Asteroidi ohitti maapallon

Tutkakuva asteroidi 2006 DP14:sta.
Kuva NASA/JPL-Caltech/GSSR.

Helmikuun 11. päivänä pienehkö asteroidi ohitti maapallon noin 2,38 miljoonan kilometrin etäisyydeltä. Etäisyys oli siis noin kuusinkertainen Kuun etäisyyteen (LD) verrattuna. Tapahtuma ei sinällään ollut mitenkään poikkeuksellinen, sillä vastaavia ohituksia tapahtuu, jos nyt ei päivittäin, niin viikoittain kuitenkin.

Ohittava asteroidi, 2006 DP14 oli kooltaan noin 400×200 m ja se näyttäisi olevan koostunut kahdesta yhteen iskostuneesta kappaleesta. Tutkakuvien mukaan se on lähinnä maapähkinän muotoinen. Tämäkään ei ole mitenkään poikkeuksellista, sillä monet muutkin asteroidit ovat osoittautuneet muodoiltaan muistuttavan maapähkinää.

Asteroidin 2006 DP14 pintamateriaali näyttäisi olevan hyvin tummaa, noin kivihiilen tummuusluokkaa. Tämä kertoo sen pinnan olevan hyvin vanha, sillä Auringon uv-säteily saa pinnalla olevien orgaanisten yhdisteiden muodostamaan vielä pitempiä hiiliketjuja, jotka ovat väriltään tummia. Mitä vanhempi pinta sitä tummempi se on.

Nasa Deep Space Networkin Goldstone antennilla (sijaitsee Kaliforniassa) tehtiin havaintoja ohikiitävästä asteroidista tutkaamalla sitä. Asteroidin suhteellinen nopeus maapallon suhteen oli 27 km/s. Tässä tutkamittauksessa paljastui asteroidin muoto.

Maapallon radan läheisyydessä tunnetaan lähes 11 000 asteroidia, joista noin tuhat on yli kilometrin kokoisia. Tällä hetkellä (26.2.2014) tunnetaan 1458 mahdollisesti vaarallista asteroidia[1], joiden radat hipaisevat maapallon rataa. Seuraava tunnettu asteroidi, joka ohittaa maapallon suunnilleen yhtä etäältä kuin 2006 DP14 on 2014 CR. Se tekee ohituksensa maaliskuun 11. päivänä 8,3 LD (Lunar Distance) ja kokoa sillä on noin 195 m.

Helmikuun 21. ja 23. päivinä maapallon ohitti 0,7 LD ja 2 LD etäisyyksiltä 12 ja 30 metriä halkaisijaltaan olevat kivet 2014 DK10 ja 2014 DH6. Tämän kokoiset kivet luultavasti tuhoutuisivat ilmakehässä, jos ne joskus päätyisivät törmäysradalle. Tuhovaikutukset olisivat tällöin hyvin paikallisia lähinnä paine- ja lämpöilmiöiden aiheuttamia, kuten Tšeljabinskin meteorista [2] hyvin muistetaan.

Huomautukset

[1] Mahdollisesti vaaralliseksi (PHA) asteroidiksi luokitellaan asteroidit, joiden koko on vähintään 100 m ja niiden rata ohittaa maapallonradan enintään 0,05 au (noin 7,5 miljoona kilometriä, tai 19,5 LD) etäisyydeltä.

Toistaiseksi tästä joukosta ei tunneta ainoatakaan asteroidia, jonka rata muodostaisi törmäysuhkan lähimmän sadan vuoden aikana. Asteroidien radat kuitenkin muuttuvat suhteellisen nopeasti (tähtitieteellisessä aikaskaalassa), joten tilanne ei pysy muuttumattomana pitkällä aikavälillä. Näin ollen on vain ajan kysymys milloin maapalloon törmää 100 metrin kokoinen tai suurempi kappale. Keskimäärin alarajan kokoisia kappaleita iskeytyy maapalloon muutaman tuhannen vuoden välein.

[2] http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2013/02/tseljabinskin-asteroidi-ei-rajahtanyt.html

Voimakas flare-purkaus

Tässä kuvassa vielä merkitsemätön
AR11990 sijaitsee Auringon kiekon
vasemmalla reunalla. Kuva Nasa/SDO.

