2008.06.06. - Egy törpenóva átmeneti gázkilövellése

A kilövellések az anyagbeáramlással jellemezhető objektumok sok típusánál előfordulnak, a fekete lyukaktól az éppen keletkező csillagokig. A törpenóvák esetében azonban most először sikerült ilyen gázsugarakat kimutatni.

A gázkilövellések, az ún. jet-ek a csillagászati objektumok széles skáláját jellemzik a több milliószoros naptömegű központi fekete lyukaktól az éppen születőben lévő csillagokig. Ezek közös tulajdonsága az anyagbeáramlás, ami egy korong (akkréciós diszk) közvetítésével megy végbe. A beáramló anyag bizonyos esetekben az objektum körüli térrészből származik, más esetekben egy közeli kísérőcsillag szolgáltatja. A röntgentartományban végzett megfigyelések szerint mindegyik akkretáló objektum esetében szoros kapcsolat van az anyagbeáramlási korong és a síkjára merőlegesen két irányban kilövellő gázsugarak között. Eddig úgy tűnt, hogy egy kivétel azért van, az ún. kataklizmikus változók. A gyenge akkrécióval rendelkező, s gyenge mágneses terű fehér törpét tartalmazó törpenóvák esetében, bár a röntgenkettősökhöz (ezeknél az akkretáló objektum egy fekete lyuk vagy neutroncsillag) hasonló kitöréseket produkálnak, eddig nem sikerült jet nyomára bukkanni, ezért nem is tudták őket az "akkréciós korong - jet" kapcsolaton alapuló majdnem általános modellbe beépíteni. Valószínűleg azonban ezen a téren is előrelépés fog bekövetkezni, ugyanis 2007. április 13-án Elmar Körding (University of Southampton) csoportjának az SS Cygni törpenóva kitörése közben sikerült egy átmeneti kilövellésre utaló szinkrotron emissziót kimutatnia a rádiótartományban.

A törpenóvák standard modellje. A fehér törpe a kísérő csillagától, ami kitölti az ún. Roche-térfogatát, folyamatosan anyagot szív el. Az anyagátadás az impulzusnyomaték megmaradása miatt egy spirálozó korongon keresztül történik. Ahol az átáramló anyag beleütközik a diszk anyagába, jelentősen felmelegszik, egy ún. forró folt keletkezik. A nagy hőmérséklet miatt az ilyen rendszerek erős röntgenforrások. A klasszikus nóvák esetében a hidrogénben gazdag anyag feltorlódásai miatt a korongban időnként termonukleáris robbanások következnek be, ami a Földről kitörésként észlelhető, míg a törpenóváknál az elképzelések szerint a kitörést a korongban bekövetkező instabilitások miatt a fehér törpére hirtelen ráhulló anyag gravitációs potenciális energiájának felszabadulása okozza.
[http://astronomy.sussex.ac.uk/~alexd nyomán]

Körding és csapata szeretett volna egy törpenóvát kitörése közben a rádiótartományban is megfigyelni, ezért felkérte az AAVSO-t (American Assiciation of Variable Star Observers) tíz kiválasztott objektum monitorozására. 2007. április 13-án kapták a szervezettől a riasztást, hogy a törpenóvák egyik prototípusának számító SS Cygni a V sávban 11,3 magnitúdóra fényesedett, ami a kitörés kezdetének jele. Körülbelül 10 órával az első optikai észlelés után a kutatócsoport a VLA (Very Large Array) rádiótávcső-rendszerrel 8,6 GHz-es frekvencián elkezdte észlelni a forrást. A hosszú kitörés alatt a tipikusan két órán keresztül tartó észlelést többször megismételték. A kitörés kezdetekor egy gyors, 1,1 mJy értékig tartó felfutást tapasztaltak a rádiófluxusban, ami azonban gyorsan visszacsökkent 0,3 mJy közelébe. Ezután a rádiófler után a fluxus tovább csökkent, de lassabban, mint a forrás optikai fényessége.

