Supernovat

Tunnetuista tähtitaivaan ilmiöistä - ja samalla kaikista luonnonilmiöistä - mahtavin lienee tähden räjähtäminen supernovana. Kun raskas tähti on polttanut energiavaransa loppuun, se luhistuu oman painonsa alla, minkä seurauksena vapautuu valtavat määrät energiaa. Supernovaräjähdyksessä tähdessä syntyneet alkuaineet leviävät ympäröivään avaruuteen.

Tähden luhistumisen aikana syntyy paljon neutriinoja, jotka kuljettavat lähes kaiken vapautuneen energian ulos tähdestä muutaman sekunnin aikana. Supernova on ainoa tunnettu luonnonilmiö, jossa heikoilla vuorovaikutuksilla on välittömiä makroskooppisia vaikutuksia.

Kuvankäsittelyllä aikaansaatu kuva, miltä Lyyran tähdistön päätähti Vega voisi näyttää elokuisella taivaalla, jos se räjähtäisi supernovana.

Kaikkein raskaimmissa tähdissä kehittyy raskaampia ja raskaampia alkuaineita aina rautaan saakka. Lopulta rautaytimet tähden keskustassa hajoavat heliumytimiksi ja tähden keskus luhistuu neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi muun osan tähdestä räjähtäessä rajusti ulospäin. Räjähdyksessä syntyy myös rautaa raskaampia alkuaineita.

Suurimassaisen tähden luoma painovoima tiivistää tähden ydintä niin paljon, että lämpötilat ytimessä nousevat hyvin korkeiksi. Korkea kuumuus mahdollistaa ydinreaktioiden jatkumisen eteenpäin. Koska vetyä ei ytimessä enää ole, polttoaineena ovat raskaammat alkuaineet helium, sitten hiili, sen jälkeen happi. Usein hiilen ja hapen fuusioreaktiot alkavat räjähdysmäisellä voimalla, tapahtuu ns. hiili- tai happileimahdus. Vain suurimassaisimmat tähdet kestävät sen, pienemmät räjähtävät supernovana ja hajoavat avaruuteen.

Jos tähti on tarpeeksi massiivinen (yli 15 Auringon massaa), ja selviää hiilen ja hapen fuusioreaktioista, ydinreaktiot ytimessä jatkuvat edelleen raskaammilla alkuaineilla, synnyttäen uusia, yhä raskaampia alkuaineita aina rautaan saakka.

Tämän jälkeen tähdellä ei ole enää polttoainetta; tähden energiantuotto loppuu, ja paine ytimessä alenee. Tähti luhistuu sisäänpäin, jolloin lämpötila tähden eri kerroksissa nousee äkillisesti niin korkeaksi, että siellä voivat ydinreaktiot alkaa uudestaan. Ydinreaktiot alkavat niin voimallisesti, että tapahtuu suuri ydinräjähdys. Siinä tähden kuoriosa räjähtää joka suuntaan, myös sisälle päin. Osa räjähdyksessä vapautuvasta energiasta kanavoituu valoksi; tämä nähdään supernovana. Supernovaräjähdys vastaa yli tuhannen Auringon kirkkautta! Koska supernovaräjähdys on niin kirkas, se voidaan nähdä satojen miljoonien valovuosien päästä.

Supernovien kirkkaus tähtitaivaalla voi kasvaa muutamassa päivässä yli 20 magnitudia eli noin sata miljoonaa kertaa aikaisempaa kirkkaammiksi, ja supernovan etäisyydestä riippuen se voi näkyä jopa keskellä päivää. Maksimin jälkeen seuraa hidas himmeneminen.

Tiedemiehet ovat esittäneet teorian, jonka mukaan maapallolla oleva kulta ja platina olisi saattanut syntyä kahden neutronitähden törmätessä ja niiden luhistuessa mustaksi aukoksi.

Supernovien luokitus

Supernovat jaetaan spektrin ja valokäyrän perusteella kahteen pääluokkaan, tyypin I supernoviin ja tyypin II supernoviin. Tyypin I supernovat jaetaan vielä kolmeen alaluokkaan (Ia, Ib, Ic) ja tyypin II supernovat kahteen alaluokkaan (II-P ja II-L).