Tänään (25.2.2014) kello 00.39 (UT) käynnistyi Auringon aktiivisella alueella AR11990 voimakas flare-purkaus, joka saavutti maksimin kello 00.49. Maksimin voimakkuus oli X4.9 [1], joka on tämän vuoden voimakkain purkaus tähän asti.

Purkaus tapahtui paikassa 12° S 77° E, joten sen synnyttämä CME-pilvi ei saavuta maapalloa. Jos alue pysyy aktiivisena vielä noin viikon ajan, sen synnyttämät CME-pilvet voivat päätyä maapallon lähiavaruuteen ja tällöin revontulien näkyminen on mahdollista.



Uudelleen näkyviin tullut
pilkkuryhmä AR11990
on hyvin aktiivinen. Kuvassa
näkyvä purkaus on voimak-
kuudeltaan X4.9.

AR11990 on jo vanha tuttu [2], sillä se on aloittanut kolmannen kierroksen Auringon ympäri. Aikaisemmin se tunnettiin tunnuksilla AR11967 ja AR11944 [3]. Aktiiviset alueet luetteloidaan uudelleen aina kun ne kiertyvät näkyville. On erittäin harvinaista, että yksi ja sama a ktiivinen alue pysyy voimissaan kolme Auringon kierroksen ajan.

Tunnettu aurinkotutkija Waldmeier [4] on kehittänyt kokemusperäisen kaavan, jonka perusteella aktiivisen ryhmän odotettavissa olevalle kestolle saadaan ennuste. Kaava on hyvin yksinkertainen, sillä kesto vuorokausina on kymmenesosa pilkkuryhmän maksimin pinta-alasta. Pinta-ala lasketaan Auringon näkyvän puolen miljoonasosina.



Purkaunut CME-pilvi on kuvassa
vasemmalla. Kuva Nasa/SDO.

Pilkkuryhmä AR11967 oli paljain silmin näkyvä, jolloin sen pinta-ala ylitti 700 miljoonasosan rajan. Tällöin odotettavissa oleva pilkkuryhmän kesto on noin 70 vuorokautta eli noin 2,5 kierrosta, eli tämä nyt näkyvä Auringon pinnan ylitys jäisi ryhmän viimeiseksi. Pilkkuryhmän tarkkaa kestoa ei kuitenkaan voi ennustaa, sillä Waldmeierin kaava antaa vain hyvin karkean arvion kestosta.

Huomautukset

[1] 4,9×10^-4 W/m² aallonpituusalueella 0,1–0,8 nm.

[2] The National Oceanic and Atmospheric Administration (NOOA) on numeroinut Auringossa esiintyvät aktiiviset alueet riippumatta siitä, onko niissä näkyviä pilkkuja vai ei. Numerointi on juokseva ja aktiivinen alue saa sellaisen kun kansainvälisessä yhteistyöprojektissa kaksi observatoriota on aktiivisen alueen havainnut.

Numerointi aloitettiin 5. tammikuuta 1972 ja on edennyt siitä lähtien siten, että aktiivinen alue 10 000 saavutettiin kesäkuussa 2000. Perinteisesti numeroinnissa on käytetty neljää numeroa ja tästä käytännöstä ei haluttu luopua vuoden 2000 jälkeenkään. Nykyisin erilähteissä ilmoitettuihin nelinumeroisiin numeroihin pitäisi siis lisätä luku 10 000. Tällaista käytäntöä eräät tutkimuslaitokset käyttävätkin ja ilmoittavat havaitsemansa aktiiviset alueet viisinumeroisina.

Aktiivisten alueiden tunnuksena käytetään kirjainyhdistelmää AR (Active Region) (AR 1234) ja auringonpilkuille SP (SP 1234) asiayhteydestä riippuen.

[3] http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2014/01/jattipilkku-uudelleen-nakyviin.html

[4] Sveitsiläinen Max Waldmeier (1912–2000) on yksi tunnetuimmista 20. vuosisadan aurinkotutkijoista. Hän työskenteli Zürichin yliopistossa vuodesta 1945 vuoteen 1979. Waldmeier tutki Auringon aktiivisuutta ja koronaa. Hänen havaintonsa ulottuivat usean vuosikymmenen ajalle ja hänen löytöjään ovat mm. aktiivisten alueiden siirtyminen kohti ekvaattoria, hän loi pilkkuryhmien luokittelun ja havaitsi myös flare-purkausten liittyvän auringonpilkkuihin, joten niillä täytyi olla magneettinen alkuperä jne. Hän myös päätteli, että geomagneettisten myrskyjen esiintyminen voitiin päätellä koronahavainnioista.

