Supernova — tähden räjähdys: synty, vaikutukset ja jäännökset
Supernova — kuinka tähden räjähdys syntyy, vaikuttaa ympäristöön ja jättää mustan aukon tai neutronitähden: selkeä ja kuvitettu opas supernovien jäännöksistä.
Supernova on jättiläistähden räjähdys. Se tapahtuu yleensä silloin, kun ydinfuusio ei pysty pitämään ydintä pystyssä omaa painovoimaansa vastaan. Ydin romahtaa ja räjähtää.
Suurimpia supernovia kutsutaan hyperjättiläisiksi ja pienempiä superjättiläisiksi. Ne ovat massiivisia: painovoiman vuoksi ne kuluttavat energiansa hyvin nopeasti. Tavallisesti ne elävät vain muutaman miljoonan vuoden ajan.
Räjähdyksen aikana supernovaräjähdyksen säteilyenergia voi hetkellisesti ylittää galaksin koko säteilytehon. Ne säteilevät energiaa yhtä paljon kuin aurinkokuntamuotoinen tähti koko elinaikanaan. Räjähdys räjäyttää tähtiensä ainetta pois tähdestä jopa 30 000 km/s nopeudella eli 10 % valonnopeudesta. Tämä aiheuttaa shokkiaallon ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen. Tämä pyyhkäisee laajenevan kaasu- ja pölykuoren, jonka näemme supernovan jäänteenä. Räjähdyksen jälkeen jäljelle jää musta aukko tai neutronitähti.
Useimmat tähdet ovat pieniä eivätkä räjähdä. Niistä tulee kylmempiä ja pienempiä, ja niistä tulee valkoisia kääpiötähtiä.
Supernovaräjähdyksiä tapahtuu harvoin. Omassa galaksissamme, Linnunradassa, viimeinen supernova tapahtui vuonna 1604. Myös muissa galakseissa voidaan nähdä supernovia. Joka vuosi näemme 300 supernovaa muissa galakseissa, koska galakseja on niin paljon. Joskus ne ovat kirkkaampia kuin koko muu galaksi.
Miten supernova syntyy
On kaksi pääasiallista mekanismia, jotka aiheuttavat supernovan:
- Kohollinen ydinromahdus (core-collapse): massiivisen tähden (yleensä yli ~8–10 Auringon massaa) ydin ei enää pysty ylläpitämään fuusiota. Kun ydin romahtaa painovoiman vaikutuksesta, ulommat kerrokset paiskautuvat ulos ja syntyy voimakas räjähdys. Jäljelle voi jäädä neutronitähti tai musta aukko.
- Thermonukleaarinen räjähdys (Type Ia): valkoinen kääpiö saa lisää ainesta kaksoistähtijärjestelmässä ja saavuttaa kriittisen massan, jolloin hiili- ja happifusiot syttyvät hallitsemattomasti. Tämä tuhoaa valkoisen kääpiön ja aiheuttaa hyvin kirkkaan supernovan.
Tyypit ja luokittelu
Supernovia luokitellaan niiden spektrin ja valokäyrän perusteella. Yksinkertaistettuna:
- Type I – ei havaittavia vetyemissioita spektrissä. Näistä tunnetuin on Type Ia (thermonukleaarinen, kaksoistähtäimet).
- Type II – spektrissä näkyy vetylinjoja; nämä ovat yleensä massiivisten tähtien ydinromahduksesta syntyviä.
- Lisäksi on alaluokkia (Ib, Ic) jotka liittyvät esimerkiksi siihen, onko tähdellä jäljellä vety- tai heliumkerroksia ennen räjähdystä.
Vaikutukset ympäristöön ja merkitys
Supernovat ovat avainasemassa galaktisessa kehityksessä:
- Ne synnyttävät ja levittävät raskaampia alkuaineita (kuten rauta, hopea ja uraani) avaruuteen. Monien alkuaineiden synty tapahtuu supernovien ytimissä ja niiden shokkiaaltojen yhteydessä (mm. r-prosessi).
- Shokkiaallot lämmittävät ja rikastavat tähtienvälistä ainetta, luovat supernovajäänteitä (SNR, supernova remnants) ja voivat myös synnyttää uusia tähtisikiöitä puristaessaan kaasu- ja pölypilviä.
- Ne kiihdyttävät kosmisia säteitä ja tuottavat röntgen- ja gammasäteilyä, jotka tekevät supernovajäänteistä helposti havaittavia eri aallonpituuksilla.
- Suuri osa vapautuvasta energiasta menee neutriinoina; viereisestä supernovasta on havaittu neutriinopurkauksia, esimerkiksi vuonna 1987A (Leijonankulmakerros, LMC).
