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