...és hipernóvák

A hipernóvák az egyik legnagyobb megfigyelt robbanások az általunk ismert
Világegyetemben. Jelenleg úgy képzeljük, hogy a jelenség nagyon nagy tömegű,
H, He légkörüket már elvesztett, magányos csillagok robbanásával jön létre,
amely robbanás eredményeként fekete lyuk keletkezik a csillag magjából. A
modellek szerint tízszer több anyag és harmincszor nagyobb energia szabadul
föl, mint Ia szupernóva esetén (Iwamoto, Nature, 1998). A ledobóbó anyag
nagyságrendileg tíz naptömeg, ami szintén arra utal, hogy nem fehér törpe,
hanem nagytömegő csillag robbanását figyeljük meg. A ledobódás sebessége
20-45 ezer km/s. A modellt megerősíti az is, hogy a robbanásokat mindig
heves csillagkeletkezés régióiban figyeljük meg, pontosan ott, ahol a
hiperóriás csillagoknak lenniük kell. A robbanás mindig aszimmetrikus, így
nyalábolt röntgen és gamma-kilövellést eredményezhet. Megfelelő körülmények
közt társulhat tehát GRB-vel (SN 1998bw), röntgen- (1998bw, 2002ap) és
rádiószupernóva-jelenséggel (1998bw, 2002ap). Energiájukban és fénylésükben
(az abszolút V fényesség -20 magnitúdó is lehet) nagyságrenddel múlják fölül
az Ia szupernóvákat. A spektrum kezdetben klasszifikálhatatlan, a ledobódás
sebességtere (karakterisztikusan a fénysebesség tizede) összemossa a
normális esetben tisztán látható szupernóva-spektrum szerkezetét. Mivel nem
figyelhető meg sem hidrogén, sem szilícium, sem hélium (hiszen egyáltalán
semmi sem látszik), így pekuliáris Ic robbanásként kell klasszifikálni az
objektumot. A kései spektrum - 1-2 év múlva, miután lelassult a hevesen
szétszóródó anyag - a kései Ia maradványokkal mutat rokonságot. Ez tehát a
hipernóvák metamorfózisa. S ez egyik oka annak, hogy újabban külön
objektumként kezelik a hipernóvákat.

Korábbi hipernóvák

Az első hipernóva-robbanást 1997-ben figyelték meg, s az SN 1997ef jelölést
kapta. Az UGC 4107 galaxisban figyelték meg, azonban 16.5 magnitúdós
maximális V fényessége (-19.2 abszolút fényesség) miatt nem kerülhetett a
kisebb csillagvizsgálók s az amatőrcsillagászok könnyen megfigyelhető
objektumainak listájára. Reveláció erejével hatott, hogy az első spektrumok
vonalprofilja annyira ki volt szélesedve, hogy azt sem lehetett eldönteni,
emissziós vagy abszorpciós spektrum keletkezett-e. Az első hét napban a
robbanás sebességére 20-30 ezer km/s sebességet számítottak. Később, amint
lassult a robbanás ereje, és értelmezhetővő vált a spektrum,
spektrofotometriai úton erősen aszimmetrikus robbanást mutattak ki. Mazzali
és mtsai (2000, ApJ 545) spektrumszintézissel modellezték a robbanást: 9,7
M_o (Nap) ledobódó anyagot és 1,75x10^52 erg teljes energiát számítottak a
robbanásra. A jelenséget nem figyelték meg GRB formájában, az SN 1998bw után
azonban azonosítani vélték a GRB 970514-gyel (Turatto és mtsai, 2000, ApJ
534). Azt, hogy az 1997ef nem egy pekuliáris jelenség volt, hanem egy új
objektumtípus példánya, egy évvel később, az 1998bw hipernóva után kezdte
elfogadni a tudományos közvélemény. Az utóbbi robbanást először GRB
formájában azonosították, s az optikai képet a GRB 980425 utánfénylését
keresve találták meg. Erős rádióforrás is volt. A korai spektrum igen
hasonló volt az 1997ef-hez, 6 napon át 30 ezer km/s sebességű leáramlás volt
megfigyelhető. A kései spektrum gyorsan átalakult Ia típusúvá, a robbanás
energiája kétszeresen haladta meg az 1997ef-ét (Patat és mtsai, 2001, ApJ
555). Kétségkívül a gammakitöréssel fönnálló kapcsolata került az érdeklődés
középpontjába, s a szupernóvák és gammakitörések közti kapcsolatot vitatók
szerint a GRB 980425 8 ívperces (5-szigma) hibahatárán belül található, az
asztrometriai pozíciótól 4 és 6 ívpercre lévő röntgenforrások valamelyike
lehetett a GRB forrása. Azonban a szupernóva a hibafüggvény közepén
helyezkedik el, s így messze ez tűnik a legvalószínűbb gamma-forrásnak. Mint
utaltunk rá, az Iwamoto-modell megfelelő irányból szemlélve GRB-t is
produkálhat, kérdés, hogy a jövőben milyen hipernóva-GRB kapcsolatokat
fogunk föltárni. Meg kell jegyeznünk, hogy az SN 1999cy szupernóva is
GRB-jelenséggel lehetett kapcsolatban. Eddig ez volt a legfényesebb
megfigyelt szupernóva-robbanás, azonban sűrű intersztelláris felhő közepén
következett be, s így fényességét az intersztelláris anyaggal való
kölcsönhatás erősen befolyásolta. Az SN 1998ey robbanása hasonló módon zajlott
le, s így csak a szakirodalom egy része tekinti azt hipernóvának.

