Supernova
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.
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.