Yleisesti maksimissaan tyypin I supernovan spektrissä vedyn viivat ovat heikkoja tai ne puuttuvat kokonaan ja ne himmenevät tasaisesti (eksponentiaalisesti).

Tyypin II supernovien spektrissä vahvat vedyn viivat esiintyvät maksimissa ja valokäyrä himmenee epäsäännöllisemmin, eikä supernova ole maksimissa myöskään yhtä kirkas kuin tyypin I supernova. Valokäyrien ero kertoo eroista supernovan aiheuttajissa.

Tyypin I supernovat

Tyypin I supernovat ovat vanhoja, pienimassaisia tähtiä. Niiden massa on suunnilleen Auringon massan luokkaa, ja normaalisti tällainen tähti päättää kehityksensä valkeana kääpiönä.

Tyypin Ia supernovia esiintyy kaikissa galaksityypeissä, joskin määrän on todettu olevan pienempi ellipsigalakseissa kuin spiraaligalakseissa. Kantatähtenä on yleensä vanha ja pienimassainen, kaksoistähtijärjestelmään kuuluva tähti. Seuralaistähdestä virtaa ainetta valkoiseen kääpiöön, mistä seuraa toistuvia novapurkauksia.

Kääpiötähden pinnalle virtaavasta aineesta osa sinkoutuu avaruuteen, mutta osa ehtii muuttua heliumiksi tai hiileksi ja hapeksi, ja aikaa myöden valkean kääpiön massa kasvaa. Ennen pitkää satojen tai tuhansien novapurkausten jälkeen valkean kääpiön massa saattaa ylittää ns. Chandrasekharin rajan (n. 1.44 Auringon massaa) ja tähti räjähtää supernovana.

Tähden ulkokuori laajeenee avaruuteen nopeudella 10000 - 15000 km/s. Räjähdyksen seurauksena supernova kirkastuu maksimissaan 10 miljardia kertaa Aurinkoamme kirkkaammaksi. Tyypin Ia absoluuttinen magnitudi on noin -19.5. Tyypin Ia supernovaräjähdyksen seurauksena ei synny neutronitähteä. Tyypin Ia supernovat tuottavat noin 0.7 Auringon massan verran rautaa emogalaksiin.

Tyypin Ia supernovia käytetään mittatikkuna mitattaessa etäisyyttä muihin galakseihin, etäisyys voidaan mitata supernovan spektrin silikoni-viivoista 15 %:n tarkkuudella (mittaus on suoritettava 5 päivän aikana maksimikirkkaudesta).

Tyypin Ib supernovia on löydetty ainoastaan spiraaligalakseista. Eniten niitä on löydetty kierrehaaroista ja niiden H II-alueilta. H II-alueella esiintyy happirikas supernovajäännös. Tyypin Ib supernova on suhteellisen harvinainen. Tyyppiä Ib/c esiintyy enemmän emoglaksin ydinalueella kuin tyypin II supernovia.

Kantatähtenä tyypin Ib supernovalla on yleensä lyhytikäinen, massiivinen O-luokan tähti, jonka massa on vähintään 18 Auringon massaa, toisena mahdollisena kantatähtenä pidetään Wolf-Rayet -tähteä, jonka massa on vähintään 30 Auringon massaa. Supernovan spektrissä ei ole vetyä ja alkuvaiheen spektrissä esiintyvät vahvat He I-viivat.

Tyypin Ib supernovan kirkkaus on suhteessa emogalaksin kirkkauteen ja se on suunnilleen 1.5 magnitudia heikompi kuin tyypin Ia magnitudi, absoluuttisen magnitudin ollessa noin -18.0.

Tyyppi Ib tuottaa emogalaksiin noin 0.3 Auringon massan verran rautaa, räjähdyksen seurauksena syntyy neutronitähti tai musta aukko riippuen tähden sisäosan massasta.

Tyypin Ic supernovat ovat suhteellisen harvinaisia. Tyypin Ic supernovat ovat hyvin pitkälti samanlaisia kuin tyypin Ib supernovat, mutta tyypin Ic alkuvaiheen spektrissä esiintyvät heikot He I-viivat.