---

Oletko hankkimassa kaukoputkea tai varusteita? Täältä löytyy lähes mitä vain:


(banneria klikatessasi salli evästeiden lataus!)

---

Maaliskuun 2014 tähtitaivas

Kuu ja Jupiter ovat hienosti näkyvissä
10. maaliskuuta kello 20 Kaksosten
tähdistössä.

Maaliskuun sää vaihtelevat suuresti vuodesta toiseen. Joskus se on vielä selkeästi viimeinen talvikuukausi, joskus taas ollaan jo pitkällä keväässä. Selkeiden öiden vuoksi kuukausi on pitkästä aikaa tähtiharrastajalle selvästi aktiivisen havaitsemisen aikaa.

Aurinko pysyttelee horisontin yläpuolella hieman yli 8 tunnista 13 tuntiin. Pimeää aikaa silti riittää himmeimpienkin syvä taivaan kohteiden havaitsemiseen.

Kevätpäiväntasaus on 20. päivä kello 18.56. Tämän jälkeen Aurinko on puoli vuotta taivaanekvaattorin pohjoispuolella. Päivä ja yö ovat yhtä pitkiä suunnilleen 18./19. päivien välisenä yönä. Jos joku ihmettelee tätä, niin hän voisi miettiä ilmakehän vaikutusta nousu- ja laskuaikoihin.

Kuun vaiheet: 1.3. kello 8.00 uusikuu, 8.3. kello 13.27 kasvava puolikuu, 16.3. kello 17.09 täysikuu, 24.3. kello 1.46 vähenevä puolikuu ja 30.3. kello 18.45 uusikuu.

Merkurius on horisontin yläpuolella vain ensimmäisen viikon aikana aamutaivaalla noin 40 minuuttia ennen auringonnousua. Nousuaikojen ero kaventuu kuukauden kuluessa ja on sama muutamaa vuorokautta ennen kuukauden vaihtumista. Kirkas taivas ja horisontin läheisyys estävät planeetan näkymisen, sillä se ei ole kovinkaan kirkas (0,8^m).

Venus nousee aamutaivaalle noin 1,5 tuntia ennen auringonnousua kuukauden alkupuolella. Kuukauden lopulla planeetta nousee samaan aikaan Auringon kanssa. Venuksen kirkkaus on hyvin suuri (–4.5^m), joten sen pitäisi olla helppo kohde aamutaivaalla. Venus näkyy puolikkaana suurimman läntisen elongaation ollessa 22. päivänä yli 46,5 astetta ja Venuksen kirkkaus on silloin –4,2^m.

Mars nousee horisontin yläpuolelle kuukauden alussa iltayöstä ja kuukauden puolivälin jälkeen iltahämärän aikaan. Etelämeridiaanin planeetta ylittää aamupuolella yötä kello 3.35 ja 1.23 välillä kuukauden edetessä. Marsin kirkkaus on kuukauden alkupuolella noin –0,5^m ja se kasvaa kirkkauteen –1,3^m kuukauden loppua kohti mentäessä. Mars näkyy Neitsyen tähdistössä.

Jupiter näkyy edelleen Kaksosten tähdistössä. Se nousee jo aamupäivällä ja etelämeridiaanin ylitys tapahtuu iltahämärissä. Horisontin alle se painuu vasta aamuhämärän kotvasen kestettyä. Jupiterin kirkkaus on suhteellisen muuttumaton, noin –2,2^m ja kulmahalkaisija noin 40 kaarisekuntia.

Saturnus on Vaa’an tähdistössä ja se nousee horisontin yläpuolelle vuorokauden vaihtumisen jälkeen. Etelämeridiaanin ylitys tapahtuu koko kuukauden juuri silloin, kun tähtitieteellinen pimeys muuttuu hämäräksi. Saturnuksen kulmahalkaisija on noin 18” ja sen kirkkaus kasvaa hieman 0,6–0,4^m.

Uranus on vaikeasti nähtävissä ja se voi onnistua kuukauden alkupuolella syvimmän iltahämärän aikaan. Kuukauden lopussa planeetta laskee horisonttiin yhtä aikaa Auringon kanssa. Uranuksen kirkkaus on 5,9^m. Planeetta on Kalojen tähdistössä.

