Neutroncsillag egy Tejútrendszeren kívüli szupernóva-maradványban – Csizmadia Szilárd

Az első, Tejútrendszeren kívüli neutroncsillagot a Kis Magellán-felhőben lévő 1E 0102.2-7219 jelű szupernóva-maradványban találták. Röviden a csillagászatban csak E0102-nek is írják. A maradványt létrehozó szupernóva kb. 1000 évvel ezelőtt fényesedhetett fel, és a déli féltekéről az akkor ott élő emberek akár láthatták is szabad szemmel.

E szupernóva-maradvány egy külső, gyűrű alakú, táguló gázhéjból áll, amit a robbanás lökéshulláma hozott létre vagy a csillagközi anyagot összesöpörve, vagy a csillag által korábban lefújt anyagból (vagy mindkettőből), és egy belső gyűrűből, ami szintén tágul, és egyben hűl is. A belső gyűrű valószínűleg a robbanásban kilökött csillaganyagot tartalmazza.

Az E0102 szupernóva-maradvány közepén 2018-ban chilei, ausztrál és amerikai csillagászok egy magányos neutroncsillagot fedeztek fel, ami az első, a Tejútrendszeren kívüli ilyen típusú objektumnak bizonyult.

A felfedezés az 1999 óta működő Chandra röntgenműhold újrafeldolgozott képei segítségével történt. Egy gyűrű alakú szerkezet látszik röntgentartományban a Ne I és az O I vonalain, valamint látható fényben a 8,4 méteres távcsövekből álló Very Large Telescope (VLT) képein is: ez maga a szupernóva-maradvány. Sugarát 0,63 parszekre becsülik (0,11 parszek hibával). A gyűrű tágulási sebessége 90 km/s körül lehet, a hibahatár a mért érték 45%-a. A Chandra adataiban egy pontszerű röntgenforrást vettek észre a szupernóva-maradvány közepén. A röntgenfény energiájának hullámhossz-eloszlása – vagyis a színképe – egyértelműen egy forró, fiatal neutroncsillagra utal. A Chandrával mért tulajdonságai hasonlítanak a Cas A és a Pup A szupernóva-maradványok közepén lévő neutroncsillagok jellemzőire.

Az itt található videó mélyebb bepillantást enged az E0102 szupernóvamaradványba és a benne lévő neutroncsillagba.

A neutroncsillagok keletkezéséről:

A kb. 7-8 naptömegnél nagyobb kezdeti tömegű csillagok II-es típusú szupernóvaként fejezik be pályafutásukat. (Szupernóvarobbanás történhet egy csillag magjának összeomlásával, és egy kettőscsillagbeli fehér törpe instabillá válásával is. Ebben a cikkben szupernóvarobbanás alatt mindig a csillagmag összeomlása által kiváltott, ún. II-es típusú szupernóva-jelenséget kell érteni. – A cikkben említett tömeghatárokat körülbelüli értékként kell kezelni. Ezek kismértékben függnek a csillag fémtartalmától, mágneses terétől és forgásidejétől is.) A kb. 7 – 10 naptömegű kezdeti tömegű csillagok a szupernóva-robbanás során teljesen szétrepülnek, helyükön csak egy táguló gázfelhő marad, ami lassan, pár százezer év alatt eloszlik a csillagközi térben és felismerhetetlenné válik.

A 10-29 naptömegű csillagokban a szupernóvarobbanás a csillag külső rétegeit hasonlóképpen dobja szét egy ilyen maradványfelhővé, de a csillag magját összeroppantja neutroncsillaggá. Az ennél is nagyobb kezdeti tömegű csillagok esetén a létrejött nagyobb tömegű neutroncsillag nagyon kis idő múlva fekete lyukká omlik össze. (Részben a számítások bizonytalansága miatt, részben, mert élőben még nem figyeltünk meg ilyet, részben pedig, mert a csillag kezdeti tömege, fémtartalma, forgásideje, mágneses tere a robbanás előtt nem ismert, a felső tömeghatár néha 20 naptömegre is lecsökkenhet.) A kb. 40 naptömegű csillagok elméleti számítások szerint akár szupernóva-jelenség nélkül, “csendesen” egy fekete lyukká omolhatnak össze, fényjelenség nem kíséri az eseményt. Az elméleti számítások szerint nagyobb fémtartalmú nagytömegű csillagokból inkább létrejöhet neutroncsillag, mint a kevésbé fémesekből. (A kisebb fémtartalmúak csak szétrepülnek a tömeghatár alsó részén.) Mivel a csillagok fémtartalma átlagosan nő, ahogy az Univerzum idősebbé válik, az idő elteltével több neutroncsillag keletkezhet a később kialakult, fémesebb, kellő tömegű csillagokból.