ábra: bw.gif. Az SN 1988bw fénygörbéje és spektrumának fejlődése. A
bolometrikus fénygörbét s a ráillesztett modellt az SN 1987A-val összevetve
(háromszögek) jól kitűnik a két robbanás közti különbség. A spektrumsorozat
22 nappal a robbanás után indul, és a 376. napon fejeződik be. Az utolsó
állapotok vékony emissziós vonalai a szülőgalaxistól származnak. Figyeljük
meg a kezdeti spektrum fejlődését kései Ia típusúvá!

Ismét hipernóva: SN 2002ap

A robbanás sebességét tekintve a legnagyobb, egyben a hozzánk legközelebbi
hipernóva 2002. január 29-i "eldurranása" (fölfedezése) azonnal jeletékeny
tudományos visszhangot keltett. Az eddigi megfigyelések krónikája a
következő. Az első spektrumok nagyon lapos, kiszélesedett abszorbciós
"gödröket" mutattak, az 1997ef-nél kékebb hipernóvára utalva. A hipernóva az
M74 peremén látszik, a spektrum alapján alig szenved galaktikus abszorbciót,
intersztelláris anyaggal nem hat kölcsön. Jellemző, hogy saját galaxisunk
ötször több fényt nyel el az M74 irányából, mint az M74 a hipernóva
fényéből. Megfigyelésekor a robbanás fényét gyakorlatilag "nyers
valóságában" látjuk, s ez minden szempontból előnyös. A spektrumban az M74
vöröseltolódásával eltolódott intersztelláris vonalakat lehet azonosítani
(Na, Ca), tehát az objektum mindenképpen legalább az M74 távolságában van.
Nagyobb vöröseltolódású vonal nem figyelhető meg, tehát bizonyosan nem az
M74 hátteréhez tartozik, hanem az M74-ben levő objektumnak kell tekintenünk.
Február 3-án a CaII infravörös triplet alapján 45 ezer km/s leáramlási
sebességet mértek, ami minden eddigi hipernóvát túlszárnyal. A robbanás
rádiófluxusa (8.5 Ghz-en) 1 nagyságrenddel kisebb az 1998bw-nél, fényességi
hőmérséklete 3x10^10 K (!) volt. A progenitort máig nem találták, az első
"azonosítások" (21.5 magnitúdós csillag) után a pontosabb asztrometriák
kimutatták, hogy ezek az azonosítások tévesek voltak. Egyelőre úgy látszik,
nem találtak a robbanás helyén 22.5 magnitúdónál fényesebb csillagot.
Február 1-jén a rádiófluxus alapján relativisztikus effektusok és az inverz
Compton-szórás miatt 0,2 mas méretű tartományból erős röntgen-fluxust
jósoltak. Február 6-án sikerült ezt a sugárzást azonostani, az XMM-Newton
3,5 szórással a háttér fölött röntgenfluxust detektált. Február 22-én,
Motohara és mtsai spektrumán a HeI P Cyg profilja még mindig 16 ezer km/s-os
leáramlásra utalt. Ugyanezen a napon Kawabata és mtsai a Subaru 8,3 méteres
távcsövével végeztek spektrofotometriát, és bonyolult, aszimmetrikus
szerkezetű robbanást találtak. Február 28-án továbbra is 16500-23000 km/s-os
leáramlásokról tudósítanak (Danziger és mtsai.). Bár a jelenséget a
legkülönbözőbb hullámhoszakon megfigyelték, máig nem sikerült GRB formájában
azonosítani. Miután minden GRB-adatbázist már többször átvizsgáltak, nem
valószínű, hogy a későbbi azonosításban még reménykedni lehet. További
megoldatlan kérdés a progenitor hiánya, mert ha szuperóriás robbanására
vezetjük vissza e hipernóvát, úgy 21.5 magniúdós fényességű progenitort
kellene találnunk. A robbanás legnagyobb fényessége is kb. egy magnitúdóval
maradt el a legoptimistább várakozásoktól. Azonban a megfigyelt,
hipernóvának is nagy nagy sebesség, s az, hogy legalább egy hónapon
keresztül alig csillapodott a kiröpülés sebessége, az előzőekkel egybevetve
arra utal, hogy az SN 2002ap egyáltalán nem közönséges hipernóva. Könnyen úgy
járhatunk vele, mint - más okokból - az SN 1987A-val: lehetséges, hogy a
leglényegesebb asztrofizikai eredmények egy évtized elmúltával derülnek ki.

ap.gif. Válogatás az SN 2002ap eddigi megfigyeléseiből. A bal fölső spektrum
február 2-án készült La Palmán, a jobb oldali spektrumsorozat a DDO egy
hónapot átfogó méréseit mutatja. A fénygörbén vizuális, szűrőzött és
szűrő nélküli CCD-mérések egyaránt szerepelnek, a VSNET adatai alapján.

Szabó M. Gyula