supernova


supernova

Selite Tyypin I supernovat}Supernovat ovat kaikkein voimakkaimmin muuttuvia tähtiä. Niiden kirkkaus kasvaa muutamassa päivässä yli 20 magnitudia, siis sata miljoonaa kertaa aiempaa kirkkaammaksi. Maksimia seuraa hidas himmeneminen.

Tähden räjähtäessä syntyy noin 10000 km/s nopeudella laajeneva kaasukuori. Sen kokonaiskirkkaus on suurimmillaan pari vuorokautta räjähdyksen jälkeen. Laajeneva kaasukuori jää näkyviin taivaalle tuhansiksi vuosiksi. Tällaisia supernovan jäännöksiä on Linnunradasta löytynyt parikymmentä. Supernovasta voi jäädä jäljelle myös neutronitähti tai musta aukko.

Supernovat jaetaan valokäyrän perusteella kahteen tyyppiin, I ja II. Tyypin I supernovat himmenevät tasaisesti, melko tarkkaan eksponentiaalisesti. Tyypin II valokäyrässä himmeneminen on epäsäännöllisempää eikä supernova maksimissaan ole yhtä kirkas kuin tyyppi I. Valokäyrien ero heijastaa eroa supernovan aiheuttajassa. Tyypin I supernovat ovat vanhoja, pienimassaisia tähtiä, tyypin II supernovat taas raskaita nuoria tähtiä.

Tyypin II supernovat ovat luonnollisia päätepisteitä yksinäisten tähtien kehitykselle. Tyypin I supernovien massa on sen sijaan Auringon massan luokkaa, ja tavallisesti tällainen tähti päättää kehityksensä valkeana kääpiönä. Jos kääpiötähti on kuitenkin osallisena lähekkäisessä kaksoistähtijärjestelmässä, voi seuralainen luovuttaa pienemmälle tähdelle massaa, mistä seuraa toistuvia novapurkauksia. Osa kääpiötähden pinnalle virtaavasta massasta sinkoutuu avaruuteen, mutta osa ehtii muuttua heliumiksi tai hiileksi ja hapeksi, ja näin valkean kääpiön massa kasvaa. Lopulta, ehkä satojen tai tuhansien novapurkausten jälkeen, valkean kääpiön massa saattaa ylittää Chandrasekharin rajan. Tällöin tähti luhistuu ja seurauksena on supernovaräjähdys.

Linnunradassa on havaittu ainakin kuuden supernovan räjähdys. Tunnetuimpia ovat vuoden 1054 Kiinassa nähty vierastähti, jonka jäännös tunnetaan Rapusumuna, Tyko Brahen supernova 1572 ja Keplerin supernova 1604. Muista Sb-Sc-tyypin spiraaligalakseista tehtyjen havaintojen mukaan supernovia pitäisi Linnunradassa esiintyä ehkä 50 vuoden välein. Osa räjähtävistä tähdistä jää tietysti tähtienvälisten pilvien peittoon, mutta yli 300 vuoden väli viimeisestä havaitusta supernovasta on epätavallisen pitkä.

Suuren Magellanin pilven supernova SN 1987A havaittiin 23.2.1987. Tämä tyypin II supernova oli kirkkain havaittu supernova sitten Keplerin supernovan. Havainnot osoittivat, että nykyiset näkemykset tähtien kehityksen loppuvaiheista ovat suurin piirtein oikeita, mutta poikkeavuuksiakin esiintyi. Esimerkiksi se tähti, joka räjähti supernovana, oli sininen jättiläistähti eikä punainen, kuten oli arveltu. Tämä saattaa johtua siitä, että raskaitten alkuaineitten osuus Suuren Magellanin pilven tähdissä on alhaisempi kuin Linnunradassa. Tähden sisuksen luhistuminen vapautti valtavat määrät neutriinoja, joita havaittiin Japanissa ja Yhdysvalloissa. Räjähdyksessä vapautunut energiamäärä viittaa siihen, että supernovassa syntyi neutronitähti. Vuoden 1995 syyskuuhun mennessä neutronitähteä ei kuitenkaan ollut vielä havaittu.

Erikieliset vastineet

supenova	englanti (English)
supernova	englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 21.11.2024: Tähtitiede:supernova. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:supernova.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →