AZ I-ES ÉS A II-ES TÍPUS

Örvendetes dolog, sőt egyenesen bámulatos, hogy tizenöt év alatt közel négyszáz csillagot tudtunk találni egy olyan fajtából, amely egy 1969-ben történt véletlen fölfedezésig teljességgel ismeretlen volt. Más szempontból viszont azt kérdezhetjük: hogyhogy csak ilyen keveset?

Tegyük fel, hogy a szupernóvák maradványai szükségképpen neutroncsillagok, és hogy Tejútrendszerünkben ötvenévenként robban föl egy-egy szupernóva! Ha továbbá azt is föltételezzük, hogy Galaktikánk tizennégy milliárd éves, és hogy a szupernóva-robbanás gyakorisága ezalatt nem változott, akkor összesen 280 millió ilyen robbanásnak kellett bekövetkeznie. Nem arra kellene ezek szerint számítanunk, hogy ugyanennyi neutroncsillagot fogunk találni, tehát a Galaktika minden 900 csillaga közül egyet? Miért van akkor mindössze négyszáz?

De gondoljunk csak bele: teljesen mindegy, hány milliárd éves a Tejútrendszer, ha a neutroncsillagok nagyjából négymillió évig maradnak csak észlelhetők. Ebben az esetben a létező neutroncsillagok óriási többsége túl öreg ahhoz, hogy észrevegyük őket, s egyedül az utóbbi négymillió évben keletkezettek bírnak olyan erős lüktető sugárzást kibocsátani, amelyet műszereink észlelni képesek.

Ha az utóbbi négymillió évre szorítkozunk, akkor mindössze 80 000 szupernóvával, következésképp legföljebb 80 000, elvileg észlelhető neutroncsillaggal számolhatunk a Tejútrendszerben.

Persze, ennek a 80 000 szupernóvának is csak egy töredékét láthatjuk a Földről, nagyobb részüket a csillagközi porfelhők rejtik. De csak a fényüket rejthetik el. A rádióhullámok könnyedén áthatolnak a porfelhőkön, így a pulzárok által kibocsátott mikrohullámú sugárzást rádiótávcsöveink még akkor is rögzíthetik, ha az eredeti szupernóva rejtve marad optikai távcsöveink előtt.

De ki állította, hogy a mikrohullám-nyaláb épp mifelénk fog irányulni? Könnyen lehet, hogy forgása során a neutroncsillag a mikrohullámú és egyéb sugárzást egy olyan kör mentén bocsátja ki, amelynek egyetlen pontja sem esik a Föld irányába. Egy ilyen neutroncsillagot, legyen bármilyen erős is a sugárzása, semmilyen mai technikával sem leszünk képesek kimutatni.

Ha a négymillió évnél fiatalabb neutroncsillagok közül azokat vesszük, amelyek történetesen mifelénk sugároznak, akkor ezek száma 1000 alatt marad (jóllehet az optimistább csillagászok sokkal többnek becsülik ezt az értéket).

Azt is figyelembe kell vennünk, hogy nem minden szupernóva eredményez szükségképpen neutroncsillagot, emiatt az észlelhető neutroncsillagok száma még kisebb lesz. Sőt, úgy tűnik (bár lehet, hogy ez indokolatlan pesszimizmus): máris közel járunk ahhoz a határhoz, amennyi neutroncsillagot egyáltalán fölfedezhetünk.

Galaktikánk szupernóváinak kutatása során, amit az 1930-as években Zwicky indított el, a csillagászok megtanultak fénygörbéjük és más tulajdonságaik alapján különbséget tenni közöttük. Ma általánosan elfogadott, hogy kétfajta szupernóva van, s ezeket I-es és II-es típusúaknak szokták nevezni.

Az I-es típusúak fényesebbek, abszolút fényrendjük eléri a -18,6 magnitúdót, a Nap fényerejének 2,5 milliárdszorosát. Ha egy ilyen szupernóva az Alfa Centauri távolságában lenne, akkor fényességének csúcsértéke a Nap fényességének egyhetede volna. A II-es típusú szupernóvák valamivel halványabbak, körülbelül egymilliárdszor fényesebben világítanak a Napnál.