Tyypin II supernovat

Tyypin II supernovat jaetaan valokäyrän muodon mukaan kahteen alaryhmään: II-P (plateau) ja II-L (linear). Tyypin II supernovia esiintyy ainoastaan Sb- ja Sc-tyypin galakseissa, mutta ei E-tyypin galakseissa. Tyypin II supernovia esiintyy galaksien kierrehaaroissa enemmän kuin tyypin Ia supernovia, ja erityisesti niitä on löydetty galaksien H II-alueilta ja niiden OB-assosiaatioista.

Tyypin II supernovien kantatähdet ovat lyhytikäisiä, suurimassaisia B-tyypin tähtiä, joiden massa on 8-18 Auringon massaa. Tyypin II-P:n kantatähdellä on arveltu olevan paksu vetykuori. Tyypin II supernovat tuottavat emogalaksiin happea, erityisesti H II -alueilla esiintyy happirikkaita supernovajäännöksiä.

Tyypin II supernovien maksimikirkkaus on suhteessa emogalaksin absoluuttiseen magnitudiin, supernovan absoluuttisen magnitudin ollessa noin -17.8.

Nikkelin isotooppi nikkeli-56 on tärkeä supernovan kirkkauteen vaikuttava aine, joka hajoaa koboltti-56:ksi puoliintumisajan ollessa 7 vuorokautta, koboltti-56 hajoaa rauta-56:ksi puoliintumisajan ollessa 111 vuorokautta (se on tärkein aine ensimmäisinä kuukausina).

Tyypin II supernovaräjähdyksen seurauksena syntyy neutronitähti tai musta aukko riippuen sisäosan massasta. Jos sisäosan massa on ns. Oppenheimer-Volkov-massaa (noin 1.5 - 2 Auringon massaa) pienempi, syntyy tasapainossa oleva neutronitähti. Tätä rajaa suurempi massainen tähden ydin luhistuu mustaksi aukoksi.

Linnunradasta on löydetty kaksi ns. magneettista neutronitähteä eli magnetaria, joiden massa on noin 1.4 Auringon massaa, pintalämpötila noin 10 miljoonaa astetta ja magneettinen vetovoima tähden pinnalla 150 miljoonaa kertaa Maan vetovoima.

Supernova 1987A

SN1987A:n jäännökset Hubble Avaruusteleskoopin kuvaamana. Erikoinen rakenne johtuu shokkiaallon etenemisestä tähtienvälisessä aineessa.

Helmikuun 23. 1987 havaittiin lähellä Linnunrataa sijaitsevassa Suuressa Magellanin pilvessä supernova, jolle annettiin nimeksi SN1987A.

Samanaikaisesti havaittiin useissa maassa sijaitsevissa tutkimuslaitoksissa neutriinopulssi, jonka uskotaan syntyneen juuri tuossa supernovassa. Tämä oli ensimmäinen kerta ihmiskunnan historiassa, kun tutkijat havaitsivat aurinkokunnan ulkopuolelta tulevia neutriinoja.

Vaikka havaittujen neutriinojen määrä oli vähäinen, niin ne antoivat äärimmäisen arvokasta tietoa supernovan kehityksestä. Erityisesti ne antavat mahdollisuuden testata useita ei-standardeja teorioita vertaamalla teorian ennustamaa neutriinosäteilyä havaintoihin. Monia näistä malleista ei muuten pystyttäisi mitenkään kokeellisesti tutkimaan.

Eräs mielenkiintoinen havainto SN1987A:sta oli, että räjähtänyt tähti oli sininen eikä punainen, kuten yleensä. Tämä sattaa johtua siitä, että raskaiden alkuaineiden osuus Suuren Magellanin pilven tähdissä on pienempi kuin Linnunradan tähdissä.

SN1987A tuotti happea 1.6 Auringon massan verran, mutta rautaa pelkästään 0.07 Auringon massan verran. Maksimissaan supernova 1987A:n kirkkaus oli 200 miljoonaa kertaa Auringon kirkkaus.

Koska räjähtää seuraava Linnunradan supernova?

