Puuttuva linkki on löydetty: supernovat synnyttävät mustia aukkoja tai neutronitähtiä

 ESO lehdistötiedote 10. tammikuuta 2024

Suomennos Pasi Nurmi

Tähtitieteilijät ovat löytäneet suoran yhteyden massiivisten tähtien supernovana räjähtämisen ja maailmankaikkeuden tiheimpien ja arvoituksellisimpien kohteiden, eli mustien aukkojen ja neutronitähtien muodostumisen välillä. Kaksi tutkimusryhmää havaitsivat Euroopan eteläisen observatorion VLT-teleskoopin ja ESO:n New Technology Telescope, eli NTT:n avulla läheisen galaksin supernovaräjähdyksen jälkeistä vaihetta ja löysivät todisteita räjähdyksen jälkeensä jättämästä salaperäisestä kompaktista kohteesta.

Tämä taitelijan tekemä kuva esittää prosessia, jossa kaksoistähtijärjestelmässä olevasta massiivisesta tähdestä tulee supernova. Kuvassa esitetty tapahtumasarja tapahtui supernova SN 2022jli:ssä, mikä selvisi tutkijoille ESO:n Very Large Telescope, eli VLT-kaukoputken ja New Technology Telescope, eli NTT-kaukoputken havaintojen avulla. Kun massiivinen tähti räjähti supernovana, se jätti jälkeensä kompaktin kohteen, eli neutronitähden tai mustan aukon. Seuralaistähti selvisi räjähdyksestä, mutta sen ilmakehä pullistui sen seurauksena. Kompakti kohde ja seuralaistähti jatkoivat toistensa kiertämistä kompaktin kohteen varastaessa säännöllisesti ainetta toisen tähden laajenneesta ilmakehästä. Aineen kertyminen näkyi tutkijoiden havainnoissa kohteen säännöllisinä kirkkauden vaihteluina sekä vetykaasun jaksoittaisina liikkeinä. Kuva: ESO/L. Calçada.

 

Kun massiiviset tähdet saavuttavat kehityskaarensa viimeiset vaiheet, ne romahtavat oman gravitaation vaikutuksesta niin nopeasti, että seurauksena on voimakas räjähdys, jota kutsutaan supernovaksi. Tähtitieteilijät uskovat, että dramaattisen räjähdysvaiheen jälkeen tähdestä jää jäljelle erittäin tiheä ydin tai kompakti jäänne. Riippuen siitä, kuinka massiivinen tähti on, kompakti jäänne on joko neutronitähti tai musta aukko.

Tähtitieteilijät ovat aiemmin löytäneet useita todisteita tapahtumaketjun puolesta, kuten Rapusumun neutronitähden havaitseminen. Rapusumu on lähes tuhat vuotta sitten räjähtäneen tähden jäljelle jäänyt kaasupilvi. Tutkijat eivät kuitenkaan ole koskaan aiemmin nähneet tämän prosessin tapahtuvan reaaliajassa, joten suoraa näyttöä supernovan jättämästä kompaktista jäänteestä ei olla saatu. "Osoitamme tutkimuksessamme tällaisen suoran yhteyden olemassaolon", sanoi israelilaisen Weizmann-instituutin tutkija Ping Chen, joka on tänään Nature-lehdessä julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja. Tutkimus esiteltiin American Astronomical Societyn 243. kokouksessa New Orleansissa, Yhdysvalloissa.

Tutkijoiden tekemä löytö oli varsinainen onnenpotku ja se tehtiin toukokuussa 2022, kun eteläafrikkalainen harrastajatähtitieteilijä Berto Monard löysi supernova SN 2022jli:n 75 miljoonan valovuoden päässä sijaitsevan NGC 157 -galaksin spiraalihaarasta. Kaksi erillistä ryhmää tutki tämän räjähdyksen jälkimaininkeja ja havaitsi sen käyttäytyvän ainutlaatuisesti.

