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).