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.