Sellel Chandra röntgenifotol on kujutatud Cassiopeia A (lühidalt Cas A), Linnutee noorim supernoova jäänuk.
(Pilt: © NASA / CXC / MIT / UMass Amherst / M.D.Stage jt)
Öösel taeva nurgas paistab silma pimestavalt särav täht - seda polnud seal vaid mõni tund tagasi, kuid nüüd põleb see nagu majakas.
See särav täht pole tegelikult täht, vähemalt mitte enam. Valguse säravaks punktiks on elu lõpuni jõudnud tähe plahvatus, mida muidu nimetatakse supernoovaks.
Supernoovad suudavad lühidalt terveid galaktikaid ületada ja kiirgada rohkem energiat, kui meie päike kogu oma elu jooksul suudab. Nad on ka universumi raskete elementide peamine allikas. NASA andmetel on supernoovad "suurim plahvatus, mis kosmoses aset leiab".
Supernoova vaatluste ajalugu
Erinevad tsivilisatsioonid registreerisid supernoovad juba ammu enne teleskoobi leiutamist. Vanim registreeritud supernoova on RCW 86, mida hiina astronoomid nägid 1887. aastal. Nende andmetest nähtub, et see "külalistäht" viibis NASA andmetel taevas kaheksa kuud.
Enne 17. sajandi algust (kui teleskoobid said kättesaadavaks) on Encyclopedia Britannica andmetel registreeritud vaid seitse supernoovat.
See, mida me täna Krabi uduna teame, on neist supernoovadest kuulsaim. Hiina ja Korea astronoomid registreerisid selle tähe plahvatuse oma dokumentides 1054. aastal ja ka edelaosa põliselanikud võisid seda näha (Arizonas ja Uus-Mehhikos nähtud kivimaalide järgi). Krabi udukogu moodustanud supernoova oli nii ere, et astronoomid võisid seda päeva jooksul näha.
Muud supernoovad, mida täheldati enne teleskoobi leiutamist, leidsid aset aastatel 393, 1006, 1181, 1572 (uurinud kuulus astronoom Tycho Brahe) ja 1604. Brahe kirjutas oma uue tähe tähelepanekutest oma raamatus "De nova stella". "millest sündis nimi" nova ". Nova erineb aga supernoovast. Mõlemad on järsud heledusepuhangud, kuna kuumad gaasid puhutakse väljapoole, kuid supernoova jaoks on plahvatus kataklüsmiline ja tähistab Encyclopedia Britannica andmetel tähe elu lõppu.
Mõistet "supernoova" ei kasutatud enne 1930ndaid. Esmakordselt kasutasid seda Walter Baade ja Fritz Zwicky Mount Wilsoni observatooriumis, kes kasutasid seda seoses nende täheldatud plahvatusohtliku sündmusega, mida nimetatakse S Andromedae (tuntud ka kui SN 1885A). See asus Andromeda galaktikas. Nad soovitasid ka, et supernoovad toimuksid siis, kui tavalised tähed varisevad neutrontähtedeks.
Moodsal ajastul oli üks kuulsamaid supernoovasid 1987. aastast pärit SN 1987A, mida astronoomid alles uurivad, sest nad saavad näha, kuidas supernoova areneb esimestel aastakümnetel pärast plahvatust.
Tähesurm
Keskmiselt tekib Supernoova Linnutee suuruses galaktikas umbes kord 50 aasta jooksul. Teisisõnu - täht plahvatab iga sekund või nii kuskil universumis ja mõned neist pole Maast liiga kaugel. Umbes 10 miljonit aastat tagasi lõi üks supernoovade klastrist Päikesesüsteemi ümbritsevas tähtedevahelises keskkonnas 300-valgusaasta pikkuse maapähklikujulise gaasimulli “Kohalik mull”.
See, kuidas täht sureb, sõltub osaliselt selle massist. Näiteks meie päikesel pole piisavalt massi, et supernoovana plahvatada (kuigi Maa jaoks pole uudised siiski head, sest kui päike oma tuumakütuse otsa saab, võib-olla paari miljardi aasta pärast, siis paisub see punaseks hiiglaseks, mis aurutab tõenäoliselt meie maailma enne jahutamist järk-järgult valgeks kääbuseks). Õige koguse massi korral võib täht aga tulises plahvatuses ära põleda.
Täht võib supernoovasse minna kahel viisil:
- I tüüpi supernoova: täht akumuleerib ainet lähedalasuvalt naabrilt, kuni põgenev tuumareaktsioon süttib.
- II tüüpi supernoova: täht saab tuumakütuse otsa ja variseb oma raskuse all.