Neptunus on Vesimiehessä yhdessä Auringon kanssa. Aurinko siirtyy tähdistöstä pois hyvin nopeasti Kaloihin, mutta Neptunus on siellä koko kesän. Planeetta on horisontin yläpuolella vain päiväaikaan, joten havainnot siitä ovat mahdottomia.

Tutkijoiden kiista mustien aukkojen tapahtumahorisontista

Havainnekuva mustatsta aukosta.
Kuvaan on lisätty kaavio gravitaatio-
gradientista. Piirros Kari A. Kuure.

Yksi tunnetuimista mustien aukkojen tutkijoista, englantilainen Stephen Hawkingin vielä julkaisemattoman tutkimusraportin[1] mukaan mustien aukkojen tapahtumahorisontit eivät olisikaan ehdoton raja, jonka läpi informaatio ei pystyisi tunkeutumaan. Hawkingin ajatus on, että tapahtumahorisontti olisikin ”harmaa vyöhyke”, jonka läpi informaatio pääsisi mutta tapahtumahorisontin sisäpuolisen alueen kvantti-ilmiöiden kaoottisuuden vuoksi se ei enää olisi tunnistettavissa tai purettavissa.

Perinteisen näkemyksen mukaan mustat aukot ovat tapahtumahorisontin ympäröimiä. Tapahtumahorisontti on raja, jonka läpi ei edes valo pääse poistumaan mustasta aukosta. Mustat aukot eivät kuitenkaan ole ikuisia, vaan ne menettävät massaansa Hawkingin säteilynä tunnetun mekanismin välityksellä; massakato on sitä nopeampaa mitä pienempi musta aukko on.

Mustiin aukkoihin liittyy myös käsitys tapahtumahorisontin huomaamattomuudesta, jos astronautti on sinne epäonnekseen putoamassa. Jos musta aukko on riittävän massiivinen, gravitaatiogradientti tapahtumahorisontin kohdalla on suhteellisen loiva ja putoava astronautti läpäisisi sen rauhallisesti. Lopulta lähestyvän singulariteetin jyrkkenevä gravitaatiogradientti riipisi astronautin kappaleiksi, atomeiksi ja lopulta alkeishiukkasiksi ennen singulariteettiin joutumista.

Vuonna 2012 fyysikko Joseph Polchinski’n (University of California in Santa Barbara) johtama tutkijaryhmä julkaisi tutkimuksensa, jonka mukaan tapahtumahorisontin sisäpuolella pitäisi vallita ”raivoisa helvetti” jota he kutsuivat tuliseinäksi[2]. Jos näin on, niin putoava astronautti palaisi tuhkaksi ennen riipiytymistään alkeishiukkasiksi.

Rauhallisen tapahtumahorisontin ja tuliseinän välillä näyttäisi siis vallitsevan ratkaisematon ristiriita Einsteinin suhteellisuusteorian ja kvanttidynamiikan välillä. Tähän saumaa Hawking on kirjoittanut artikkelinsa. Tapahtumahorisonttiakin hän kutsuu näkyvyyshorisontiksi (apparent horizon) tapahtumahorisontin (event horizon) sijaan. 

Hawking siis luopuu tapahtumahorisontista mutta ei tunnusta tuliseinääkään. Sanomattakin on selvää, että Polchinski ei lämpene Hawkingin ajatukselle. New Scientistille antamassaan lausunnossa Polchinski’n käsityksen mukaan Hawking vain korvaa tuliseinän kaaosseinällä, jotka voivat olla sama asia.

Huomautukset

[1] http://arxiv.org/abs/1401.5761

[2] tuliseinä olisi seuraus jos Hawkingin säteily ja informaation pakeneminen mustasta aukosta olisivat mahdollisia.

Kylmyyttä riittää

Bumerangisumu kuvattuna
Hubble-avaruuskaukoputkella
vuonna 1998. Kuva paljastaa,
että sumun nimeksi olisi paremmin
sopinut Rusettisumu (Bow Nebula).
Kuva NASA/ESA Hubble Space Telescope.