Linnunradassa on havaittu ainakin kuuden supernovan räjähdys. Tunnetuimpia lienevät vuonna 1054 Kiinassa tehty havainto 'vierastähdestä' Härän tähtikuviossa, jonka jäännös tunnetaan nykyisin Rapu- eli Äyriäissumuna (eli Messierin luettelossa M1), Tyko Brahen supernova 1572 ja Keplerin supernova 1604.

Muista Sb - Sc -tyypin spiraaligalakseista tehtyjen havaintojen perusteella on arvioitu, että Linnunradassa pitäisi esiintyä supernovia 1-10 kertaa sadassa vuodessa. Suurin osa näistä jää kuitenkin tähtienvälisten pilvien peittoon.

Viimeisin tunnettu Linnunradan supernova räjähti reilut 300 vuotta sitten Kassiopejan tähdistössä. Jäänne tunnetaan nykyisin Cassiopeja A:na, johon on etäisyyttä 9000 valovuotta. Cas A:ta tutkimalla tähtitieteilijät ovat löytäneet ainakin pari ehdokasta, jotka voivat räjähtää lähitulevaisuudessa (mikä voi tarkoittaa huomenna tai 10 000 vuoden kuluttua). Ehdokkaat ovat Orionin päätähti Betelgeuze, joka on punainen jättiläinen sekä Eta Carinae Kölin tähdistössä, joka on Linnunradan raskain ja kirkkain tunnettu tähti.

Cas A:sta tehtyjen havaintojen mukaan räjähdystä edeltävässä tähdessä oli suunnilleen kymmenen kertaa enemmän typpeä kuin yleensä on aurinkokunnan kappaleissa. Tähti luultavasti tuotti energiaa polttamalla hiiltä typeksi ja hapeksi, mikä on varsin tyypillistä tähdille, joiden ytimestä on vety loppunut. Tätä typpirikasta kaasua tähti puhalsi ympäröivään avaruuteen voimakkaana tähtituulena.

Tämä sopii hyvin myös Betelgeuzeen, joka on 15 - 30 kertaa Aurinkoa raskaampi, kirkas punainen jättiläistähti. Sillä on valtava pallomainen kaasu- ja pölykehä, jossa on kymmenkertaisesti tavallista runsaammin typpeä. Betelgeuze menettää myös nopeasti massaansa voimakkaan tähtituulen vuoksi (massan menetys on jopa nopeampaa kuin Cas A:lla).

Toinen supernovaehdokas Eta Carinae on massaltaan noin satakertainen Aurinkoon verrattuna ja siksipä sen elinikä on vain muutamia miljoonia vuosia. Räjähtäessään se voi loistaa kirkkaammin kuin kaikki Linnunradan miljardit tähdet yhteensä. 1800-luvulla Eta Carinae puhalsi osan aineestaan ympäröivään avaruuteen ja säteili muutaman vuoden taivaan toiseksi kirkkaimpana tähtenä. On arvioitu, että kaasupurkaus enteilisi supernovaräjähdystä. Nykyään tähden havaitseminen on vaikeaa, koska kaasu on tiivistynyt kiinteiksi pölyhiukkasiksi.

Aurinko ei voi luhistua supernovaksi, se on siihen aivan liian pieni. Aivan Auringon lähellä ei myöskään ole riittävän suurta tähteä joka voisi räjähtää.

Hypernovat

Galaksista M104 tehdyistä havainnoista on löytynyt kaksi poikkeuksellista supernova-jäännettä, joiden laajenevat kaasukuplat säteilevät röntgensäteilyä kymmenkertaisesti tavanomaista supernovajäännettä enemmän. Laskelmien mukaan räjähdyksessä on vapautunut energiaa jopa sata kertaa tavallista enemmän.

Tiedemiehet kutsuvat näitä räjähdyksiä hypernovaräjähdyksiksi ja jäänteitä hypernovan-jäänteiksi (HNR). Arvellaan, että taivaalla näkyvät gammapurkaukset liittyvät hypernoviin. Kyseessä voisi olla massiivinen tähti, jonka ydin romahtaa mustaksi aukoksi.

Taivaankappaleet