Räjähdyksen jälkeen supernovan kirkkaus yleensä yksinkertaisesti hiipuu ajan myötä ja tähtitieteilijät havaitsevat räjähdyksen "valokäyrän" tasaisen, asteittaisen laskun. SN 2022jli käyttäytyy kuitenkin hyvin erikoisesti. Kun sen kokonaiskirkkaus vähenee, se ei vähene tasaisesti, vaan vaihtelee ylös ja alas noin 12 päivän välein. "SN 2022jli:n havainnoissa näkyy toistuva kirkastumisen ja himmenemisen sarja", sanoi Thomas Moore, Pohjois-Irlannissa sijaitsevan Belfastin Queen's Universityn tohtorikoulutettava, joka johti viime vuoden lopulla Astrophysical Journal -lehdessä jukaistua supernovaa koskevaa tutkimusta. "Tämä on ensimmäinen kerta, kun supernovan valokäyrässä on havaittu toistuvia jaksottaisia muutoksia useiden syklien ajan", Moore totesi artikkelissaan.

Sekä Mooren että Chenin tutkimusryhmät uskovat, että SN 2022jli -systeemin käyttäytyminen voidaan selittää, jos kohteessa on useampi kuin yksi tähti. Itse asiassa massiiviset tähdet ovat usein osana kaksoistähtijärjestelmää ja kiertävät toisiaan, eikä SN 2022jli ole tästä poikkeus. Merkillepantavaa tässä järjestelmässä on kuitenkin se, että seuralaistähti näyttää selvinneen kumppaninsa räjähdyksestä. Nämä kaksi kohdetta, eli kompakti jäänne ja seuralastähti, todennäköisesti yhä kiertävät toisiaan.

Mooren ryhmän keräämä havaintoaineisto, johon sisältyi Chilen Atacaman autiomaassa ESO:n NTT:llä tehtyjä havaintoja, ei mahdollistanut tarkkaa selvitystä siitä, miten kohteiden välinen vuorovaikutus aiheuttaa valokäyrän nousut ja laskut. Chenin ryhmä oli kuitenkin tehnyt lisähavaintoja. He havaitsivat järjestelmän kirkkaudessa samoja säännöllisiä vaihteluita kuin Mooren ryhmä oli havainnut, ja he havaitsivat kohteessa myös vetykaasun jaksollista liikettä ja gammasädepurkauksia. Chenin ryhmän havainnot olivat mahdollisia, koska he käyttivät maassa ja avaruudessa sijaitsevia instrumentteja, joihin myös Chilessä ESO:n VLT:ssä oleva X-shooter kuului.

Kun kaikki tieto yhdistetään, nämä kaksi ryhmää ovat yleisesti ottaen yhtä mieltä siitä, että kun seuralaistähti vuorovaikutti supernovaräjähdyksen aikana irronneen materian kanssa, sen vetypitoisesta ilmakehästä tuli tavallista suurempi. Kun räjähdyksen jälkeen jäljelle jäänyt kompakti kohde kiersi kiertoradallaan seuralaisensa kaasukehän läpi, se varasti vetykaasua kumppaniltaan muodostaen ympärilleen kuuman ainekiekon. Tämä jaksollinen aineen kerääminen tuotti paljon energiaa, joka havainnoissa näkyi säännöllisinä kirkkauden muutoksina.

Vaikka tutkimusryhmät eivät kyenneet havaitsemaan kompaktista kohteesta tulevaa valoa suoraan, he päättelivät, että tämä energiaa tuottava aineen varastaminen voi johtua vain näkymättömästä neutronitähdestä tai mahdollisesti mustasta aukosta, joka imee ainetta seuralaistähden laajentuneesta ilmakehästä. "Tutkimuksemme on kuin palapelin ratkaisemista, missä kaikki mahdolliset todisteet kerätään yhteen", Chen sanoi. "Huomioimalla nämä kaikki palaset saadaan totuus selville".

Vaikka mustan aukon tai neutronitähden läsnäolo on nyt vahvistettu, tässä arvoituksellisessa kohteessa on vielä paljon tutkittavaa. Kompaktin kohteen tarkkaa luonnetta ei tunneta, eikä tiedetä mikä tämän kohteen kehityksen lopputulos voisi olla. Seuraavan sukupolven teleskoopit, kuten ESO:n Extremely Large Telescope, eli ELT-kaukoputki on tässä tärkeässä roolissa ja sen avulla tähtitieteilijät voivat paljastaa tästä ainutlaatuisesta järjestelmästä ennennäkemättömiä yksityiskohtia. ELT:n on tarkoitus aloittaa toimintansa myöhemmin tämän vuosikymmenen aikana.

