Hipernóva! - egy szokatlan erejű szupernóva-robbanás gammakitörést idézett elő

Egy 1998 májusában felfedezett, szokatlan erejű szupernóva a csillagok haláláról vallott elméletek átgondolására kényszeríti a csillagászokat. A fő kérdések: valójában hogyan zajlanak a nagy tömegű csillagok magjának összeomlásakor bekövetkező szupernóva-robbanások, van-e határa a robbanáskor történő energia-felszabadulásnak és mikor kíséri a folyamatot gammakitörés?

A jelenlegi izgalmakhoz vezető események valójában 140 millió évvel ezelőtt, a jura időszakban, a dinoszauruszok virágkorában kezdődtek, amikor tőlünk 140 millió fényévnyire felrobbant egy csillag. A dologról így csak 1998. április 25-én szereztünk tudomást, amikor több űreszközön is erőteljes gammafelvillanást észleltek a műszerek. A GRB980425 jelű gammaforrást többek között a Compton Gamma Obszervatórium (CGRO) és a BeppoSAX röntgenműhold detektálta. A gammakitörés helyén - a forrásból érkező röntgensugárzás irányát bemérve - az optikai csillagászok egy szupernóvát azonosítottak egy távoli galaxisban. A felfedezők - az Európai Déli Obszervatóriumok (ESO) munkatársai - SN1998bw néven katalogizálták az objektumot.

A bal oldali képen az Ausztráliában lévő UK Schmidt Telescope 1985. május 15-ei, 120 perces expozíciós idővel készült optikai felvétele látható az ESO 184-G82 jelű spirálgalaxisról, amelyen semmi szokatlan vonást nem figyelhetünk meg. A jobb oldali, (kevésbé részletgazdag) felvételen azonban kiugróan fényes a jelekkel is ellátott, kékes színű szupernóva. A kép a zöld, a vörös és a közeli infravörös színképtartományban készített rövid expozíciós idejű felvételek összeillesztésének eredménye, amelyeket az ESO 3,58 méter átmérőjű, La Sillá-ban (Chile) telepített New Technology Telescope (NTT) nevű műszerével készítettek, 1998. május 4-én.

A robbanás erejét megbecsülve a csillagászok azt találták, hogy az sokszorsa volt egy közönséges szupernóváénak. Valószínű, hogy a drámai folyamatban egy csillag magja fekete lyukká omlott össze, a ledobódott külső burkok pedig - főleg a robbanás során kialakult radioaktív nikkel - intenzív gammasugárzást bocsátottak ki.

Ez az új felfedezés felveti annak a lehetőségét, hogy a gammakitörések egy részét ilyen szokatlanul erős szupernóva-robbanás okozhatja. E "szuper-szupernóvákat" most "hipernóvaként" említik a csillagászok.

Az elektromágneses spektrum legrövidebb hullámhosszú, legnagyobb energiájú részét nevezzük gamma tartománynak (a hullámhossz kisebb, mint 10-10 cm, s bár éles határ nincs, a 100 keV feletti energiájú sugárzást számítjuk ide). 1973-ban kiderült, hogy az égboltot a gamma-tartományban vizsgálva gyakran figyelhetünk meg nagyon rövid és fényes kitöréseket.

A gammakitörések természete a modern csillagászat legnagyobb rejtélyei közé tartozik. Korábban azt gondolták, hogy a kitörések zöme a Tejútrendszer korongjában zajlik. A Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) nevű gamma-műhold 1991-es felbocsátása óta kiderült, hogy a gammakitörések égbolton való eloszlása egyenletes. Bár távolságukat nem ismerjük, valószínű, hogy kozmológiai távolságokban vannak, s nem egy közeli felhőből erednek. Senki nem tudja biztosan, mi okozza a kitöréseket. A legvalószínűbb elmélet szerint a neutroncsillagok összeütközésekor történő hatalmas energiafelszabadulásból táplálkoznak. 1997 nyarán a Hubble-űrtávcsőnek (Hubble Space Telescope, HST) az optikai tartományban is sikerült megörökítenie néhány kitörést.