Supernovajäänteet ja mitä jää jäljelle
Räjähdyksen jälkeen laajeneva kuori näkyy tuhansia tai kymmeniä tuhansia vuosia. Jäännökset voivat olla:
- Neutronitähti (jos massiivinen ydin pysyy koossa); neutronitähdet voivat näkyä pulsareina.
- Musta aukko (jos alkuperäinen tähti oli tarpeeksi massiivinen).
- Supernovajäänne – laajeneva kuori kaasua ja pölyä (esim. Krab-pilvi, joka syntyi SN 1054 -räjähdyksestä).
Havainto ja historia
Ihmiskunta on havainnut kirkkaita supernovia kirjatuissa lähteissä vuosituhansien ajan. Tunnettuja historiallisiä tapauksia ovat esimerkiksi SN 1054 (Krab-pilven alku), Tycho Brahen supernova (1572) ja Keplerin supernova (1604). Omassa galaksissamme näkyvän supernovan jälkeen voi jäädä pitkään näkyvä jäännös, mutta viimeisen silminnähdyn supernovan Linnunradassa tiedetään olleen 1604; joitakin myöhempiä räjähdyksiä on saattanut jäädä pölyn peittoon tai ne ovat olleet himmeitä maasta käsin.
Nykyisin supernovia etsitään ja tutkitaan monilla havaintolaitteilla eri aallonpituusalueilla: optisesti, radio-, röntgen- ja gamma-alueilla sekä neutrino- ja gravitaatioaaltodetektoreilla. Etäisimmät supernovat toimivat myös mittatikkuina kosmologiassa (Type Ia -supernovat auttavat mitata etäisyyksiä ja laajenemista).
Onko supernova vaarallinen Maalle?
Useimmat supernovat ovat turvallisen etäisyyden päässä. Supernova voi olla haitallinen maapallon biosfäärille vain, jos se tapahtuu hyvin lähellä (kymmeniä valovuosia). Etäisyyden, räjähdyksen tyypin ja suuntautumisen mukaan vaikutukset voivat vaihdella. Läheinen supernova voisi esimerkiksi heikentää otsonikerrosta voimakkaan säteilyn takia ja kasvattaa kosmisen säteilyn tulvaa, mutta tällaiset tapahtumat ovat harvinaisia.
Yhteenveto
Supernovat ovat universumin yksi dramaattisimmista ja tärkeimmistä prosesseista: ne merkitsevät massiivisten tähtien loppua, levittävät raskaampia alkuaineita avaruuteen, muuttavat tähtienvälistä ympäristöä ja vaikuttavat tähtien synnylle ja galaksien kehitykselle. Vaikka ne ovat harvinaisia yhdelle galaksille laskettuna, poikkeuksellisen voimakkaat valaisuhetket tekevät niistä helposti havaittavia kaukaisissa galakseissa ja arvokkaita tutkimuskohteita tähtitieteessä.
Tyypit
Supernovat lajitellaan yleensä tyypin I ja tyypin II supernoviin.
Tyypin I supernovissa on absorptioviivoja, jotka osoittavat, ettei niissä ole vetyä. Ia-tyypin supernovat ovat hyvin kirkkaita lyhyen aikaa. Sen jälkeen niiden kirkkaus vähenee hyvin nopeasti. Ia-tyypin supernovia tapahtuu, kun valkoinen kääpiötähti kiertää suurta tähteä. Joskus valkoinen kääpiötähti imee ainetta isosta tähdestä. Kun valkoisen kääpiön massa on noin 1,4 kertaa auringon massa, se romahtaa. Tällöin syntyy paljon energiaa ja valoa, minkä vuoksi supernovat ovat hyvin kirkkaita. Tyypin 1a tähdenlentojen kirkkaus on enimmäkseen sama. Tämän ansiosta niitä voidaan käyttää toissijaisena standardikynttilänä, jolla mitataan niiden isäntägalaksien etäisyyttä.
Tyypin II supernovissa on absorptioviivoja, jotka osoittavat, että niissä on vetyä. Tähden massan on oltava vähintään kahdeksan kertaa ja enintään 40-50 kertaa suurempi kuin Auringon massa, jotta se voi kokea tämäntyyppisen räjähdyksen.
Auringon kaltaisessa tähdessä ydinfuusio muuttaa vedyn heliumiksi. Hyvin suurissa tähdissä helium muuttuu hapeksi ja niin edelleen. Tähti fuusioi yhä suurempimassaisia alkuaineita jaksollisen järjestelmän kautta, kunnes syntyy raudan ja nikkelin ydin. Raudan tai nikkelin fuusio ei tuota nettoenergiaa, joten fuusio ei voi enää tapahtua. Ytimen romahtaminen on kuitenkin niin nopeaa (noin 23 % valonnopeudesta), että syntyy valtava paineaalto. Äärimmäisen korkea lämpötila ja paine kestävät riittävän kauan lyhyen hetken, jolloin syntyy rautaa raskaampia alkuaineita. Tähden alkuperäisestä koosta riippuen ytimen jäännökset muodostavat neutronitähden tai mustan aukon.