Egy további különbség abban áll, hogy az I-es típusú szupernóvák fényessége a csúcsponton túljutva nagyon szabályosan csökken, míg a II-es típusúaknál ez sokkal szabálytalanabb.

A harmadik eltérést akkor találjuk meg, ha a fény színképét vizsgáljuk. Az I-es típusú szupernóvákból szinte teljesen hiányzik a hidrogén, a II-es típusúak viszont hidrogénben gazdagok.

A negyedik különbség az elhelyezkedésben mutatkozik. A II-es típusú szupernóvák majd mindig spirális galaxisokban, közelebbről ezek karjaiban találhatók. Az I-es típusúak viszont a karoknál jobban kedvelik a spirálgalaxisok magját, valamint az elliptikus galaxisokat.

Az elhelyezkedésbeli különbség valami fontosról árulkodik. Az elliptikus galaxisokban többnyire nincs por. Csillagaik általában viszonylag kicsik, legföljebb alig valamivel nagyobbak a Napnál, és egyidősek vagy legalábbis majdnem egyidősek a Galaktikával. Ugyanez érvényes a spirálgalaxisok magjára is.

A spirálkarok viszont tele vannak porral, és (mint később látni fogjuk) sok fiatal és nagytömegű csillagnak nyújtanak otthont.

I-es típusú szupernóvához tehát olyan csillag kell, amelynek a tömege körülbelül egyenlő a Napéval vagy annál kicsit nagyobb. A II-es típusú szupernóva létrejötte viszont olyan csillagot föltételez, amelynek a tömege lényegesen nagyobb, mint a Napé - legalább háromszor, bizonyos esetekben talán még többször akkora.

Minél nagyobb a csillag tömege, annál ritkábban fordul elő. Az I-es típusú szupernóvához szükséges viszonylag kis csillagok legalább tízszer olyan gyakoriak, mint a II-es típusúnak megfelelő nagy tömegűek. Ebből az következnék, hogy az I-es típus legalább tízszer olyan gyakori, mint a II-es.

Csakhogy nem ez a helyzet: mindkettőjüknek egyforma a gyakorisága. Ebből arra következtethetünk, hogy nem minden kis csillag végzi I-es típusú szupernóvaként, hanem csak egy csekély kisebbségüknek lesz valóban ez a sorsa. Ahhoz, hogy valami I-es típusú szupernóvává váljon, sokkal szigorúbb föltételeknek kell eleget tennie, mint gondolnánk. Nem elég, ha a csillag hozzávetőleg Napméretű, ráadásul még különleges fajtájúnak is kell lennie.

Ez viszont már átvezet a két szupernóva-típus közötti kémiai különbségekhez. Az I-es típusú szupernóvákban nem találunk hidrogént, ezek tehát fejlődésük vége felé járnak. Ha egy csillagban nincs hidrogén, viszont szénben, oxigénben és neonban gazdag, akkor biztosak lehetünk benne, hogy ez egy fehér törpe. Oda lyukadunk ki tehát, hogy az I-es típusú szupernóvák nem lehetnek mások, mint robbanó fehér törpék.

Egy magára hagyott fehér törpe egészen stabilis, nem robban föl. Csakhogy a fehér törpék, mint már tudjuk, nem mindig vannak magukra hagyatva. Némelyik közülük egy szoros kettőscsillag-rendszer tagja. Ha egy fehér törpe társcsillaga önnön fejlődése során vörös óriássá puffad fel, anyaga egy akkréciós korongba áramlik át, amely időről időre tömeget ad át a fehér törpének.

Korábban láttuk, hogy ez a fehér törpének periodikusan átadott anyag addig melegszik és sűrűsödik, míg egyszer csak beindul a fúzió. Az akkréciós korong maradékát óriási robbanás veti szét, a fehér törpe fényessége egy időre megsokszorozódik, és ez az, ami a Földről nóvának látszik. Ez azután hosszabb-rövidebb időközönként megismétlődik.

Valahányszor nóvává alakul, a fehér törpe magánál tartja az akkréciós korong tömegének egy részét, így az össztömege fokozatosan megnövekszik.