A szupernóvák kiestek a lehetséges okok közül, mivel az volt az általános vélemény, hogy nem szolgáltathatnak olyan mértékű energiát, amilyet a gammakitörések igényelnek. A jelenlegi felfedezés azonban azt mutatja, hogy a szupernóvák speciális csoportja - a hipernóvák - mégiscsak szóba jöhetnek egyes gammakitörések okozóiként. Igaz, hogy a GRB980425 jelű gammaforrásban felszabadult energia csak töredéke - mintegy 0,01 százaléka - a legtöbb távoli gammakitörésnek. A rádiótartományban azonban ez az eddigi legfényesebb szupernóva - az erőteljes rádiógörbék azt jelzik, hogy a robbanásból származó lökéshullám közel fénysebességgel mozgott. Végeredményben mind a kitörés, mind pedig a szupernóva ritka esetnek számít a maga nemében.

A kivételesen nagy erejű robbanás egy új, eddig ismeretlen mechanizmus létét sugallja a nagy tömegű csillagok felrobbanásakor, amely közel fénysebességgel mozgó, gammasugárzó lökéshullámot hoz létre. A fénygörbék elemzése alapján a szupernóva elődcsillaga kb. 40 naptömegű lehetett. Igen erős mágneses térrel és gyors forgással rendelkezett, amely feltehetően egy kísérőcsillag hatása miatt alakult ki. A magban egyre nehezebb elemek szintézise zajlott, míg a végső fázisban szilícium-atommagok egyesültek, 56-os tömegszámú nikkel atommagokat hozva létre. Ezután következett be a mag fekete lyukká történő összeroppanása, illetve a külső burkok ledobása.

Ezen a ponton a csillagászok két lehetséges forgatókönyvet vázoltak fel a történet folytatására (lásd az ábrát). Az első esetben a burkok ledobása gömbszimmetrikusan, minden irányban zajlott, az eddigi rekord-erősségű szupernóvákénál körülbelül 30-szor nagyobb energiájú robbanással. A másik elképzelés szerint a szupernóva a mágneses pólusok mentén fókuszálta a robbanás energiáját, s egy Föld felé irányuló igen erőteljes nyalábot (angol szóval jetet) alakított ki. Mindkét esetben igaz lehet viszont az, hogy a robbanásból visszamaradt fekete lyukat egy tömegbefogási korong övezi. Bármi is történt, e csodálatos jelenség további kutatásokat igényel.

Eredeti forrás, gazdag linkgyűjteménnyel: NASA Space Science News

Az amatõrcsillagászok szerepe a változócsillagászati kutatásokban

 Bevezetés

A változócsillagászati kutatások kezdete óta folyamatosan dolgoznak vizuálisan észlelõ amatõrcsillagászok, akik több változócsillag-típus csillagainak fényváltozását követik szorgalmasan kis pontosságú, ám nagyszámû fényességbecslésekkel. A CCD-kamerák és automatikusan mûködõ fotometriai robottávcsövek korában felmerül néhány természetes kérdés. Tényleg hasznosak még ma is a nagyszámú észlelést tartalmazó vizuális adatbázisok? Szükséges még egyáltalán folytatni ezeket a pontatlan vizuális észleléseket? Mint az remélhetõleg a cikk minden olvasója számára kiderül, mindkét kérdésre a válasz egyértelmûen igen. Cikkünkben a problémakört a hosszúperiódusú (mira és félszabályos) változócsillagok kutatásaiban felmerülõ vizsgálatok szemüvegén keresztül szemléljük. Természetesen sok más asztrofizikai kérdés igényli a pontos mérésekkel egyidõben elvégzett vizuális fényességbecsléseket, de ezekre most nem kívánunk részletesen is kitérni, csak rövid említésekre lesz mód a cikk végén.

Hosszúperiódusú változócsillagok

A hosszúperiódusú változócsillagok (mirák és félszabályos változók az SRa és SRb altípusban) olyan kis- és közepes tömegû vörös óriás csillagok, melyek a Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) aszimptotikus óriáságán (AGB) találhatók. Mivel tömegük a fél és öt naptömeg közé esik, adódik a következtetés, miszerint Tejútrendszerünk csillagainak 80-90 százaléka elõbb-utóbb átesik ezen a csillagfejlõdési állapoton. Ennek megfelelõen, az AGB csillagok tanulmányozása az asztrofizika sokféle területével kapcsolatos. Emellett az AGB csillagok az egyik legcsodálatosabb égi objektumoknak, a planetáris ködöknek (l. ábra) a felmenõ ági szülõobjektumai. Így aztán nem meglepõ, hogy a vörös óriások kutatása az utóbbi évek egyik legdinamikusabban fejlõdõ terület a csillagászaton belül, akár az elméleti, akár a megfigyelési eredményekre gondolunk.

