Supernova räjähtää Linnunradassa seuraavan 50 vuoden kuluessa

Lunnunradan keskustan alue
peittyy tummiin pölypilviin.
Jousimiehen tähdistön kirkkaimmat
tähdet on merkitty.
Kuva Wikimedia Commons.

Tutkijoita on hieman ihmetyttänyt tieto siitä, että viimeisin Linnunradassa nähty supernova näkyi vuonna 1604^[1]. Kaiken kaikkiaan Linnunradassa nähtyjä supernovia tunnetaan vain viisi. Luku on merkittävän pieni, sillä havainnot muista galakseista osoittavat, että Linnunradan kokoisessa galaksissa paljain silmin näkyviä supernovia pitäisi esiintyä keskimäärin kerran tai pari vuosisadassa.

Luultavasti laskelmien ja todellisuuden välinen suuri ero johtuu sijainnistamme Linnunradan kierteishaarassa. Kierteishaaroissa on tyypillisesti suuria määriä pölyä ja kaasua, jotka rajoittavat näkösäteemme ulottuvuutta huomattavasti etenkin Linnunradan keskustan suuntaan. Lisäksi keskusta-alueen taakse jää näkymättömiin merkittävä osa Linnunradasta. Kylmät pöly- ja kaasupilvet estävät näkyvän valon läpäisyn täydellisesti galaksimme keskustasta ja sen takaisilta alueilta ja tämä selittäisi ”puuttuvat” supernovat.

Ohio State yliopiston tutkijat^[2] ovat päätyneet laskelmissaan tulokseen, että Linnunradassa tulee esiintymään 100 % varmuudella supernova seuraavien 50 vuoden kuluessa. Supernova olisi sellainen, josta voitaisiin tehdä havaintoja lähinnä infrapunaisella aallonpituusalueella. Sen sijaan paljain silmin näkyvällä aallonpituuksilla näkyvän supernovan mahdollisuudet ovat jo merkittävästi vähäisemmät, laskelmat antavat todennäköisyyksiä 20–50 % tai jopa merkittävästi tätä arviota vähäisempiä todennäköisyyksiä.

Linnunradassa esiintyvä supernova antaa tutkijoille erinomaisen mahdollisuuden tehdä erittäin tarkkoja havaintoja tästä vielä niin huonosti tunnetusta ilmiöstä. Näemme supernovia satakunta kertaa vuodessa, mutta ne esiintyvät niin kaukaisissa galakseissa, että havainnot niistä eivät ole kovinkaan tarkkoja ja nekin rajoittuvat itse tapahtuman jälkeiseen aikaan laajenevaan jäännöspilveen. Yleensä ensimmäiset havainnot supernovasta on mahdollista tehdä vasta vuorokauden tai parin kuluttua itse räjähdyksestä ja se on liian myöhäistä itse ilmiön ymmärtämiseksi.

Linnunradassa räjähtävä supernova olisi aivan toista maata. Käytettävissämme on joitakin keinoja joilla supernovaa voidaan seurata lähes reaaliaikaisesti tähden ytimen luhistumista alkaen. Toki pieni viive aina jää mutta tällaisessa tapauksessa se olisi enintään tunteja. Tämä keino on havaita ytimen luhistumisessa syntynyttä neutriinovuota. Tämä tapahtuu neutriino-observatorioissa kuten Super-Kamiokande (Super-K) Japanissa. Toinen, vielä kehittelyasteella oleva menetelmä on havaita gravitaatioaaltoja. Neutriinot ja gravitaatioaallot ovat ensimmäisiä merkkejä tähden luhistavasta ytimestä ja se tapahtuu tunteja ennen kuin ensimmäiset merkit supernovasta näkyvät tähden pinnalla.

Super-K havaintokammion
seinät on verhoiltu valo-
vahvistin-ilmaisimilla.
Kuva Wikimedia Commons.

Super-K-observatorio on suurikokoinen Cherenkovin säteilyä havaitseva laitteisto ^[4]. Sen rakentaminen aloitettiin vuonna 1991 ja ensimmäiset havainnot tehtiin 1.4.1996. Se on 30 instituutin ja tutkimuslaitoksen rahoittama tutkimusprojekti.