--

Tässä esitelty tutkimus on julkaistu kahdessa erillisessä artikkelissa. P. Chenin johtaman tutkimusryhmä on julkaissut artikkelin nimeltään: “A 12.4 day periodicity in a close binary system after a supernova” Nature (doi: 10.1038/s41586-023-06787-x) julkaisusarjassa.

ESO on kuvannut jättiläistähden jäännökset

 eso2214fi — Valokuvan julkistus

Massiivisesta tähdestä on jäljellä vain vaaleanpunainen ja oranssin värinen utuinen jäännös. Tähti räjähti voimakkaasti noin 11 000 vuotta sitten. Kun massiiviset tähdet saavuttavat kehityskaarensa lopun, ne usein räjähtävät supernovaksi kutsutussa purkauksessa. Nämä räjähdykset aiheuttavat shokkiaaltoja, jotka liikkuvat ympärillä olevan kaasun läpi, puristavat sitä kasaan ja luovat monimutkaisia nauhamaisia rakenteita. Vapautuva energia kuumentaa kaasumaisia nauhamaisia rakenteita, jolloin ne loistavat kirkkaasti, kuten tässä kuvassa näkyy. 

Tässä upeassa värikuvassa näkyy jättimäisen tähden aavemaiset jäännökset. Tämä uskomattoman tarkka kuva on otettu VLT Survey Telescope -kaukoputkella, joka sijaitsee Paranalissa Euroopan eteläisen observatorion (ESO:n) havaintopaikassa Chilessä. Kuva ESO/VPHAS+ team. Acknowledgement: Cambridge Astronomical Survey Unit.

Tämän 554 miljoonan pikselin kuvan avulla saamme Vela-supernovajäännöksestä erittäin yksityiskohtaisen kuvan. Supernova on nimetty eteläisen Vela-tähdistön (Purje) mukaan. Koko kuvaan mahtuisi yhdeksän täysikuuta, ja koko pilvi on vielä suurempi. Vain 800 valovuoden etäisyydellä Maasta tämä dramaattinen supernovajäännös on yksi meitä lähimmistä tunnetuista supernovajäännöksistä. 

Tähden räjähtäessä sen uloimmat kerrokset sinkoutuivat ympäröivään kaasuun tuottaen kuvassa näkyviä näyttäviä filamentteja. Tähdestä on jäljellä erittäin tiheä pallo, jossa protonit ja elektronit pakotetaan yhteen neutroneiksi muodostaen neutronitähden. Vela-jäännöksen neutronitähti sijoittuu hieman tämän kuvan ulkopuolelle vasempaan yläkulmaan. Neutronitähti on myös pulsari, joka pyörii oman akselinsa ympäri uskomattomalla nopeudella: yli 10 kertaa sekunnissa.  

Tämä kuva on kooste ESO:n Paranalin observatoriolla Chilessä sijaitsevalla VLT Survey Telescope, eli VST-teleskoopilla otetuista kuvista. Kuvat on otettu OmegaCAM-kameralla. Tämä 268 miljoonan pikselin kamera voi ottaa kuvia useiden eri suotimien läpi, jotka päästävät läpi eri värejä. Tässä nimenomaisessa Vela-jäännöksen kuvassa käytettiin neljää erilaista suodinta, jotka on kuvassa esitetty magentan, sinisen, vihreän ja punaisen väreinä.