De mi a helyzet akkor, ha a fehér törpe nagyon nagy tömegű, mondjuk 1,3-szer akkora, mint a Nap? Vagy mi történik, ha a társcsillagnak van szokatlanul nagy tömege, és rendkívüli méretű vörös óriássá tágul, úgyhogy anyaga sokkal gyorsabban áramlik át a fehér törpe vonzáskörébe? Vagy ha egyenesen mindkettő fennáll?

Ilyenkor a fehér törpe akkora tömeget nyerhet, méghozzá elég gyorsan, amely átlendíti az 1,44 naptömegnek megfelelő Chandrasekhar-határon. Amint ez bekövetkezik, a fehér törpe nem tudja tovább fönntartani önmagát, hanem összeroppan, Rohamosan sűrűsödik, és hatalmas erővel vágja egymáshoz a szén- és oxigén-atommagokat. Az egész azonnal fuzionálni kezd, olyan nagy mennyiségben és annyira gyorsan termelve energiát, hogy az eredmény egy gigantikus robbanás lesz. Ez pár hét leforgása alatt annyi energiát sugároz ki, mint a Nap egész, sokmilliárd éves élete során. Röviden, a fehér törpe összeroppanása és anyagának fúziója nem egyszerűen nóvát, hanem I-es típusú szupernóvát eredményez.

Az effajta robbanás valósággal szétveti a csillagot. Nem valamiféle összeroppant csillag (fehér törpe vagy neutroncsillag) marad tehát utána, hanem mindössze egy örvénylő, táguló por- és gázfelhő. Tycho Brahe 1572. évi és Kepler 1604. évi nóvája minden valószínűség szerint I-es típusú szupernóva volt, s egyiknek a helyén sem találtak neutroncsillagot, csupán ködfoltokat.

A II-es típus is a csillagfejlődés vége felé helyezkedik el, de nem annyira a legvégén, mint az I-es típus. A II-es típusú robbanás olyan csillagokban lép föl, amelyek elérték a vörös óriás állapotot. Ez viszont nagy tömegű csillagokkal szokott megesni, olyanokkal, amelyek a Napnál legalább háromszor-négyszer nagyobb tömegűek, s minél nagyobb tömegű a csillag, annál nagyobb méretű lesz a vörös óriás.

Egy igazán nagy vörös óriás különböző rétegekből áll, akár a hagyma. A legkülső rétege még hidrogén és hélium, az a keverék, amelyből a szokásos fősorozatbeli csillagok fölépülnek. Ez alatt egy nehezebb atommagokat (szenet, nitrogént, oxigént és neont) tartalmazó héj van. Ezt követi a harmadik, amely nátriumban, alumíniumban és magnéziumban gazdag. Az ez alatti, negyedik héjban sok a kén, a klór, az argon és a kálium. Az ötödik, középponti héj főleg vas-, kobalt- és nikkel-atommagokból áll.

A legkülsőt leszámítva, valamennyi héj a kívülebb levőkben még meglévő kisebb atommagok fúziójának termékeiből áll. Ha a csillag kialakított egy vasból, kobaltból és nikkelből álló központi magot, akkor a folyamat már nem tud továbbmenni. Ezeknek az atomoknak bármilyen további átalakulása (akár összetettebb atomokká való egyesülésük, akár kisebb atommagokra hasadásuk) nem energiafölszabadulással, hanem energiaelnyeléssel járna.

A vasmag növekedtével a csillag elér egy olyan állapotba, ahol már nem képes elegendő energiát termelni ahhoz, hogy kiterjedését megőrizze. A belső rétegek katasztrofálisan összehúzódnak, és az így fölszabaduló gravitációs energia szétrobbantja a külső rétegeket, ráadásul a fúziót is beindítja bennük, ami aztán még több energiát szabadít föl. Ez a robbanás az, ami II-es típusú szupernóvaként mutatkozik meg, és aminek az energiája még olyan atommag-reakciókat is képes kiváltani, amelyek energiát nyelnek el.

Az ilyen szupernóvák összeroppant magja valószínűleg neutroncsillag lesz, még ha a tömege (a csillag fölrobbant külső rétegeit levonva) nem is lenne túl nagy ahhoz, hogy fehér törpe keletkezzék belőle. Az összeroppanás olyannyira katasztrofális, hogy a csillag magja - hogy úgy mondjam - megállás nélkül robog át a fehértörpe-állomáson.