Oletko koskaan miettinyt sitä, että mikähän mahtaa olla maailmankaikkeudessa kylmin luonnollinen paikka? Tutkijat pystyvät saavuttamaan termodynaamisia lämpötiloja, jotka ovat joko hyvin lähellä absoluuttista nollapistettä [1] tai energiatilaltaan absoluuttisella lämpötila-asteikolla jopa miinusmerkkisiä lämpötiloja. Nämä lämpötilat ovat kuitenkin keinotekoisia ja nyt niitä ei oteta huomioon.

Miettipä hetki kysymystä! Onko kylmin paikka a) Kuussa, b) Plutossa, c) tähtien välisessä avaruudessa tai d) galaksien välisessä avaruudessa? Ja mikähän mahtaisi olla siellä vallitseva lämpötila?

Tarkastellaan hieman mitä lämpötilalla ymmärretään. Fysiikka antaa siihen vastauksen joka on, että lämpötila on kappaleen tai kaasun molekyylien liikettä. Mitä nopeampaa liike on sitä kuumempi lämpötila. Tästä seuraa, että jos jarrutamme molekyylien liikettä, lämpötila laskee [2]! 

Avaruudessa leijuvan kappaleen lämpötila määräytyy siihen imeytyvän säteilyn ja sen emittoivan säteilyn suhteesta. Kappaleen emissiosäteily tapahtuu aina suuremmalla aallonpituudella kuin imeytyminen, joten aineen ominaisuudet määräävät sen missä lämpötilassa absorboidun ja emittoidun säteilyn energiamäärät ovat tasapainossa [3].

Lämpötilan säätelystä on kysymys silloin, kun satelliittien ulkopinta on osittain mustaa ja osittain valkoista, tai herkimmät laitteet on peitetty kultapinnoitetulla alumiinifoliolla päällystetyllä lämpöeristeellä. Mustavalkoinen väritys ei siis suinkaan ole sen vuoksi, että satelliitti olisi ”jännemmän” näköinen.

Avaruudessa leijuva fysiikan käsitteen ”musta kappale” mukaisen kappaleen [4] lämpötilan olettaisi olevan sitä kylmempi mitä kauempana se on tähdistä. Näin todellakin on. Tässä vaiheessa päättelytehtävämme oikea vastaus näyttäisi olevan joko c- tai d-vaihtoehto. Tarkastellaan vielä hieman tarkemmin kysymystä josko pääsisimme vielä lähemmäksi oikeaa vastausta!

Kuten tunnettua, maailmankaikkeuden täyttää kosminen mikroaaltotaustasäteily, jonka alkuperä on alkuräjähdyksen jälkeen noin 380 000 vuotta vanhassa maailmankaikkeudessa. Silloin maailmankaikkeuden lämpötila oli noin 3 000 K. Sen jälkeen maailmankaikkeus on laajentunut ja taustasäteilyn lämpötila on pudonnut noin 2,7 K lämpötilaan. Tämä merkitsee sitä, että kaikkialta maailmankaikkeudesta kohdistuu mihin tahansa kappaleeseen vähintään 2,7 K lämpöinen lämpösäteily [5].

Voisiko luonnossa olla 2,7 K lämpötilaa kylmempiä luonnollisia kohteita? Tähtitieteilijämme onneksi pystyvät vastaamaan kysymykseen – ja vastaus on: Kyllä! Luonnossa esiintyy kosmista mikroaaltotaustasäteilyä kylmempiä alueita. 

Noin 5 000 valovuoden etäisyydellä Kentaurin tähdistössä sijaitsee planetaarinensumu, jota kutsutaan Bumerangisumuksi. Vuonna 1995 Ruotsalais–ESO alimillimetrikaukoputkella (Swedish-ESO Submillimetre Telescope, SEST) tehdyt havainnot osoittivat pilven lämpötilan olevan noin 1 K. 

Kuinka 2,7 K lämpötilaisessa maailmankaikkeudessa voi olla kaasua, jonka lämpötila on vain 1 K? Vastaus tähän saadaan toisen fysiikan ja nimenomaan termodynamiikan piirissä olevasta ilmiöstä. Kyse on kaasupilven adiabaattisesta [6] laajenemisesta. Bumerangisumu on laajentunut ainakin viimeiset 1500 vuotta nopeudella 140 km/s. 

Laajeneminen on jäädyttänyt kaasun maailmankaikkeuden lämpötilaa kylmemmäksi. Tuloksena on maailmankaikkeuden kylmin tunnettu luonnollinen paikka. Vastaavia sumupilviä maailmankaikkeudessa on varmasti monia, ja vain tähtitieteilijöiden rajalliset havaintomahdollisuudet ovat estäneet useamman alijäähtyneen sumun löytymistä.