Observatorio itsessään kostuu ruostumattomasta teräksestä valmistetusta säiliöstä, jossa on 50 000 tonnia erittäin puhdasta vettä. Säiliön seinämille on kiinnitetty 13 000 valovahvistin-ilmaisinyksikköä, jotka havaitsevat pienimmätkin valonvälähdykset säiliössä. Valon välähdykset syntyvät neutriinojen tunkeutuessa noin 1 km syvyydessä olevaan maanalaiseen säiliöön. Vedessä neutriinojen neutriinot (jotkut niistä) törmäävät vesimolekyyleihin, jolloin ne luovuttavat osan energiastaan. Vapautunut energia näkyy valona.

Neutriinojen havaitsemista Super-K:n vesisäiliössä voidaan tehostaa lisäämällä veteen gadoliumia^[3]. Aineen vaikutusta on testattu toiseen kaivokseen rakennetulla, mittakaavaltaan pienemmällä (200 tonnia) EGADS-vesisäiliöllä, johon gadoliniumia oli lisätty. Gadoliniumin ominaisuus on niiden vesimolekyyliä suurempi vuorovaikutus neutriinojen kanssa. Aine imaisee neutriinojen energian ja säteilee sen ulos sekunnin murto-osaa myöhemmin. Uudelleen säteily tapahtuu aavistuksen verran myöhemmin kuin mitä vesimolekyyleistä emittoituva säteily. Näin ollen se on tunnistettavissa ja myös säteilyn tulosuunta on määritettävissä muutaman asteen tarkkuudella. Päätös Super-K:hon lisättävästä gadoliniumista tehtäneen vuonna 2016.

Neutriino-ilmaisimilla voidaan siis määrittää supernovan suunta muutaman asteen tarkkuudella tunteja ennen kuin taivaalla olisi mitään nähtävää. Tämä antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden suunnata infrapunailmaisimet, kaukoputket ja kuvantavat laitteet kohdealueelle ja näin mahdollistaa ensihavaintojen tekemisen aivan alusta lähtien supernovan kirkastuessa. Vaikka Linnunradan keskustan alueen pölypilvet imevät myös infrapunaista säteilyä, noin 5 % läpäisee sen. Määrä on riittävä havaintojen tekemiseen.

Paljain silmin näkyvän supernovan näkemismahdollisuudet ovat siis suhteellisen pienet. Lisäksi eteläisellä pallonpuoliskolla on paremmat mahdollisuudet kuin pohjoisella pallonpuoliskolla asustavilla. Tämä johtuu siitä, että suurin osa Linnunradasta on näkyvissä etelästä ja esimerkiksi Suomessa Linnunradan keskustan alue ei nouse horisontin yläpuolelle lainkaan. Etelä-Euroopassa ollaan jo tämän suhteen selvästi paremmin sijoittuneita.

Huomautukset

[1] Vuoden 1604 supernova ilmestyi näkyville 9.10.1604 Käärmeenkantajassa ja yksi aikalaisista havaitsijoista oli kuuluisa astronomi Johannes Kepler. Supernovaa kutsutaan Keplerin supernovaksi vaikka hän ei sitä ensimmäisen havainnutkaan. Kepler teki ensimmäisen havaintonsa supernovasta 17.10.1604.

[2] Christopher Kochanek, John Beacom ja Scott Adams työryhmänsä kanssa.

[3] Gadolinium (Gd) on latanideihin (harvinaiset maametallit) kuuluva alkuaine. Se on pehmeä ja hopeanhohtoinen metalli, jota on maankuoressa suhteellisen paljon.

[4] Super-K voi havaita kaukaisesta avaruudesta tulevia, Auringosta peräisin olevia ja ydinvoimaloista ja hiukkaskiihdyttimistä tulevia neutriinoja. Super-K:n avulla pystyttiin osoittamaan vuonna 2001 Auringosta tulevien neutriinojen oskillointi eri neutriinotyyppien välillä ja se, että neutriinoilla täytyi olla massa, vaikkakin hyvin vähäinen.