Az említett csillagok osztályozása a vizuális fénygörbén alapul. A Változócsillagok Általános Katalógusa (GCVS) definíciói szerint a mirák fényváltozása viszonylag szabályosan ismétlõdõ, vizuális amplitúdójuk nagyobb 2,5 magnitúdónál, periódusuk pedig durván 100 és 1000 nap közé esik. Ezzel szemben az SRa és SRb típusú félszabályos csillagok vizuális amplitúdója kisebb 2,5 magnitúdónál, periódusuk 10 és 1000 nap nagyságrendjébe esik, míg fénygörbéjük bonyolult, látszólag szabálytalan (amit többszörös periodicitások, esetleg irreguláris változások, vagy kaotikus folyamatok okozhatnak). Itt most nem foglalkozunk az SRc (vörös szuperóriások) és SRd (sárga óriások) változókkal, melyeknek semmi közük az AGB-hez. Mind a mirák, mind a félszabályos változók pulzáló változócsillagok, azaz elsõ sorban ismétlõdõ kitágulásuk és összehúzódásuk felel a megfigyelt fényváltozásokért.

Vizuális adatok

A jellemzõen több száz napos periódusok miatt a szakcsillagászok lényegében teljesen elhanyagolták a hosszúperiódusú csillagok fotometriáját. Éppen ezért ezek a változók klasszikus amatõrcsillagász célobjektumoknak tekinthetõk. Az utóbbi tíz évben enyhe változást figyelhettünk meg, amikor is több helyen automata, fotoelektromos és CCD méréseket végzõ robottávcsövek kezdték meg az égbolt többé-kevésbé folyamatos nyomon követését. Mindazonáltal, ezek az adatok egyelõre még nagyon rövidek a használható vizsgálatok elvégzéséhez.
A legnagyobb amatõrcsillagász szervezetek még a 19. sz. legvégén, vagy a 20. sz. legelején alakultak, így bizonyos csillagokra már akár 100 év hosszú vizuális adatsorok is léteznek. A legjelentõsebb szervezetek a következõk: Brit Csillagászati Társaság, Változócsillag Szakcsoport (British Astronomical Association, Variable Star Section, BAAVSS), Amerikai Változócsillag-észlelõk Társasága (American Association of Variable Star Observers, AAVSO), Francia Változócsillag-észlelõk Társasága (Association Francaise des Observateurs d'Etoiles Variables, AFOEV) és Japán Változócsillag-észlelõk Ligája (Variable Star Observers' League in Japan, VSOLJ). Az évtizedes fénygörbék a fenti szervezetek adatbázisai alapján összegyûjthetõk és a hosszútávú jelenségek segítségükkel vizsgálhatók.
Néhány elektronikus adatlelõhely létezik, részben az interneten keresztül is elérhetõ módon. Kétségkívül az AAVSO adatbázisa a legnagyobb, melybe fénygörbék grafikus lekérésével betekinthetünk a http://www.aavso.org címen. Sajnos a nyers adatfájlok itt nem tölthetõk le. Ezzel szemben a francia és japán adatok sokkal könnyebben megszerezhetõk:

Az utóbbi honlapon bármelyik csillag legfrissebb fénygörbéjét is megnézhetjük a VSNET-en elektronikusan publikált vizuális adatok segítségével (melyek szintén szabadon letölthetõk). Szerencsés módon az AFOEV és VSOLJ adatok nagy mértékben kiegészítõ jellegûek, mindkettõben vannak több év hosszú kihagyások (pl. az AFOEV adatbázisában - érthetõ módon - a II. világháború idõszaka teljesen üres), melyek azonban nem fedik át egymást. Az AFOEV adatai egyébként tartalmazzák az összes magyar észlelést is.
Szintén nagyon hasznosak a BAAVSS adatai is, melyek néhány csillagnál a 19. sz. legvégére nyúlnak vissza (pl. az R Cygni esetében a legrégebbi pont 1891-bõl származik és 1901-tõl teljesen folyamatos a fénygörbe). Sajnos a brit adatok sem tölthetõk le szabadon, a szakcsoport vezetõjének írt levélben lehet elkérni a megfigyeléseket (jelenleg Roger Pickard gondozza az adatokat, aki az AAVSO gyakorlatával ellentétben általában rögtön válaszol, mégpedig a kért megfigyelések azonnali elküldésével). Más szervezetek is függetlenül gyûjtik az adatokat (pl. az MCSE VCSSZ, a német BAV, vagy a cseh MEDUZA csoport), de ezek kevesebb adattal rendelkeznek, illetve 25-30 évnél nem hosszabbak az adatsoraik.

Adatkezelés és analízis

Ha ránézünk egy összefésült fénygörbére, melyen a különözõ szervezetek adatait együtt ábrázoljuk, a kapott eredmény néha egészen kiábrándító. Ugyanez a helyzet akkor is, ha egyetlen szervezet nagyszámú megfigyeléseit tekintjük. Különösen rossz lehet az elsõ benyomás a kis amplitúdójú félszabályos változócsillagok esetében. Habár az egyedi fényességbecslések becsült hibája gyakorlott megfigyelõket feltételezve is eléri a +-0,2-0,3 magnitúdót, az egyesített fénygörbék szórása sokkal nagyobb, jellemzõen egy 1-1,5 magnitúdó széles sávba esnek a pontok. A helyzet azonban nem ennyire rossz. Ha a fénygörbe sûrûn mintavételezett (pl. minden napra esik egy vagy több becslés), akkor 2, 5, esetleg 10 napos átlagokat számítva sokat javul a fényváltozásról alkotott kép (az átlagolás lépésköze a fényváltozás karakterisztikus idõskálájától függ). Ez a javulás annak köszönhetõ, hogy független megfigyelések hibái is függetlenek, ezért a számított átlagpontok hibája arányos az 1/négyzetgyök(N_észl) értékével.

Legtöbb esetben az átlagolás magában is elég. A kis amplitúdójú csillagoknál azonban szükség van még valamilyen zajszûrõ eljárásra is, pl. Gaussos, vagy köbös spline-simításra. A feldolgozott fénygörbékkel meglepõen kis mértékû változások is kimutathatók. Tapasztalataink alapján a 0,1 magnitúdós tartományig lemehetünk a félszabályos változók fénygörbe-analízisében, amihez szimultán fotoelektromos és vizuális fénygörbék összehasonlításán keresztül jutottunk (l. a mellékelt ábrán, illetve a Meteor 2002/2-es számban megjelent cikkünket).
A feldolgozási eljárások kapcsán a Meteor cikkeiben is sokszor emlegetett idõ- és idõ-frekvencia módszerekre utalnánk. A hagyományos Fourier-analízissel a domináns periodicitásokat lehet meghatározni, míg a wavelet-analízis az idõfüggõ frekvencia-tartalom kimutatására használható. Bizonyos esetekben az O-C diagram egyszerû módszere is értékes következtetések levonását teszi lehetõvé. A vizuális adatsorok legnagyobb elõnye évtizedes hosszuk, ami a kis fényességmérési pontosság ellenére is megbízható periódus meghatározást eredményez. Ez pedig a pulzáló változócsillagok vizsgálatának legalapvetõbb kiinduló pontja.

Néhány újabb eredmény

A cikk hátralevõ részében néhány olyan újabb eredményt ismertetünk, melyek vizuális változócsillag-észlelések részletes elemzésén alapulnak. Hosszútávú erõs periódusváltozást találtak mira-csillagokban (T UMi, chi Cyg, S Sex, R Cen, S Ori), melyek legvalószínûbb oka a csillagok magját övezõ energiatermelõ héjak instabilitásai. A mira és félszabályos állapot közötti váltás (V Boo, Y Per, R Dor) oka mindeddig ismeretlen, míg egyes félszabályos változók többszörös periodicitása több, egyidejûleg gerjesztett pulzációs módus jelenlétével értelmezhetõ. A félszabályos csillagok rezgéseinek természetével kapcsolatban is születtek új eredmények az utóbbi néhány évben. A Meteor változócsillag rovata ezekrõl az újdonságokról részben már beszámolt, egyedül az áttekintõ jelleg kedvéért bocsátkozunk néhol ismétlésekbe.

