Az Univerzum csillagainak fejlődését, bejárt életútját egyes-egyedül az befolyásolja, hogy születésükkör mekkora volt a tömegük. A nyolc naptömegnél több, de kb. 30 naptömegnél kevesebb anyagot tartalmazó csillagok története különösképpen érdekes: ezen csillagok élete ugyanis úgynevezett magösszeomlásos szupernóva-robbanásban ér véget. Azonban az alatt a sok-sok évmillió alatt, amíg a csillag él, különös dolgok történhetnek vele, és ezek alapjaiban változtathatják meg halálának jellegét. A letépett köpenyű szupernóva a szupernóvák közt sem mindennapi típus. Vajon hogyan alakulhat ki egy ilyen különleges objektum, milyen lehetőségeink vannak megfigyelésükre, és milyen titkokat fedhetnek fel környezetükről?
Nagy tömegű csillagok élete és halála
Egy nagy tömegű csillag haláltusája már jóval a szupernóvává válás előtt megkezdődik. Néhány millió évig tartó életük során stabilitásukat a magjukban levő hidrogén fúziójával tartják fenn. A nukleáris folyamatok során négy protonból (azaz elektronjától megfosztott hidrogénatomból) alakul ki egy hélium atom. Idővel viszont a mag hidrogénkészlete elfogy. A magfúzió során keletkezett hélium nagyobb tömege miatt lesüllyed, és új magot alkot a csillag belsejében. Ezen új magon kívül azonban továbbra is marad egy hidrogénréteg. A héliumfúzió csak akkor tud beindulni, amikor a mag összehúzódik, ezzel pedig a csillag közepén a hőmérséklet megnő. Mindeközben a nyomás is növekedésnek indul, így a csillag külső rétegei kitágulnak. Ebben az állapotban a csillagot vörös óriásnak nevezzük. Idővel tehát a hélium fúziójához elég magassá válik a mag hőmérséklete. A héliumfúzió végtermékeként szén és oxigén keletkezik. A csillag az újbóli egyensúly beálltával újfent összehúzódik és felmelegszik. Amikor a héliumkészlet is elfogy, a mag összeomlik, ismét felmelegszik, és a fúziós lépcső újabb szakasza kezdődik meg.
Ez utóbbi azonban csak nyolc naptömegnél nagyobb tömegű csillagok esetén valósulhat meg, mivel csak ezek a csillagok képesek a szükséges hőmérsékletet megteremteni. A mag körül héjak sorozata alakul ki, amelyekben már nem megy végbe fúzió, legbelül pedig egy vasmag marad. Minden fúziós szakasz rövidebb az előzőnél: a szén égése már 1000 év alatt lejátszódik, a vas kialakulása szilíciumból pedig egynapos folyamat. A vasmag az úgynevezett Chandrasekhar-határig (közelítőleg 1,4 naptömegig) képes növelni a tömegét. Végül a rettentő nagy nyomás és magas hőmérséklet hatására az atomokat alkotó protonok és elektronok neutronokká egyesülnek, a csillag magja pedig neutroncsillaggá zuhan össze. Ezen folyamat közben a csillag külsőbb, héjas szerkezetű rétegei a hirtelen összezsugorodott magra esnek. A neutroncsillag anyaga azonban olyan sűrű, hogy ez a szabadon eső köpenyanyag nagy sebességgel visszapattan róla: a csillag ledobja külső rétegeit. Ezt a végső halálhörgést nevezzük II-es típusú, azaz magösszeomlásos szupernóvának. A robbanás során a csillag fénye olyannyira megnő, hogy akár galaxisának fényét is túlragyoghatja.
Hagymapucolás á la Világűr
Amint fent is láttuk, az óriáscsillagokban az anyag hagymahéj-szerűen rétegződik. A könnyebb elemek kívül, míg a nehezebbek a maghoz közelebb találhatók nagyobb tömegük hatására. Némely esetben azonban a csillag megfosztható ezektől a külső rétegektől. Ekkor nevezzük letépett köpenyű csillagnak. Az egyik mechanizmus, amelynek segítségével az égitest elvesztheti köpenyének egy részét, a csillagszél. Minden csillag élete minden percében veszít ily módon anyagot, a felszínét elhagyó részecskék áramát nevezzük csillagszélnek. Ez az áramlás a nagy csillagok esetében elérheti a 2000 km/s-os sebességet is! A csillagszél viszont csak a legnagyobb csillagok esetében ilyen erős és tart elég hosszan ahhoz, hogy a csillagot összes külső rétegétől megfossza.
Ori D. Fox és kutatócsapata nemrég az Astrophysical Journal Letters folyóiratban megjelent tanulmányában egy másik, a csillag köpenyének elvesztéséhez vezető folyamat következményeit vizsgálta: kettőscsillagok közt fellépő anyagátadást.
Galaxisunk legtöbb ismert csillaga nem magányosan születik a csillagközi gázfelhőkből. A csillagok jelentős része kettős vagy több tagból álló rendszer tagja. Egy kettős rendszer esetén azonban korántsem biztos, hogy a két csillag kezdeti tömege ugyanakkora. Ekkor, mivel egyedül a tömeg befolyásolja a csillag életének hosszát - minél nagyobb a csillag, annál hamarabb huny ki -, a nagyobb tömegű főkomponens előbb éri el a vörös óriás állapotot. Ekkor kitágul, sugara és térfogata megnő. Idővel kitöltheti saját Roche-lebenyét is. Ez utóbbi az a térfogat a csillag körül, melyben az anyag gravitációsan az adott csillaghoz kötött, így nem tud elszökni. Kettős csillagrendszerek esetében a két csillag Roche-lebenye könnycsepp formájú, a könnycsepp „hegyes” vége a másik csillag irányába mutat. Amennyiben egy csillag akkorára tágul, hogy kitölti Roche-lebenyét, az ezen kívülre kerülő anyag belehull a másik csillag Roche-lebenyébe. Az anyagáramlás egyetlen ponton, az úgynevezett 1-es Lagrange-ponton keresztül történik. Az itt átáramló anyag végül a társcsillagra hullik. A felfúvódott vörös óriáscsillag így külső rétegeinek jelentős részét vesztheti el. Idővel a köpenyét elvesztett csillag szupernóva-robbanásban leli halálát. Ekkor azonban anyaga már nem tartalmaz hidrogént, illetve héliumot, ezek a könnyű anyagok ugyanis átkerültek a társcsillag felszínére.
Egy ilyen, letépett köpenyű szupernóva-robbanás esetén a társcsillag továbbra is vígan élné életét, vagyis a tett színhelyén továbbra is látnunk kellene a halott csillag párját (magát a halott csillagot abban az esetben látnánk, ha a belőle olyan neutroncsillag alakult ki, amelynek mágneses tengelye a csillag gyors forgása miatt időnként pontosan a Föld felé néz – azaz kizárólag egy pulzár lenne megfigyelhető). Ori D. Fox és kutatótársai az SN 2013ge nevű, 2013-ban robbant letépett köpenyű szupernóva esetében tanulmányozták, volt-e a fantasztikus véget érő csillagnak társa?
Egy szupernóvát túlélő csillag?
Az SN 2013ge szupernóva 2013 novemberében villant fel az égen az NGC 3287 jelű galaxisban, az Oroszlán csillagképben. Összetételének vizsgálatakor nem találták sem hidrogén, sem hélium nyomát. A kutatók több éven keresztül vizsgálták a felrobbant csillagot és környezetét a Hubble-űrtávcsővel. A kapott képsorozaton feltűnt, hogy a folyamatosan halványodó szupernóva mellett állandó jelleggel szerepel egy másik fényforrás is, amelyet kreatívan „B Forrásnak” nevezetek el. Lehetséges-e, hogy ez a konstans fényforrás egy csillag, amely a szupernóvaként felrobbanó társával kettőscsillag-rendszert alkot?
Egyáltalán nem biztos, hogy ez így van, mivel két, alapjaiban más lehetőség is felmerül. Egyrészt előfordulhat, hogy a műszerekbe jutó extra fotonmennyiséget csak a szupernóva-robbanás során a csillagról ledobott forró anyag hűvösebb gázokkal való találkozása okozza. Ebben az esetben ugyanis a csillagközi gáz felmelegszik és felfényesedik. Ezt az eshetőséget akkor tudnánk kizárni, ha a további mérések egyre csökkenő intenzitást mutatnának – a gáz ugyanis hűl, így a B Forrás fényességének csökkennie kellene. Egyelőre a mérések azonban állandó fényességűnek mutatják a forrást. A másik lehetőség, hogy az észlelt fényforrás nem is egy csillag, hanem egy csillaghalmaz összemosódó fénye. Ennek eshetősége azonban minimális, mivel egy, az SN 2013ge távolságában található, ilyen fényes halmaz felbontható kell, hogy legyen mai műszereinkkel.
Amennyiben az extra fény valóban egy csillagtól származik, a Hubble fotometriai műszereivel vizsgálva az az érdekesség mutatkozott, hogy fénye vörösebb annál, mint ami korából következne. Ennek oka valószínűleg a korábbi anyagátadásban keresendő: a ráhulló hidrogén és hélium felpuffasztotta és lehűtötte a társcsillagot, így színe kicsit vörösebbé vált.
Ha a B Forrás valóban egy társcsillag, ez lenne az első, szupernóva-robbanást túlélő kettős rendszer, amelyet sikerült közvetlenül is megfigyelnünk! Az elmélet szerint majd’ minden letépett köpenyű szupernóvának szükségszerűen van kísérője, így a hasonló felfedezések száma várhatóan gyarapodni fog az elkövetkező időkben. Azzal, hogy ilyen eseményeket sikeresen megfigyelünk és vizsgálunk, egyre pontosabban megérthetjük a kettőscsillagok fejlődéstörténetét.
A borítóképen: kettőscsillagban történő anyagátadás művészi ábrázolása. Forrás: NASA/JPL-Caltech, https://images.nasa.gov/details-PIA22352
Források:
https://astrobites.org/2022/05/26/could-companion-stars-cause-stripped-envelope-supernovae/
https://arxiv.org/abs/2203.01357
Szerző: Fröhlich Viktória, Kutatóasszisztens, amatőrcsillagász
Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont, Konkoly-Thege Miklós Csillagászati Intézet