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 születtün

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.

1. táblázat. A legfényesebb extragalaktikus szupernóvák

jelölés	galaxis	mmax	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-MV       m	rSN Mpc	rGX 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)