AZ 1987-ES NAGY SZUPERNÓVA TÖRTÉNETE

Készült a Tudomány (Scientific American) című folyóirat 1989. októberi cikke alapján.

1604, Kepler megfigyelése óta nem volt alkalom közeli szupernóva tanulmányozására, 1987-ben azonban a Nagy Magellán-felhőben felrobbant egy csillag. Az esemény csak a déli félgömbről volt megfigyelhető. Mindenki, akinek csak valamiféle csillagászati műszere volt, jó két évig csodálhatta az egyre halványuló égi jelenséget. Repülőgépekről, léggömbökről, hajókról, műholdakról és természetesen felszíni állomásokról követték a fejleményeket. Az így összegyűlt hatalmas mennyiségű ismeretanyag szépen alátámasztotta a csillagfejlődési elméleteket, bár számos újabb kérdést is felvetett a szupernóvákkal kapcsolatban.

Kepler még csak kezdetleges megfigyeléseket végezhetett, de azóta óriásit fejlődött a tudomány és a technika. Az 1987-es szupernóvát az elektromágneses színkép minden tartományában vizsgálták, a legkorszerűbb műszerekkel szinte „darabjaira szedték” és pillanatról pillanatra rögzítették a fejleményeket. Ráadásul a robbanás előtti történésekről is rengeteget megtudtunk. Kézenfekvő tehát, hogy a robbanást, illetve azt megelőzően a csillag belsejében végbement elemátalakulásokat az 1987-es szupernóva alapján tárgyaljuk, a legújabb ismereteket is felhasználva.

Az 1987-es szupernóvát 1987-A-nak nevezték el (A-val jelölik az év első szupernóváját). Érdekes dolog, hogy mivel a szupernóva elődcsillaga a Nagy Magellán-felhőben volt, már körülbelül 160 ezer évvel ezelőtt felrobbant - a Nagy Magellán-felhő távolsága megközelítőleg 160 ezer fényév -, de a fénye csak 1987-ben ért el hozzánk.

A csillag története még sokkal régebben, kb. 11 millió évvel ezelőtt kezdődött, amikor megszületett a Tarantula-köd örvénylő hidrogénfelhőiből. Viszonylag nagyra sikeredett, tömege a Napénak 18-szorosa volt. Egy ilyen tömegű csillag gravitációs ereje rendkívül nagy, így hajlamos az összeroppanásra. Hogy ez ne történjen meg, óriási sugárzási nyomást kellett kifejtenie, ezért őrült ütemben égette nukleáris üzemanyagát, a hidrogént. A csillag magjában lévő hidrogén így kb. 10 millió év alatt héliummá égett el. Ez rendkívül kis idő; gondoljunk csak arra, hogy a Nap mintegy 10 milliárd évig égeti hidrogénkészletét (jelen időszakban kb. felét már elégethette, így haláláig még vagy ötmilliárd éve van hátra). A hidrogén égéséhez 15-20 millió K hőmérséklet szükséges, ugyanekkora hőmérsékleten viszont a hélium még nem gyullad meg. A hélium begyulladásához szükséges hőmérsékleti többlet a csillag magjának gravitációs összehúzódása miatt jött létre, miközben a befelé mozgó anyag mozgási energiája hővé alakult. Amikor a hőmérséklet ily módon elérte a 200 millió Kelvint, a hélium atommagok már képesek voltak az egyesülésre: a csillag magja újra begyulladt. A hélium égése roppant energiákat szabadított fel, így a sugárzási nyomás is óriásira növekedett. Ez a folyamat a csillag külső burkait hatalmasra tágította ki: a csillagból vörös szuperóriás lett.