Minél nagyobb tömegű egy csillag, annál kevesebb keletkezik belőle egy-egy galaxisban. Vagyis jóval kevesebb szupernóva hagy hátra fekete lyukat, mint neutroncsillagot.

A szupernóva-maradványokbeli neutroncsillagok megkeresése nehéz feladat. Könnyebbséget jelent, ha a neutroncsillagot pulzárként figyelhetjük meg. A neutroncsillagok öröklik az eredeti csillag mágneses terét. Mágneses erővonalai rendkívüli módon fókuszálódnak, és ezek mentén elektronok hagyják el a neutroncsillag felszínét. Eközben ezek az elektronok energiát veszítenek, ami jellegzetes rádiósugárzásra késztetni a neutroncsillagot, de csak a mágneses pólusai irányában – más irányba nem. Általában a mágneses tengely nem esik egybe a forgástengellyel (a Földön sem, a Neptunuszon sem, és a neutroncsillagokon sem). Ha a mágneses tengely egyik (vagy elképesztően ritkán mindkét) pólusa felénk fordul, akkor egy rövid, jellegzetes rádiójelet foghatunk fel a rádiótávcsöveinkkel.

Neutroncsillagokról röviden:

A neutroncsillagok egyes nagyon pici fekete lyukakat és olyan hipotetikus, eddig nem megfigyelt objektumokat leszámítva, mint fehér lyukak, kvarkcsillagok stb. a Világegyetem legsűrűbb objektumai közé tartoznak. Tömegük kb. 1,4-3,2 naptömeg körüli, átmérőjük viszont csak 10-50 km. Egy 2 naptömegű, 25 km sugarú neutroncsillag például 60 billió gramm/köbcentiméter átlagsűrűségű!

A neutroncsillagot létrehozó folyamat az elektronokat a protonokba préseli, és így neutronokat hoz létre. A neutroncsillagok majdnem kizárólag neutronokból állnak, legfeljebb a legfelső 1-2 cm-es rétegben maradhatnak meg protonok és elektronok külön. Legbelül lehetséges, de nem biztos, hogy kvarkóceán van, ami a magas nyomáson széteső neutronokból keletkezhet.

Kialakulása után a neutroncsillag rendkívül lassan hűl ki. Kezdetben akár 600 000 K is lehet a hőmérséklete, ezért röntgenfényben és ultraibolyában nagyon fényes, de látható fényben halvány.

Némelyik neutroncsillag egy milliszekundum alatt fordul körbe, mások 1-2 másodperc alatt. Elméleti várakozások szerint 4-5 másodpercnél lassabban forgó pulzárt már nem észlelünk, mert túl gyengévé válik a jel. Vannak kettős neutroncsillagok is, amelyek kettőscsillagokból alakulnak ki. A későbbiekben a komponensek lassan egymásba spirálozódnak (gravitációs hullámok formájában távozik el a pályaenergia). A folyamat végén közel fénysebességgel ütköznek, anyaguk pedig gammasugárzásként távozik el. Ezek alkotják az ún. gammakitörések egyik forrását.

Források:

https://www.syfy.com/syfy-wire/the-first-lone-neutron-star-ever-seen-outside-the-milky-way

https://en.wikipedia.org/wiki/E0102

https://arxiv.org/abs/1803.01006

https://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_star

Related posts:

A Titán változékony tavai – Csizmadia Szilárd A természet és az űrtechnika csodái: Jupiter a Junóról – Cs. Sz. Tizenkét új jupiterholdat fedeztek fel Hogyan kell a távcsőbe nézni szemüveggel? Egyes szembetegségek, öregedés, pupillaátmérő, színlátás, sötétadaptáció – Csizmadia Szilárd Tagtársunk az M2 műsorán