Mira csillagok hélium-héj felvillanással

Egy mira típusú változócsillag periódusa igen fontos paraméter, ami függ az adott csillag tömegétõl, korától, fémességétõl és pulzációs állapotától. Mirák esetében általában véletlenszerûen ingadozik a periódus, ugyanakkor néhány esetben erõs és folyamatos változást mutattak ki (elsõként az R Aql, R Hya és W Dra esetében). Wood és Zarro (1981) számításai szerint a periódusváltozások mértéke jó összhangban van azzal az abszolút fényesség-változással, amit a csillagmagot övezõ héliumhéjban jósolt energiatermelési instabilitások sugallnak.
A háttérben álló fizikai kép a következõ. Egy mira csillag belsõ szerkezete meglehetõsen összetett. Legbelül egy szén-oxigén, energiát már nem termelõ mag található, amit egy hélium-égetõ héj övez. Fölötte hidrogén-héj helyezkedik el, ami a csillag kiterjedt burkába van beágyazva. A számítások szerint durván százezer évenként a héliumhéj energiatermelési instabilitásokat él át (héliumhéj-felvillanás, He-flash), ami befolyásolja a csillag fejlõdését. Megfigyelhetõ következményként a periódus gyors és erõs változása lép fel.

Az elmúlt években több jelölt is felbukkant a szakirodalomban. 1995-ben Gál és Szatmáry a T UMi esetében találtak gyors perióduscsökkenést (313 napról 283 napra). Sterken és munkatársai 1999-ben közölték a chi Cyg periódusvizsgálatát, amely szerint egyenletesen nõ a csillag periódusa. Merchán Benítez és Jurado Vargas 2000-ben az S Sex-ról, 2002-ben pedig az S Ori-ról mutatták ki, hogy periódusuk szisztematikusan változik. Hawkins és munkatársai 2001-ben az R Cen-t vizsgálva jutottak arra az eredményre, hogy az 1950-es években 550 napos periódus 2000-re 505-515 napra csökkent. A legújabb eredményeket Zijlstra és munkatársai közölték, akik egy idén megjelenõ cikkben az R Hya fényváltozását elemezték újra. 1770 és 1950 között a csillag periódusa egyenletese csökken 495 napról 385 napra, majd az utolsó 50 évben stabilizálódott a pulzáció periódusa ennél a rövidebb értéknél (l. ábránkat).
Mindezek a példák azt mutatják, hogy az évtizedes, esetleg évszázados vizuális adatsorok alapos elemzésével adott esetben betekinthetünk egy vörös óriáscsillag belsejében végbemenõ változásokba. Nem kétséges, hogy ez egy igen izgalmas lehetõség "valódi tudomány" mûvelésére amatõr adatok alapján.

Típusváltó változócsillagok

A Meteor 2000/7-8-as számában már egyszer beszámoltunk az Y Per-rõl, ami 1987-ig a legrövidebb periódusú szén-miraként volt számontartva. Akkor történt valami a csillaggal, ami után az egyszeresen periodikus fényváltozást felváltotta egy kétszeres periodicitás, jelentõsen kisebb amplitúdóval. Noha a jelenség fizikai okát mindmáig nem tudtuk egyértelmûen azonosítani, érdekes, hogy a szakirodalomban egyre több hasonló eset válik ismertté. Még 1995-ben adtunk hírt a V Boo amplitúdócsökkenésérõl (Meteor 1995/10), ahol lassabb idõskálán, de hasonló mira->félszabályos átmenet volt megfigyelhetõ. Bedding és munkatársai 1998-ban az R Dor-ról mutatták ki a hasonlóságot. Mellékelt ábránkon eme déli vörös változócsillag fénygörbéjét mutatjuk be, kizárólag Albert Jones új-zélandi amatõr évtizedes megfigyelés-sorozata alapján. Jól látszik, hogy a kezdetben mirai amplitúdó és szabályosság jó tíz év alatt teljesen "elromlott", átváltva egy tipikus SRb fénygörbére.