VST:n omistaa italialainen National Institute for Astrophysics, eli INAF. Kaukoputkessa on 2,6-metrinen peili, ja se on yksi suurimmista teleskoopeista, joka on erikoistunut yötaivaan laajojen alueiden havainnointiin näkyvässä valossa. Tämä kuva on esimerkki tuloksista, joita näillä kartoituksilla saadaan. Kuva on osa VST Photometric Hα Survey of the Southern Galactic Plane and Bulge (VPHAS +) taivaankartoitusta. Yli seitsemän vuoden aikana tämä tutkimus on kartoittanut huomattavan osan kotigalaksistamme. Tämän ansiosta tähtitieteilijät ymmärtävät paremmin, kuinka tähdet muodostuvat, kehittyvät ja lopulta joko tuhoutuvat, muodostuvat neutronitähdiksi tai luhistuvat valkoisiksi kääpiöiksi.

Supernovan SN1987A:n synnyttämä neutronitähti löytyi

Helmikuussa 1987 nähtiin Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) supernova^[1]. Sen etäisyys on 167 644 valovuotta ja supernovan kirkkaus oli sen verran voimakas, että sitä voitiin havaita paljain silmin päivällä.

Yhdistelmäkuva radioaalloilla, näkyvän valon ja röntgensäteilyn aallonpituuksilla supernovajäänne SNR 1987A:sta. Kuva  (ALMA [ESO / NAOJ / NRAO], P. Cigan ja R. Indebetouw; NRAO / AUI / NSF, B. Saxton; NASA / ESA).

Supernovan syntyi jättiläistähden, Sandulek 69 202, ytimen luhistuessa^[2]. Tähden massa oli noin 20 kertainen verrattuna Aurinkoon. Suurin osa tästä tähden massasta sinkoutui avaruuteen muodostaen räjähdyspaikan ympärille nopeasti laajenevan kuoren (SNR), joka näkyy meille hienona helminauhana.

Supernovan kirkkauden laannuttua ja supernovajäänteen laajennuttua ja hieman himmennyttä, tutkijat odottivat näkevänsä sen mitä tähdestä oli jäljellä. Sandulekin massaisen tähden supernovan jäännösten joukosta pitäisi löytyä joko neutronitähti tai joissakin tapauksissa musta aukko. Mitään ei kuitenkaan näkynyt.

Viime marraskuussa (2019) Cardiffin yliopiston tutkija Phil Cigan tutkimusryhmineen ilmoitti havainneensa kirkkaan möykyn jäännösten ytimestä. Havainto tehtiin Atacama Large Millimeter / submillimeter Array Chilessä sijaitsevilla radioteleskoopeilla. Havainto sopi muuten melko hyvin siihen malliin, jota tutkijat soveltavat supernoviin. Kuitenkin osoittautui, että möykky oli aivan liian kuuma ollakseen pölypilven peittämä neutronitähti.

Meksikon kansallisen autonomisen yliopiston astrofyysikko Dany Pagein johtama tutkijaryhmä osoitti uudessa tutkimuksessaan, että möykky on todellakin neutronitähden ympärillä olevan pölypilvi. Sen kirkkaus on yhdenmukainen uusimpien mallien antamien tulosten mukainen hyvin nuorelle neutronitähdelle. Cardiffin tutkijaryhmä ei ollut ottanut huomioon, että pilveä lämmitti ⁴⁴Ti, jonka puoliintumisaika on 63 vuotta^[3].

Neutronitähden lämpötila on noin 5 miljoonaa Kelviniä, sen halkaisija on noin 25 km ja massa 1,38 × Auringon massa. Mielenkiintoisesti, neutronitähden nopeus on noin 700 km/s räjähdyskeskuksesta poispäin. Suuri nopeus ei sinällään ole yllätys, sillä supernovat harvoin räjähtävät täysin symmetrisesti. Epäsymmetrisessä räjähdyksessä jäljelle jäävä neutronitähti tai musta aukko saavat impulssin, joka kuljettaa niitä läpi avaruuden. Näiltäkin osin Sandulekin supernovan synnyttämä neutronitähti on hyvin tyypillinen.

Neutronitähti on siis hyvin nuori, vain hieman yli 33 vuotta. Tilastoissa se on nuorin, sillä nyt toisena oleva Cassiopeia A räjähti vuonna 1604. Supernovajäänne sijaitsee noin 11 000 valovuoden etäisyydellä Kassiopeian tähdistössä ja kokoa sillä on noin 10 valovuotta.

