Supernovat:
Supernovat ovat tähtiin liityvistä prosesseista kaikkein energeettisimpiä. Supernovaräjähdyksessä tähden kirkkaus kasvaa muutaman päivän aikana jopa 100 miljoonaa kertaa suuremmaksi eli yksittäisen tähden kirkkaus voi olla hetkellisesti pienen galaksin kirkkautta suurempi. Suurin osa supernovaräjähdyksessä vapautuvasta energiasta on neutriinojen muodossa ja sähkömagneettinen säteily vastaa vain noin yhtä prosenttia kaikesta purkautuvasta energiasta. Tyypillisessä supernovaräjähdyksessä vapautuva energiamäärä vastaa auringon kymmenen miljardin vuoden aikana säteilemää energiamäärää.
Supernovat voidaan karkeasti luokitella kahteen eri ryhmään; tyypeihin I ja II. Tyypin II supernovien spektreissä havaitaan vedyn piirteitä kun taas tyypin I spektreissä ei. Luokittelu tehdään havaitsemalla supernovaräjähdyksen jälkeistä supernovajäänteen (supernova remnant) valokäyrää, joka kuvaa kohteen kirkkauden muutosta ajan kuluessa. Kummallakin tyypillä on vielä omat alaluokkansa.
| Tyyppi |
Prosessi |
Valokäyrä / spektri |
| Ia |
Kaksoistähtijärjestelmässä olevan valkoisen kääpiön täydellinen räjähtäminen |
Vedyn piirteitä / Piin piirteitä |
| Ib |
Wolf-Rayet tähden ytimen luhistuminen |
Vedyn piirteitä / Piin piirteitä / Heliumin piirteitä |
| Ic |
Wolf-Rayet tähden ytimen luhistuminen |
Vedyn piirteitä / Piin piirteitä / Heliumin piirteitä |
| II-P |
Massiivisen tähden ytimen luhistustuminen |
Vedyn piirteitä / Tasainen valokäyrä |
| II-L |
Massiivisen tähden ytimen luhistustuminen |
Vedyn piirteitä / Lineaarisesti himmenevä valokäyrä |
|
Kuva 28 ja Taulukko 2: Supernovaräjähdysten luokittelu (Credit; Image from www.hs.uni-hamburg.de)
Tyypin I supernovat liittyvät kaksoistähtijärjestelmissä olevien valkoisten kääpiöiden (tyyppi Ia) tai Wolf-Rayet tähtien (tyypit Ib ja Ic) räjähtämiseen. Wolf-Rayet tähdet ovat myöhäisessä evoluutiovaiheessa olevia kuumia ja nuoria, alkuperäisesti yli 25:n auringon massan omaavia tähtiä, joiden vedystä koostuva uloin kerros on puhaltunut pois massiivisen tähtituulen vaikutuksesta.
Tyypin II supernovat liittyvät alkuperältään yli 10:n auringon massan omaavien tähtien räjähtämiseen. Kuten kompaktien tähtien osuudessa kerrottiin, suurimassaisten tähtien tapauksessa ydinreaktioden loppuminen tähtien ytimissä aiheuttaa tähtien ytimien luhistumisen joko neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. Tällaisessa tähden ytimen luhistumisessa vapautuva energia aiheuttaa siten tähden ulko-osien voimakkaan räjähtämisen supernovana.
Kaikki supernovaräjähdykset jättävät jälkeensä supernovajäänteen. Ytimen luhistumisen aikaansaama shokkiaalto työntää tähden ulko-osat ympäröivään avaruuteen jopa 15000 km/s nopeudella. Itse shokkirintama etenee hieman laajenevaa kaasurintamaa nopeammin. Kaasun laajentuessa ulospäin se kuumenee yli miljoonaan asteeseen ja se siten säteilee röntgensäteilyä. Ajan kuluessa kaasurintaman nopeus hidastuu ja se laajentuessaan sekoittuu tähtienväliseen aineeseen samalla kylmentyen. Tällöin kaasu itse asiassa alkaa säteillä enemmän kuin aikaisemmassa vaiheessa. Tämä johtuu siitä, että kaasun kylmentyessä shokkirintaman takana elektronit alkavat rekombinoitua happi- ja hiiliatomeihin säteillen näin erittäin tehokkaasti ultraviolettisäteilyä. Lopuksi supernovajäänne himmenee ja sekoittuu osaksi tähtienvälistä ainetta. Koko tämä prosessi voi kestää tuhannesta vuodesta noin kymmeneentuhanteen vuoteen riippuen supernovaräjähdyksen tyypistä, siinä syntyvän shokkiaallon ja laajenevan kaasun nopeudesta sekä supernovaräjähdystä ympäröivän tähtienvälisen aineen koostumuksesta.
Lähteet (Charles, Seward; Exploring the X-ray Universe)
|
