Élet és Tudomány, 2010. január-június (65. évfolyam, 1-25. szám)

2010-01-01 / 1. szám

o­eaN ui *­O (A IAI régóta feltételezett, ám a valóságban még sosem látott pár(keltési) instabi­litás játszhatott szerepet — mondta Peter Nugent, a Berkeley Lab asztro­­fizikusa. — Ennek során a csillag belsejében be­következő extrém magas hőmérsékleten a nagye­nergiájú gamma-sugá­rzás fotonjai elektron—pozitron párokat keltenek, emiatt pedig lecsökken a magból kifelé ható sugárnyomás, amely így már nem tudja el­lensúlyozni a külső, könnyebb rétegek nyomását — ezért azok bezuhannak mag­ba." „Az SN 2007bi előfutára azonban jóval nagyobb tö­megű volt, mint a korábban ismert szupernóvák. Ezért benne a nukleáris fúziók láncolata, amely egyre nehe­zebb és nehezebb elemeket termel, ekkorra még nem jutott el a vasig: a mag fő­ként illékony oxigént tar­talmazhatott. Ez a forró, sűrített oxigén, amikor a külső rétegek rázuhantak egy megszaladó termonuk­leáris reakcióban felrobbant, elsöpörte a csillag magját, amelyből csupán kevés, ám annál ragyogóbb csillagpor maradt vissza, eltérően az eddig ismert kisebb tömegű szupernóváktól, ahol a ma­radvány - a tömeg nagy­ságától (illetve a robbanás hevességétől) függően — egy neutroncsillag vagy egy fe­kete lyuk” — magyarázta Gal-Yam. — Ezt a lehető­séget elméletileg már évtize­dekkel ezelőtt megjósolták, ám eddig egyetlen valóságos példáját sem láttuk.” Az elméleti feltételezés alapján elvégzett modell­számítások is igazolták, hogy az SN 2007bi lehet az első olyan szupernóva, amelynek végső sorsában a megjó­solt pár(keltési) instabilitás játszhatta a főszerepet, írják a kutatók a Na­­ture-ben. „Az SN 2007bi magjában végbe­menő, megszaladt termonukleáris re­akció ugyan némileg emlékeztet az Ia típusú szupernóvák fehér törpéjének robbanására, de egy sokkal nagyobb skálán és nagyobb energiafelszabadu­lással járó folyamat” — tette hozzá Alex Filippenko, a Berkeley csilla­gászprofesszora. Ő és munkatársai a hawaii Mauna Kea 10 mé­teres Keck távcsövével kö­vették nyomon a szokatlan szupernóva spektrumának változásait: az SN 2007bi­­nek az elhalványodása is a megszokottnál jóval hos­szabb ideig — 555 napon át — volt megfigyelhető. Csatlakozott a megfigye­lésekhez a Paolo Mazzali (Max Planck Asztrofizikai Intézet) vezette csapat is: ők a chilei nagyon nagy távcsővel (VLT) követték a változásokat. „A Keck és a VLT által felvett spektrumok egyér­telműen mutatták, hogy a robbanásban rendkívül nagy mennyiségű anyag dobódott ki, s benne igen nagy rész­arányban volt kimutatható a nukleáris megszaladás során keletkezett radioaktív nik­kel, amely különösen fénylő­vé tette a kidobott anyagot” - mondta Mazzali. Nugent szerint az is igen figyelemreméltó, hogy az első ilyen — a pár(keltési) instabilitás által vezérelt — gigan­tikus robbanást éppen egy a Tej­­útrendszerünknél több mint száz­szor kisebb méretű törpegalaxisban fedezték fel. „Ezek a hihetetlenül kicsiny és nagyon halvány galaxisok jószerivel csak hidrogént és héliumot tartalmaznak, nehezebb elemek alig fordulnak elő bennük, így olyan labo­ratóriumoknak tekinthetők, amelyek­ben a Világegyetem legkorábbi idősza­kának viszonyai uralkodnak.” A törpegalaxisok egyébként meg­lehetősen gyakoriak mindenütt a Világegyetemben, de olyan halvá­nyak és jelentéktelenek, hogy a csil­lagászok eddig nem sok figyelmet szenteltek nekik. Ez a szupernóva­robbanás azonban most úgy tűnik felhívta a figyelmet arra, hogy ezekben az „ősmaradványokban” is lenne mit kutakodni. A távolab­­biakban valószínűleg ott rejlenek a Világegyetem legősibb csillagai, az SN 2007bi-hez hasonló szupernó­vák előfutárai, amelyeket mai mű­szereink még nem képesek észlelni. Forrás: http://newscenter.lbl.gov/press­­releases/2009/12/02/superbright­­supernova/ Gajzágó Éva A 2007bs szupernóva magjában végbemenő folyamatok elvi vázlata: a megszaladó termonukleáris reakcióban az eredetileg oxigénben gazdag magban keletkezett nagy mennyiségű radioaktív nikkel (56Ni) pozitronok és nagy energiájú gamma-fotonok kibocsátásával radioaktiv kobaltra bomlik (56Co). A radioaktív bomlások során keletkezett nagy energiájú fotonok egy részét elnyelik a táguló külsőbb rétegek, amitől felforrósodnak, és ennek a forró anyagnak a sugárzását láthatjuk elhalványodásáig a szupernóva fényeként. A legkülső, főként könnyebb elemeket (C, O, Mg) és maradék héliumot tartalmazó rétegek nehezen keverednek a radioaktív elemekkel, a fotonok nem gerjesztik őket, így a szupernóva fényéhez sem járulnak hozzá. Fantáziakép a 2007bs szupernóváról: a nikkel bomlásából visszamaradó radioaktív kobalt mag (fehér), a bomlás során keletkezett gamma fotonok és pozitronok elnyelésével fénylésre gerjesztett külsőbb rétegek (sárga), és a legkülső, nem fénylő burok (fekete gyűrű) . ■ Élet és Tudomány ■ 2010/1

Next