Supernovajäännökset:
Jokainen supernovaräjähdys jättää jälkeensä supernovajäännöksen. Itse supernova luokitellaan heti räjähdyksen jälkeen havaitulla supernovajäännöksen valokäyrällä. Valokäyrän muotoon vaikuttaa ainoastaan ulospäin räjähtäneen kaasun koostumus ja se prosessi mikä aiheutti räjähdyksen. Koska tyypin Ia supernovassa räjähtäneiden valkoisten kääpiöden ominaisuudet vastaavat toisiaan, ovat myös niiden valokäyrät hyvin saman tapaisia. Niissä kirkkaus kasvaa muutaman päivän kuluessa maksimiin, jonka jälkeen kirkkaus alkaa pienentyä lineaarisesti. Kaikki tyypin Ia supernovaräjähdykset ovat siis suunnilleen yhtä kirkkaita ja ovat myös kirkkaimmillaan noin kahta magnitudia muita supernovatyyppejä kirkkaampia. Tyypin II-L kirkkauden muutos maksimikirkkauden jälkeen on lineaarista kun taas tyypin II-P tapauksessa maksimikirkkauden jälkeen valokäyrässä on tasaisen kirkkauden (plateaarinen) vaihe. Tasaisen kirkkauden osa valokäyrässä selittyy shokkiaallon jälkeisen laajenevan vedyn rekombinaatiosta syntyvänä säteilynä. Tämän vaiheen jälkeen myös SN tyypin II-P kirkkaus muuttuu lineaarisesti. Tämä lineaarinen kirkkauden muutos johtuu pääasiassa SN- räjähdyksessä syntyneiden radioaktiivisten aineiden hajoamisesta.
| 
|
Kuva 32: Vasemmalla, Eri tyyppisten supernovajäännösten valokäyriä; Oikealla, Tyypin Ia supernovajäännösten samankaltaisuus (Credits; Left www.physics.uc.edu, Right www.lbl.gov)
Kuten aiemmin todettiin, suurin osa supernovaräjähdyksessä vapautuvasta energiasta on neutriinojen muodossa. Myös ympäröivään avaruuteen sinkoituneen tähden ulko-osan liike-energia pitää sisällään ison osan vapautuneesta kokonaisenergiasta.
Supernovajäännöksen evoluutio jaetaan kolmeen eri vaiheeseen. Vapaan laajentumisen vaiheeseen, adiabaattiseen eli Sedov-Taylor vaiheeseen ja radiativiseen vaiheeseen. Vapaan laajentumisen vaihe kestää parisen sataa vuotta. Sen aikana SN räjähdyksessä syntynyt noin 15000 km/s nopeudella etenevä shokkiaalto ja sen perässä kulkeva räjähtävän tähden kaasu kerää tähtienvälisen avaruuden ainetta muodostuneeseen kuorimaiseen rakenteeseen. Samalla kaasukuori kuumenee yli sataan miljoonaan asteeseen ja se havaitaan erittäin kirkkaana röntgensäteilijänä.
Kun laajenevaan kaasukuoreen joutunut tähtienvälisen aineen massa kasvaa suureksi verrattuna SN räjähdyksessä avaruuten sinkoituneseen massaan, supernovajäännös siirtyy adiabaattiseen Sedov-Taylor vaiheeseen. Tällöin kaasukuoren laajeneminen hidastuu ja samalla se kylmenee. Tämä vaihe kestää noin 1000 vuotta kunnes kaasukuoren lämpötila on pudonnut noin kymmeneen tuhanteen asteeseen.
Kuva 33: Kaksi Sedov-Taylor vaiheessa olevaa supernovajäännöstä. Vasemmalla, Cas A; Oikealla, Tycho (Credits; Left John Hughes et al. (Rutgers), NASA / CXC / SAO, Right Chandra X-Ray Observatory/DSS2)
Tässä lämpötilassa osa elektroneista rekombinoituu hiili ja happiatomeihin ja siten emittoi erittäin tehokkaasti ultraviolettisäteilyä. Tällöin SN jäänne on radiatiivisessa eli säteilyvaiheessa. Tämä vaihe kestää noin 10000-100000 vuotta ja sen aikana SN jäänne säteilee suurimman osan sen SN räjähdyksessä saaneesta energiastaan. Vähitellen kaasukuori kylmenee ja se hajoaa optisella alueella (valo) havaittaviksi filamenteiksi. Lopulta supernovajäännös sulautuu ympäröivään tähtienväliseen aineeseen.
Supernovajäännökset ovat siis erittäin pitkäikäisiä verrattuna itse tähden ytimen luhistumiseen ja siinä syntyvään supernovaräjähdykseen verrattuna, jotka kestävät vain muutamia sekunteja. Koska meidän lähiavaruudessa (paikallinen galaksiryhmä) supernovaräjähdykset ovat ihmisen iän aikaskaalassa harvinaisia, on niitä havaittu vain noin 150. Vapaan laajentumisen vaiheen supernovajäännöksiä on tällä hetkellä lähiavaruudessa vain yksi; SN 1987A, joka räjähti Pienessä Magellanin pilvessä vuonna 1987. SN 1987A:ta oli tyypin II-P supernova ja sen jäännettä on tutkittu erittäin tarkasti viimeisen 20 vuoden ajan.
Kuva 34: Vasemmalla, Hubblen havainto supernovajäännöksestä SN 1987A vuonna 2000; Oikealla, Piirrustus SN 1987A:n säteilyn synnystä (Credits; Left ESA/NASA, Peter Challis and Robert Kirshner, Peter Garnavich and the SINS collaboration, Right NASA/CXC/M.Weiss)
Toinen erittäin tärkeä supernovajäännös on Tau A eli "The crab nebula". Tämä supernova räjähti vuonna 1054 ja se oli niin kirkas, että se havaittiin päivänvalossakin vielä 30 päivän kuluttua räjähdyksestä. Koska supernovajäännös on samalla alueella missä itse supernovaräjähdys havaittiin, sen ikä tiedetään siten erittäin tarkasti. Toisaalta supernovajäännöksen säde vastaa noin tuhat vuotta sitten räjähtäneen supernovan aikaansaamaa supernovajäännöstä. Kaikista tärkein Tau A:n ominaisuus on kuitenkin aivan sen keskellä oleva neutronitähti, joka havaitaan radiopulsarina. Tämä on ainoa suora havainto neutronitähden synnystä supernovaräjähdyksessä ja se antaa siten erittäin vankan todisteen nykyiselle supernovaräjähdysten teorialle. Tau A:n keskellä olevan pulsarin arvioitu ikä on myös tuhannen vuoden luokkaa ja sen menettämä energia on riittävä aiheuttaakseen Tau A:n havaitun kirkkauden kaikilla aallonpituusalueilla.
| 
|
Kuva 35: Vasemmalla, Supernovajäännös Tau A; Oikealla, Tau A:n keskellä olevan pulsarin valokäyrä (Credits; http://heasarc.gsfc.nasa.gov, Right www.eso.org)
Lähteet (Charles, Seward; Exploring the X-ray Universe)
|