Az SS Cyg rádiótartománybeli és optikai fénygörbéje. Az első szignifikáns detektálás szintje 0,09 mJy volt, ezt még hét másik követte. A forrás 1,3 nap alatt 1,1 mJy-re fényesedett, majd ezt követően 2 nap alatt újra a 0,29 mJy-s szintre halványodott. Innentől egészen a detektálhatóság határáig (0,08 mJy) a rádiótartományban a halványodás lassúbb volt, mint az optikai tartományban.
[Körding és tsai]

Az SS Cygni-t 13 órával a rádiófler detektálása után 1,66 GHz-en a MERLIN (Multi-Element Radio-Linked Interferometer Network) rendszerrel is észlelték mint egy 0,79 ± 0,10 mJy fényességű pontforrást. A MERLIN szögfelbontása jobb, mint VLA hasonló paramétere, ezért a rádióemisszió forrásának mérete biztosan kisebb volt, mint 0,2 ívmásodperc. A forrás mért pozíciói mindkét távcsőrendszer esetében jó egyezést mutatnak egymással és az SS Cygni optikai helyzetével is. A forrás helyének elmozdulása nem volt kimutatható.

A kutatók a rádiósugárzás termális eredetét kizárták, ugyanis a MERLIN-mérésekből a forrásra körülbelül 11000 kelvines fényességi hőmérsékletet származtattak, ez pedig egy optikailag vastag kibocsátó forrás esetében a VLA-méréseknél 20 mJy-nél is nagyobb fluxust jelentett volna. A mért rádióspektrumot optikailag vékony közegben bekövetkező szabad-szabad átmenetek is létrehozhatták volna, de mivel a rádiótartománybeli intenzitáslefutás nem követte közvetlenül a bolometrikus luminozitás változását, kevéssé valószínű, hogy az emittáló gáz csak elnyelte a kitörés közben kibocsátott energiát, majd a rádiótartományban kisugározta azt. Az sem valószínű, hogy a rádióemisszió valamilyen, a fehér törpéhez közeli, s az akkrécióhoz kapcsolódó mágneses folyamat következménye lenne, mert az észlelt fényességi hőmérséklethez a forrás méretének körülbelül 60 ezer kilométernek kellene lenni, ami 10-szeresen meghaladja a fehér törpe méretét.

Az egyetlen lehetséges magyarázat így a szinkrotron emisszió, ami származhat egy táguló burokból vagy kilövellésekből. Mivel a forrás térbeli felbontása nem sikerült, így nehéz bármit is mondani a geometriáról. Egy átmeneti buroktól vagy kilövelléstől származó szinkrotron emisszió fluxusa meredek lefutású a halványodás fázisában, az SS Cygni esetében azonban egy plató is megfigyelhető volt ezalatt. A kilövellésre alapuló modellben azonban a kutatók szerint az észlelt tulajdonságok mégiscsak megmagyarázhatók egy, a kitörés kezdetén kilőtt kompakt jet-tel, amit egy tranziens időszak után egy újabb kompakt kilövellés követett, létrehozva így a megfigyelt platót.

A HST parallaxis-mérései szerint az SS Cygni távolsága 166 pc, így a 8,6 GHz-n mért rádiófluxusra körülbelül 0,44 mJy adódik, ha feltételezzük, hogy az anyagbeáramlási ráta százmilliomod naptömeg/év, illetve, hogy az adott akkréciós ráta mellett egy fehér törpe esetén 500-szor kevesebb energia szabadul fel, mint egy akkretáló neutroncsillagnál. Sajnos a csúcsfényesség magyarázatához az SS Cygni esetében anomálisan kiugró, egy nagyságrenddel nagyobb beáramlási rátára lenne szükség a kitörés során, vagy annak feltételezésére, hogy a távolság valójában a Hubble méréseiből adódónak csak a fele. Ez utóbbi esetben a kitörés kezdetén jóval kisebb akkréciós rátával is előállítható a 0,7 mJy körüli rádiófluxus, ami jó egyezésben van a megfigyelésekkel. Ha mégiscsak a HST-távolság a jó, akkor a feltételezett nagy anyagbeáramlási rátával körülbelül 4 mJy adódik a fluxusra, ami némi jóindulattal még mindig belefér a megfigyelt értékek sorába, bár a szükséges akkréciós ráta a röntgenkettősök esetében adódó legnagyobb értékekkel vetekszik.

Az eredményeket részletező szakcikk a Science magazin 2008. június 6-i számában jelent meg.

Forrás:

• arXiv:0806.1002v1 [astro-ph]