II tüüpi supernoovad
Vaatame kõigepealt põnevamat II tüüpi. Selleks, et täht plahvataks II tüübi supernoovana, peab see olema mitu korda massiivsem kui päike (hinnanguliselt ulatub kaheksa kuni 15 päikesemassi). Nagu päike, saab see lõpuks vesiniku ja seejärel tuuma heeliumikütuse. Sellel on aga süsiniku sulatamiseks piisavalt massi ja rõhku. Järgmine juhtub järgmiselt:
- Keskmesse kogunevad järk-järgult raskemad elemendid ja see muutub kihiliseks nagu sibul, kusjuures elemendid muutuvad tähe välisküljele heledamaks.
- Kui tähe tuum ületab teatud massi (Chandrasekhari piir), hakkab täht plahvatama (sel põhjusel tuntakse neid supernoovasid ka südamiku kokkuvarisemise supernoovadena).
- Tuum kuumeneb ja muutub tihedamaks.
- Lõpuks põrkub implasioon tagasi tuumast, väljutades tähematerjali kosmosesse, moodustades supernoova.
Mis jääb, on ülitihe objekt, mida nimetatakse neutronitäheks, linnamõõdus objekt, mis suudab päikese massi pakkida väikesesse ruumi.
On olemas II tüüpi supernoovade alamkategooriad, mis klassifitseeritakse nende kergete kõverate alusel. II-L tüüpi supernoovade valgus väheneb pärast plahvatust ühtlaselt, samas kui II-P tüüp püsib mõnda aega ühtlaselt, enne kui see väheneb. Mõlemat tüüpi spektrites on vesiniku signatuur.
Päikesest palju massiivsemad tähed (umbes 20–30 päikese massi) ei pruugi plahvatada supernoovana, arvavad astronoomid. Selle asemel varisevad nad mustade aukude moodustamiseks.
I tüüpi supernoovad
I tüüpi supernoovadel puudub nende valgusspektrites vesinikuaatom.
Ia tüüpi supernoovad arvatakse tavaliselt pärinevat valgetest kääbustähtedest tihedas binaarsüsteemis. Kui kaaslase tähe gaas koguneb valgele kääbusele, surutakse valge kääbus järk-järgult kokku ja see käivitab lõpuks sisemuses põgenenud tuumareaktsiooni, mis viib lõpuks kataklüsmilise supernoova puhkemiseni.
Astronoomid kasutavad Ia tüüpi supernoovasid "standardküünaldena", et mõõta kosmilisi vahemaid, sest arvatakse, et kõik lõõmavad nende tippudel võrdse heledusega.
Ib ja Ic supernoovad läbivad ka südamiku kokkukukkumise, nagu II tüübi supernoovad, kuid nad on kaotanud suurema osa välistest vesinikuümbristest. 2014. aastal tuvastasid teadlased nõrga, raskesti leitava kaaslase tähe Ib tüüpi supernoovale. Otsing kulus kaks aastakümmet, kuna kaasatäht säras palju õhem kui särav supernoova.
Teolt tabatud
Värskeimad uuringud on leidnud, et supernoovad vibreerivad nagu hiiglaslikud kõlarid ja enne plahvatamist kiirgavad kuuldavat huumorit.
2008. aastal tabasid teadlased plahvatuse esmakordselt supernoova. Arvutiekraanil silmitsedes ootas astronoom Alicia Soderberg, et nägi kuu vanuse supernoova hõõguvat plekki. Kuid see, mida tema koos kolleegiga nägi, oli kummaline, eriti ere, viieminutiline röntgenikiirgus.
Selle tähelepanekuga said nad esimesteks astronoomideks plahvatuse ajal tähe. Uus supernoova kandis nime SN 2008D. Edasised uuringud on näidanud, et supernooval olid mõned ebaharilikud omadused.
"Meie tähelepanekud ja modelleerimine näitavad, et see on üsna ebaharilik sündmus, mida saab paremini mõista tavalise supernoova ja gammakiirguse purunemise piiril asuva objekti osas," rääkis Paolo Mazzali, Padova observatooriumi ja Maxi itaalia astrofüüsik. Plancki astrofüüsika instituut ütles Space.comile 2008. aasta intervjuus.
Space.comi kaastöötajate Elizabeth Howelli ja Nola Taylor Reddi täiendav reportaaž
Lisaressursid
- Ajakirjas Science arutavad astronoomid teemal "Supernova SN 2008D metamorfoos".
- Ajakirjas Astronomy & Astrophysics tegid astronoomid koostööd artikliga "SN 2008D kõrge energiaga neutriinoheitmete piirangud".
- NASA 2008. aasta pressiteade teatas plahvatusliku supernoova vaatlusest.