A hélium égése nem egészen egymillió évig tartott, melynek során a csillag magjában az égés salakanyagai: a szén és az oxigén halmozódtak fel. A csillag magja ekkor tehát szénből és oxigénből állt. A hélium égéséhez szükséges hőmérséklet azonban nem elég ezek begyújtásához, így a hélium teljes elfogyása után az energiatermelő folyamatok a magban leálltak. Természetesen a sugárzási nyomás is lecsökkent, így újra a gravitáció kerekedett felül és még szorosabban húzta össze a magot. Közben a csillag felszíne is lelohadt: a vörös szuperóriás fázisból kisebb állapotba töpörödött. Ne törpecsillagra gondoljunk azonban, hanem egy kék, óriás méretű szörnyetegre. A fontosabb dolgok viszont a magban zajlottak le. Az összehúzódás miatt ismét hőmérsékletemelkedés lépett fel, amely a mag anyagát 740 millió K-re forrósította fel. Ekkor gyulladt be a szén. Égése során Na, Mg és Ne keletkezett, miközben a sugárzási nyomás újra megállította a mag összeroppanását. A szén égése kb. 12 ezer évig tartott. Amikor elfogyott, újabb összehúzódás következett be, így megint csak emelkedett a hőmérséklet. 1,6 milliárd fokon a neon, majd 2,1 milliárd fokon az oxigén égése került sorra. Ezek a folyamatok már csak néhány évig zajlottak. A mag nagy része ezután szilíciumból és kénből állt. Rövid időre megint a gravitáció kerekedett felül, majd a szilícium és a kén is elégett. A szilícium és a kén tomboló égése a csillag magját vassá, nikkellé, krómmá, vanádiummá, kobalttá és mangánná alakította át. A csillag magja ekkor már mindössze Mars méretű volt.

A vasmag kialakulásától kezdve azonban az összehúzódás - felmelegedés - újabb, nehezebb elemek begyulladása logika már nem folytatható tovább. Akármennyire is igyekszünk, nem tudunk belőle több energiát nyerni, nem hajlandó elégni. A csillag belső tüze végleg kialudt és már semmi nem állhatta útját a mag teljes, végső összeroppanásának. A sugárzás és a tömegvonzás 11 évmilliós párviadalát az utóbbi nyerte.

Innét kezdve felgyorsultak az események. Az elméleti számítások szerint a vasmag belső része a másodperc századrésze alatt egy kb. 100 km átmérőjű neutroncsillaggá omlott össze és megszilárdult. A vasmag külső részének összeomlása kissé lemaradva követte a belső részét, így rácsapódott annak felszínére (kb. 1/4 fénysebességgel), majd visszavágódott róla. Ez az esemény hatalmas lökéshullámot gerjesztett, amely szétvetette a csillag anyagát. A csillag szétrobbant. (A teljességhez hozzátartozik, hogy az 1987-A esetében ez a lökéshullám az első lépésben elakadt, sőt ellentétes irányú, anyagbefogó hullámmá alakult át. Ha ez a kedvezőtlen állapot fennmarad, akkor a csillag összes anyaga nem kifelé, hanem a neutroncsillag irányába áramlik, fekete lyukat hozva létre. „Szerencsénkre” azonban a neutroncsillag keletkezésekor születő könnyű részecskék, az ún. neutrínók gyors kifelé áramlása újból életre keltette a lökéshullámot.)

Az 1987-A megfigyelése a XX. század végi csillagászat egyik legizgalmasabb és legsikeresebb fejezete volt. Pontosabb képet alkothattunk egy nagy tömegű csillag életéről és haláláról. A csillag magjában egyre nehezebb és nehezebb elemek keletkeztek. Eközben a csillag burkában belülről kifelé haladva ugyanezek a folyamatok zajlottak le, csak egy-egy lépés eltolódással. A csillag így „hagymahéjas” szerkezetet mutatott: kívülről befelé egyre nehezebb elemek születése játszódott le, időben egymással párhuzamosan. A csillag anyaga így feldúsult a periódusos rendszer nehéz elemeiben, amelyek aztán a robbanás során kiszóródtak a térbe. A robbanás miatt újabb elemek is keletkeztek, amelyek nagy része radioaktív volt. (A későbbiekben ezek bomlása biztosította a szupernóva sugárzását.)

A végeredmény tehát új elemek születése és kialakulása a csillagközi térben. Egyszer talán ismét csillag születik a Tarantula-köd e területén. Lehet, hogy bolygók is kialakulnak körülötte, s lehet, hogy egyiken megjelenik majd az élet. Nem tudjuk, milyenek lesznek. De ha hozzánk hasonlóak, akkor a csontjaikban lévő kalciumot, a vérükben lévő vasat és az oxigént, amit belélegeznek, mind-mind egy ősi szupernóvának köszönhetik. Az 1987-A-nak.