Oikea vastaus on siis vaihtoehto c eli tähtienvälisen avaruuden kaasupilvissä.

Huomautukset

[1] Absoluuttinen nollapiste on –273,15 °C, joka on Kelvin asteikon nollapiste (0 K). Teorian mukaan termodynaamisin keinoin absoluuttista nollapistettä ei pystytä saavuttamaan ja tutkijoiden täytyy käyttää erilaisia sähkömagneettisia menetelmiä kohteen (yleensä Bosen–Einsteinin kondensaatti, BEC) lämpötilan edelleen laskemiseksi. Nykyinen kylmyysennätys on 450±80 pK ja se saavutettiin natriumista valmistetusta BEC kohteessa Massachusettsin teknisessä korkeakoulussa (MIT) vuonna 2003.

[2] Molekyylien (lämpö)liike voidaan ymmärtää myös ainemäärän energiasisältönä. Näin ollen poistamalla aineesta lämpöenergiaa, tulemme jäädyttäneeksi sitä.

[3] Tästä pohjimmiltaan on kysymys myös maapallon keskilämpötilasta ja sen muutoksesta hiilidioksidin ja muiden ns. kasvihuonoilmiötä aiheuttavien kaasujen suhteellisen osuuden kasvaessa ilmakehässä. Hiilidioksidin lisääntyminen muuttaa ilmakehän ominaisuuksia siten, että säteilytasapaino saavutetaan aikaisempaa korkeammassa lämpötilassa.

[4] Ideaalinen kappale, joka absorboi kaiken siihen kohdistuvan säteilyn. Mustasta kappaleesta ei tapahdu valon heijastumista. Musta kappale asettuu säteilytasapainon edellyttämään lämpötilaan, sillä se myös emittoi jatkuvasti yhtä paljon energiaa kuin mitä se vastaanottaa. Mustan kappaleen spektrin muoto on aivan tietyn muotoinen ja muoto selittyy kvanttimekaniikalla. Auringon säteilyominaisuudet ovat hyvin lähellä mustan kappaleen säteilyominaisuuksia.

[5] Edellä esitetty merkitsee sitä, että oltiinpa kuinka kaukana tahansa kappaletta mahdollisesti lämmittävästä tähdestä, kappaleen lämpötila ei laske 2,7 K lämpötilan alle. Tästä syystä esimerkiksi ISON -avaruuskaukoputken havaintoinstrumentit jäähdytettiin nestemäisellä heliumilla vielä alhaisempaan lämpötilaan, jotta instrumenttien oma lämpökohina ei olisi häirinnyt havaintoja.

[6] Adiabaattinen laajeneminen on hyvin yleinen ilmiö. Avatessamme virvoitusjuomapuollon, sen sisällä oleva paineinen kaasu vapautuu ja laajenee niin nopeasti, että siihen ei järjestelmän ulkopuolelta pääse tai ehdi siirtymään energiaa. Lämpötila laskee jopa –50 °C lämpötilaan ja kaasussa oleva vesihöyry tiivistyy mikroskooppisiksi (alijäähtyneiksi)pisaroiksi.  Tästä syytä näemme hetken aikaan pullonsuussa sumua.

Supernova 2014 J kirkkaimmillaan

Taiteilijan näkemys valkoisen kääpiön
ja punaisen jättiläisen muodostamasta
kaksoistähdestä ennen
supernovapurkausta. Kuva Nasa.

Tammikuun 21. päivänä havaittu[1] supernova SN 2014 J on saavuttanut maksimikirkkautensa. Visuaalinen kirkkaus on viimepäivin ollut noin 10,5^m. Kirkkaus on sen verran suuri, että supernova on nähtävissä kiikarilla Ison karhun tähdistössä sijaitsevassa M82 galaksissa [2]. Galaksi tunnetaan myös Sikari-galaksina ja sen kokonaiskirkkaus on 8,2^m.

SN 2014 J on tyypiltään 1a, eli se oli ennen supernovapurkausta kaksoistähtiparin valkoinen kääpiö[3]. Sen kumppanina oli punainen jättiläinen, jonka oli laajentunut Rochen pintarajaan ja siirtänyt massaansa valkoiselle kääpiölle. 

