Supernova

Wikipedia

Jäänne Keplerin Supernovasta, SN 1604.

Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Massiivinen tähti voi luhistua fuusion loputtua oman painovoimansa johdosta neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi tai kaksoistähdissä valkoinen kääpiö voi kasvattaa massaansa yli Chandrasekharin rajan. Supernova on hyvin harvinainen maailmankaikkeuden ilmiö; niitä ei tapahdu yhdessä galaksissa edes joka vuosisata. Vuosittain eri galakseissa havaitaan yhteensä kolmisensataa supernovaa, yleensä kaukaisissa galakseissa.

Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien ajatellaan laukaisevan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn. Voidaan sanoa, että maapallo ja me olemme koostuneet muinaisten supernovien ydinjätteistä.

Linnunratamme tähdistä tuleviksi supernovakandidaateiksi ovat ehdolla mm. jättiläistähdet Rho Cassiopeiae, Eta Carinae ja Orionin Betelgeuze, joilla ei ole enää kovin paljon elinikää jäljellä. Käytännössä kuitenkin ennen näitä seuraava oman galaksimme supernova saattaa olla joku muu miljardeista galaksimme tähdistä.

[muokkaa] Supernovatyyppejä

Spektrin mukaan supernovat jaotellaan tyyppeihin I ja II. Kriteerit ovat seuraavat:

Tyyppi I

Ei vedyn Balmer-viivoja

Tyyppi Ia

Piin Si-II -viiva 615.0 nm

Tyyppi Ib

Heliumin He I -viiva 587.6 nm

Tyyppi Ic

Heikot tai puuttuvat He-viivat

Tyyppi II

Vedyn Balmer-viivat

Tyyppi II-P

Tasainen valokäyrä

Tyyppi II-L

Lineaarisesti laskeva valokäyrä

[muokkaa] Tyypin I supernova

Tyypin I supernovat ovat tyypillisesti vanhoja tähtiä. Tyypissä Ia räjähtävä tähti on kaksoistähtijärjestelmään kuuluva valkoinen kääpiö, kun taas tyypeissä Ib ja Ic kyseessä on elinkaarensa loppupäässä oleva massiivinen Wolfin–Rayetin tähti.

[muokkaa] Tyypin Ia supernova

Nasan piirros tyypin Ia supernovan synnystä

Toisiaan kiertävistä kaksoistähdistä toinen kehittyy laajeten punaiseksi jättiläiseksi, josta valuu kaasua kumppanin pinnalle. Jos tähtikumppani on valkoinen kääpiö ja jos sen massa näin kasvaa 40 % suuremmaksi kuin Auringon eli ylittää Chandrasekharin rajan, siinä syttyy supernova. Tähden ytimen romahtaessa neutronitähdeksi ulompi kerros räjähtää hajalle. Valon spektriviivoista vetyviivat puuttuvat. Erityisesti supernovista kirkkainta Ia-tyypin supernovaa esiintyy vanhoissa elliptisissä galakseissa ja galaksihaloissa. Ne voivat saavuttaa absoluuttisen kirkkauden −19^m, joka vastaa yli 2 miljardin Auringon kirkkautta. Tämän tyypin supernovan synnyn hypoteesi on, että kyseessä on nimensä mukaisesti tavallista valtavampi novaräjähdys valkoisen kääpiön massan ylittäessä lopullisesti Chandrasekharin rajan. Novaräjähdyksessä kasautuva materia aiheuttaa valtavan fuusioräjähdyksen tähden pinnanläheisessä materiassa singoten materiaa ja säteilyä avaruuteen, mutta sen ydin ei luhistu.

Tyypin Ia räjähdys tuottaa emogalaksiin alkuaineita hapesta kalsiumiin sekä noin 0,7 Auringon massan verran rautaa; vetyä näissä räjähdyksissä ei purkaudu. Koska tyypin Ia räjähdyksessä tähden massa lopulta laskee Chandrasekharin massan alapuolelle, tyypin Ia räjähdyksestä ei lopputuloksena synny neutronitähteä. On esitetty, että Sirius B olisi tyypin Ia supernovajäänne.

[muokkaa] Tyypin Ib ja Ic supernova

Tyypin Ib supernovassa räjähtävä tähti on elinkaarensa päähän tullut Wolfin–Rayetin tähti, joka useimmiten on menettänyt aurinkotuulen takia liki 90 % alkuperäisestä massastaan. Tällaisen räjähdyksen seurauksena syntyy neutronitähti tai mahdollisesti musta aukko, tähden massasta riippuen. Tyyppi Ib tuottaa noin 0,3 Auringon massaa rautaa emogalaksiin. Tyyppi Ic on hyvin harvinainen, ja eroaa tyypistä Ib vain helium-viivojen suhteen.