Supernovat ja elämä
Ilman supernovia maapallolla ei olisi elämää. Tämä johtuu siitä, että monet kemialliset alkuaineet ovat syntyneet supernovaräjähdyksissä. Näitä kutsutaan "raskaiksi alkuaineiksi". Raskaita alkuaineita tarvitaan elävien olentojen luomiseen. Supernova on ainoa tapa, jolla raskaita alkuaineita voidaan valmistaa. Muut alkuaineet ovat syntyneet tähtien fuusiossa. Raskaiden alkuaineiden muodostuminen vaatii erittäin korkeaa lämpötilaa ja painetta. Machon supernovaräjähdyksessä lämpötila ja paine ovat niin korkeat, että raskaita alkuaineita voi syntyä. Tutkijat kutsuvat tätä supernovan ydinsynteesiksi.
Se voisi olla vaarallista, jos supernovan räjähdys tapahtuisi hyvin lähellä Maata. Räjähdys on hyvin suuri ja siinä muodostuu monenlaista vaarallista säteilyä. Meidän ei kuitenkaan tarvitse pelätä. Vain hyvin suuret tähdet voivat räjähtää supernoviksi. Maapallon lähellä ei ole tarpeeksi suuria tähtiä, ja jos olisikin, sen tapahtuminen kestäisi miljoonia vuosia.
Tärkeitä supernovia
Tycho Brahe näki SN 1572:n. Tämä supernova auttoi tähtitieteilijöitä oppimaan, että avaruuden asiat voivat muuttua. SN 1604:n näki Johannes Kepler. Se oli viimeinen supernova, joka oli niin lähellä, että se voitiin nähdä Maan pohjoisella pallonpuoliskolla ilman kaukoputkea. SN 1987A on ainoa supernova, joka oli niin lähellä, että tutkijat pystyivät löytämään siitä neutriinoja. SN 1987A oli myös tarpeeksi kirkas, jotta se voitiin nähdä ilman kaukoputkea. Ihmiset eteläisellä pallonpuoliskolla näkivät sen.
Vaikutukset maapallolla
Maassa on jälkiä menneistä supernovista. Radioaktiivista rauta-60:tä, joka on vahva indikaattori supernovan jäännöksistä, on haudattu merenpohjaan eri puolilla maapalloa.
"Paikallinen kupla" on 600 valovuoden levyinen kuumaa kaasua sisältävä pallomainen alue. Se ympäröi Aurinkokuntaa ja hallitsee tähtien lähiympäristöä. Se on syntynyt yli tusinan supernovan räjähtäessä läheisessä liikkuvassa tähtijoukossa. Tämä tapahtui 2,3-1,5 miljoonaa vuotta sitten. Tämä vastaa suunnilleen pleistoseenisen jääkauden alkua. Yhteys voi olla sattumaa.
Aiheeseen liittyvät sivut
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Mikä on supernova?
A: Supernova on jättiläistähden räjähdys, joka tapahtuu, kun sen ydinfuusio ei pysty pitämään ydintä omaa painovoimaansa vastaan, jolloin se romahtaa ja räjähtää.
K: Millaiset tähdet tekevät supernovia?
V: Suurimmat supernovia aiheuttavat tähdet ovat hyperjättiläisiä ja pienemmät superjättiläisiä.
K: Kuinka paljon energiaa supernovat lähettävät?
V: Supernovat säteilevät energiaa, joka vastaa aurinkokuntaisen tähden koko elinkaaren energiaa. Ne myös säteilevät kokonaisenergiaa, joka lyhyesti ylittää galaksin koko tuoton.
K: Kuinka nopeasti tähdestä lähtevä aine kulkeutuu räjähdyksen aikana?
V: Räjähdyksen aikana tähdestä lähtevä aine kulkee jopa 30 000 km/s nopeudella eli 10 % valonnopeudesta.
K: Mitä tapahtuu räjähdyksen jälkeen?
V: Räjähdyksen jälkeen jäljelle jää joko musta aukko tai neutronitähti.
K: Räjähtääkö suurin osa tähdistä supernovina?
V: Ei, useimmat tähdet ovat pieniä eivätkä räjähdä supernovina. Punaisen jättiläisen vaiheensa jälkeen ne muuttuvat kylmemmiksi ja pienemmiksi ja muuttuvat sen sijaan valkoisiksi kääpiötähdiksi.
K: Milloin ihmiset näkivät viimeksi supernovan omassa galaksissamme, Linnunradassa?
V: Viimeksi omassa galaksissamme, Linnunradassa, nähtiin supernova vuonna 1604.
Etsiä