Massansiirron seurauksena valkoisen kääpiön massa kasvaa ja sen saavutettua Chandrasekharin rajan[4], tähti purkautuu supernovana. Luultavasti valkoisesta kääpiöstä ei jäänyt mitään jäljelle, sen koko massan laajentuessa supernovajäänteenä avaruuteen. Kuinka punaisen jättiläisen on käynyt, se voi selvitä vasta myöhemmin, jos silloinkaan!

Supernovajäännepilvi laajenee noin 20 000 km/s. Jäänteen lämpötila on aluksi korkea ja suurin osa vapautuvasta energiasta emittoituu uv-valona[5]. Pilven laajetessa sen lämpötila alenee (emission säteilymaksimi siirtyy näkyvän valon aallonpituudelle) ja pinta-ala kasvaa, joten kirkkaus saavuttaa maksiminsa vasta usean vuorokauden kuluttua itse purkauksesta, näin tässäkin tapauksessa.

Supernovan emittoimassa valossa on havaittu ekstinktion aikaansaamaa punertumista. Tutkija arvioivat, että tästä syystä supernovan kirkkaus on jopa pari kirkkausluokkaa heikompi kuin mitä se olisi ilman näkyvyyttä estäviä pölypilviä.

Kirkkausmaksimin jälkeen on odotettavissa hidas himmeneminen. Jäänteen kirkkaus putoaa viikkojen ja kuukausien aikana. Harrastajien kiikareilla tai kaukoputkilla supernova voi olla näkyvissä muutaman kuukauden ajan. Aina vain himmeämpänä näkyvä jäänne voi olla tutkijoiden havaittavissa kymmenen tai kaksikymmentä tuhatta vuotta ja radiosäteilyn aallonpituuksilla vielä pidempään.

Galaksissa M82 on aikaisemminkin havaittu supernovia: SN 2004am ja SN 2008iz.

Huomautukset

[1] Havainnon tekivät Lontoon yliopiston observatoriossa työskennellyt opiskelijaryhmä: Ben Cooke, Tom Wright, Matthew Wilde ja Guy Pollack. Heitä ohjasi Stephen J. Fossey. Heidän käytössään oli 0,35 m kaukoputki, jolla he ehtivät ottaa muutaman 1 ja 2 minuutin valotusta ennen kuin pilvisyys esti havainnot.

[2] Galaksin M82 etäisyys on noin 11–12 miljoona valovuotta.

[3] Valkoinen kääpiötähti syntyy auringonkaltaisen tähden kehityskaaren päättyessä, sen käytettyä ytimensä kaiken fuusiokelpoisen vedyn ja heliumin loppuun. Valkoinen kääpiö ei tuota enää energiaa, vaan vapauttaa jäännöslämpöä. Näin ollen sen lämpötila laskee ja kirkkaus heikkenee pitkän ajan kuluessa.

[4] Chandrasekharin raja on 1,4 auringonmassaa. Valkoisen kääpiön koko on suunnilleen maapallon luokkaa ja sen tiheys on hyvin suuri. Valkoinen kääpiö ei luhistu mustaksi aukoksi elektronikaasun Fermi-paineen kannatellessa tähden massaa. Energiatuotannon puuttumisen vuoksi valkoisella kääpiöllä ei olisi ilman Fermi-painetta riittävää gravitaatiota vastustavaa säteilypainetta. 

Valkoisen kääpiön massa lähestyessä Chandrasekharin rajaa, sen ytimessä käynnistyy hiilen ja hapen fuusiot. Fuusiot ovat aluksi hitaita ja vain ytimeen rajoittuvia, mutta massan kasvaessa ne kiihtyvät ja rajalla tapahtuu koko tähden kattava täysin esteetön fuusioleimahdus (supernova) muutaman sekunnin sisällä. Ia supernova vapauttaa energiaa 10⁴⁴ J. 

[5] Tarkkaa ottaen supernovien jäännökset säteilevät kaikilla mahdollisilla aallonpituuksilla kovasta gammasäteilystä aina pitkäaaltoiseen radiosäteilyyn asti. Voimakkaimman säteilyn aallonpituus on kääntäen verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin. Termisen säteilyn lisäksi jäännöspilvessä tapahtuvat radioaktiivisten aineiden jakaantumiset vapauttavat energiaa jonkin verran.