[muokkaa] Tyypin II supernova

Tyypin II supernovassa räjähtävä tähti on valtava, yli 10 Auringon massainen tähti, joka on polttanut vetypolttoaineensa loppuun, ja jossa heliumfuusiovaihe on loppumassa. Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun raudasta raskaampiin alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä. Fuusioreaktiot keskustassa tyrehtyvät. Salamannopeasti kehittyy tilanne, jossa rautaydin ei enää pysty vastustamaan ylempien kerrosten gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen keskustan massan ylittäessä Chandrasekharin rajan. Keskustan luhistuessa se kuumenee, tuottaen korkeaenergiaista gammasäteilyä, jonka ansiosta rauta hajoaa heliumytimiksi ja vapaiksi neutroneiksi. Tähden keskus luhistuu tuottaen valtavan shokkiaallon. Samalla ulkokerrokset (noin 90 prosenttia tähden massasta) räjähtävät ulospäin. Keskukseen syntyy neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyvät vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtipopulaatioissa. Tyypin II supernovassa ytimen luhistuminen pysähtyy lopulta neutronitilan luhistumispaineeseen, jossa aineen tiheys on sama kuin atomiytimen. Mikäli tähden massa on riittävä, voi käydä niin, että keskustan luhistuessa syntyvä shokkiaalto repii myös itse keskustan kappaleiksi, eikä supernovasta jää jäljelle mitään, vaan koko tähti kirjaimellisesti leviää ympäri avaruutta. Mikäli kuitenkin tähden massa on riittävän suuri (noin 25-50 Auringon massaa) ja mikäli shokkiaalto ei pääse purkautumaan ja repimään keskustaa hajalle, keskusta romahtaa neutronitähtitilan jälkeen mustaksi aukoksi.

[muokkaa] Hypernova

Teorian mukaan supermassiivinen tähti (yli 40 Auringon massaa) saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi, muu osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu pyöriviltä navoilta lähes valonnopeudella. Nämä suihkut lähettävät voimakasta gammasäteilyä napojen suuntaan. Hypernovia ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille (GRB). Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergia. On myös esitetty, että kahden neutronitähden törmäyksessä voi syntyä hypernova, ja lopputuloksena musta aukko.

On esitetty, että hypernovan laukaisema energiamäärä voisi olla riittävä hävittämään elämän Maasta. NASAn ja Kansasin yliopiston 2005 julkaiseman tutkimuksen mukaan ns. ordovikikauden massasukupuutto 450 miljoona vuotta sitten on voinut johtua Maahan osuneesta hypernovan gammasädepurkauksesta. Vain kymmenen sekunnin purkaus on riittänyt hävittämään Maan suojaavan otsonikerroksen. Otsonikerroksen tuhoutuessa Auringon ultraviolettisäteily on voinut surmata suuren osan maanpinnan ja meren pintakerroksen eliöstöstä, ja sotkea ravintoketjut niin, että seurauksena on ollut massasukupuutto.

Hypernovia arvioidaan tapahtuvan galaksissamme vain noin kerran 230 miljoonassa vuodessa. Jos hypernovia voi tapahtua vain supermassiivisissa, yli 40 Auringon massaisissa tähdissä, silloin Maa on melko turvassa. Lähin hypernovakandidaatti, Eta Carinae, on yli 7500 valovuoden päässä Maasta.

[muokkaa] Supernovien nimeäminen

Supernovat nimetään tietyn kaavan mukaan. Nimen alussa ovat kirjaimet SN (SuperNova), joita seuraa vuosiluku ja lopuksi kirjain tai kirjainpari, joka identifioi sen, monesko kyseisenä vuonna havaittu supernova on kyseessä. Tammikuun 1. päivästä lukien käytetään ensin isot kirjaimet A-Z, jonka jälkeen jatketaan pienillä kirjainpareilla aa, ab, ac,..., az, ba,... vuoden loppuun asti.

Supernovien nimeämisestä vastaa Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT), joka sijaitsee Harvardin observatorion yhteydessä.

[muokkaa] Tunnettuja supernovia

Tarkimmat muistiinpanot Linnunratamme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän räjähdystä ajanlaskun alun jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa.

[muokkaa] Rapusumu (M1)

Rapusumu

Rapusumu, Äyriäissumunakin tunnettu, kohde on supernovajäänne Härän tähtikuviossa, jossa räjähti tähti heinäkuun 4. päivänä vuonna 1054. Tuolloin kiinalaiset kirjasivat ylös nähneensä sen jopa keskellä päivää 23 päivän ajan, jonka jälkeen se alkoi hiipua näkyen kuitenkin yötaivaalla vielä parin vuoden ajan. Nyt paikalla nähdään äyriäistä muistuttava sumu, joka säteilee valoa, radioaaltoja, melkein kaikkia sähkömagneettisen säteilyn lajeja. Keskellä sumua on nopeasti pyörivä pulsari, neutronitähti, jonka kiertoaika akselinsa ympäri on edelleen huikeat 0,03 sekuntia. Sumu laajenee n. 1000 km/s nopeudella. 1900-luvun ensimmäisiin valokuviin verrattuna sumun havaitaan selvästi laajentuneen.

[muokkaa] SN 1572

Tanskalainen Tyko Brahe havaitsi supernovaa SN 1572 vuonna 1572.

[muokkaa] SN 1604

Viimeisin nähty oman galaksimme supernovaräjähdys oli Keplerin sekä kiinalaisten, japanilaisten ja korealaisten tähtitieteilijöiden havaitsema vuonna 1604. Käärmeenkantajan tähtikuviossa havaittu supernova oli kirkkaimmillaan jonkin verran Siriusta kirkkaampi, ja se pystyttiin näkemään yötaivaalla paljain silmin noin vuoden ajan.

[muokkaa] SN 1987A

SN 1987A

Viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista oli 23. helmikuuta 1987 vajaat 170 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parinkymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tapaus oli ensimmäinen, jossa räjähti tunnettu tähti.