Ami különösen érdekes, hogy fordított esetet, azaz félszabályosból mirának tûnõ állapotváltozást mind a mai napig nem ismerünk, amit nehezen lehetne kizárólag valamilyen észlelési kiválasztási effektussal megmagyarázni. A kérdés nyitott, új eredmények a jövõben is várhatók.

Többszörös periodicitás és a pulzáció természetes félszabályos változókban

A félszabályos változók fénygörbéit nem nagyon értjük. Vannak csillagok, melyek látszólag egyszeresen periodikusak, egyedül a fénygörbe alakja mutat ciklusról ciklusra változásokat (SRa csillagok). Ezzel szemben az SRb csillagok fénygörbéi bonyolultak, idõrõl idõre teljesen megváltozik a görbe alakja, aminek oka mindmáig ismeretlen. Még 1998-ban kimutattuk egy közel 100 csillagból álló mintán, hogy a többszörös periodicitás teljesen általános dolog az SRb változókban, amit egyidejûleg gerjesztett több pulzációs módus jelenlétével értelmeztünk (l. Meteor 1998/12).

A V450 Aql és W Cyg radiálissebesség görbéje (nagy pontok) és egyidejû fénygörbéje (kis keresztek). Vegyük észre, hogy a radiálissebesség tengely fordított állású.

Érdekes kérdés, hogy ezt az összetett rezgési állapotot hogyan lehet egyértelmûen igazolni. Lebzelter és munkatársai 2000-ben közöltek egy összehasonlító vizsgálatot félszabályos csillagok fény- és radiálissebesség görbéivel kapcsolatban. Az infravörös tartományban felvett színképek alapján határoztak meg sebességeket, míg a fényváltozást vizuális adatok segítségével rekonstruálták. Azt találták, hogy a változások igen jól korreláltak, és mindezt oly módon, ahogy az a klasszikus pulzáló változóknál (cefeidák, RR Lyrae-k) is fennáll (a fénygörbe tükörképe a radiálissebesség görbének). Egyik következtetésük, hogy ezeknél a csillagoknál is tényleg a pulzáció a legfõbb oka a fényváltozásnak.

Záró gondolatok

Az AGB-n található hosszúperiódusú változócsillagok érdekes objektumok, melyek tanulmányozásával mind a csillagpulzáció, mind a csillagfejlõdés speciális részleteire vethetünk fényt. A teljesen folyamatos és nagy számú vizuális megfigyelésekkel fontos jelenségek válnak tanulmányozhatóvá. Ezért legfõbb következtetéseink:

1. a vizuális adatok még mindig nagyon hasznosak

2. a hosszúperiódusú változók kutatása továbbra is szinte kizárólag vizuális adatokra alapozva lehetséges.

De felejtsük el ezeket a csillagokat egy pillanatra! Van egy általában is egyre nagyobb probléma a változócsillagok kutatásában. Egyszerûen túl sok változócsillag van az égen. A GCVS legutóbbi kiadása, a folyamatosan frissített névlistákkal közel 40 ezer változócsillagot tartalmaz. A nagy égboltfelmérõ programok (Hipparcos, OGLE, MACHO, SDSS,...) folyamatos utánpótlást adnak további százezernyi változócsillag formájában. Egyre nagyobb azon változók száma, melyekrõl a felfedezéshez vezetõ néhány mérési ponton kívül semmi nem áll rendelkezésre. Az ilyen csillagok rendszeres CCD-s, de akár vizuális nyomon követése is egy csomó érdekes objektumra vethet fényt.
Végezetül: itt vannak a régi jó barátaink, a fényes és elõrejelezhetetlen fényváltozású változócsillagok (U Gem, SS Cyg, R CrB,...). Gyors és meglepõ változásaik követése továbbra is klasszikus amatõrcsillagász feladat. Mindaddig, amíg az egész égbolt folyamatos lefedettsége különbözõ földrajzi hosszúságokon elhelyezett automata robottávcsövekkel meg nem valósul, addig lesz hely az ég alatt a vizuálisan észlelõ amatõrcsillagászoknak. Történjék bármi is: folytassuk észleléseinket!