 

Huomautukset

[1] Supernovan tunnus on SN1987A.

[2] Supernovat, jotka syntyvät tähtien ytimen luhistuessa ovat tyypin II (kaksi) supernovia.

[3] Titaanin radioaktiivisista yhdestätoista isotoopista ⁴⁴Ti:n puoliutumisaika on pisin. Muiden isotooppien puoliintumisajat ovat vain joitakin tunteja tai jopa parisataa millisekuntia. Titaanilla on myös viisi vakaata isotooppia.

 

Huikea läpimurto

Lokakuun 16. päivänä saatiin odotettu tieto tieteellisestä läpimurrosta. Molemmat LIGO- observatoriot Yhdysvalloissa^[1] ja Virgo-observatorio^[2][6] Italiassa oli havainnut gravitaatioaaltoja, joiden alkuperäksi paljastui kahden neutronitähden^[3] törmäys ja yhteensulautuminen. 

Tapahtuma synnytti myös kirkkaan gammasäteilyn purkauksen^[4] (GRB), jotka puolestaan havaittiin avaruudessa Maata kiertävillä radoilla olvissa Fermi- ja INTEGRAL-obsrevatorioissa. Hyvin pian osoittautui, että molempien havaintojen aiheuttaja sijaitsi eteläisellä tähtitaivaalla Vesikäärmeen tähdistössä sijaitsevassa NGC 4993 galaksissa.

Gravitaatioaallot, jotka saivat tunnuksen GW170817, havaittiin elokuun 17. päivänä (2017) kello 12.41.04 UTC aikaa (kello 15.41.04 Suomen aikaa). Havainto tehtiin kaikissa kolmessa laser-interferometrissä samanaikaisesti, tai oikeammin niin pienellä aikaerolla, että gravitaatioaaltojen lähteen sijainti pystyttiin laskemaan hyvin tarkasti. Gravitaatioaaltoilun kesto oli peräti 100 sekuntia, mikä on ennennäkemättömän pitkä aika. Aikaisemmin havaitut aallot ovat ajallisesti kestäneet vain 0,2–0,5 sekuntia. Poikkeuksena kuitenkin oli GW151226 joulukuun 26. päivänä vuonna 2015 tehty havainto, jolla oli pituutta noin 1,6 sekuntia.

Neutronitähtien törmäyspaikka on osoitettu nuolella. Kuvissa
nähdään jälkihehkun himmeneminen.

Gravitaatioaaltojen havaitsemisen jälkeen kului aikaa vain 1,7 sekuntia, kun röntgenpurkauksia avaruudessa etsivät Fermi- ja INTEGRAL-observatoriot tekivät gammapurkauksesta havainnon. Ne paikansivat purkauksen eteläiselle tähtitaivaalle Vesikäärmeen tähdistöön ja lähettivät automaattiviestin GRB-purkauksesta sähköpostilla. Näin suuri joukko maanpinnalla olevia ja avaruudessa olevia observatorioita pystyi tekemään purkauksesta havaintoja ensimmäisistä minuuteista alkaen.

Seuraavaksi saatiin optinen havainto kilonovaksi^[5] kutsutusta ilmiöstä. Aikaa oli kulunut gravitaatioaaltojen vastaanottamisesta 10 tuntia 52 minuuttia. Kilonovan havaitseminen varmisti paikaksi galaksin NGC 4993 Vesikäärmeen tähdistössä. Varmistus oli välttämätöntä, sillä alustavan paikanmäärityksen epätarkkuudesta johtuen, lähistöllä oli kymmenkunta muutakin mahdollista galaksia missä purkaus olisi voinut tapahtua.

Virgo-observatorio Pisassa Italiassa. Kuva Virgo.

Seuraavaksi havaittiin himmeä infrapunainen säteilylähde samalla paikalla kun aikaa oli kulunut 11 tuntia 36 minuuttia. Seuraavaksi kohde havaittiin kirkkaana uv-valon aallonpituudella kun aikaa oli kulunut 15 tuntia.

Tämän jälkeen kului hieman pitempi aika, sillä röntgensäteilyä kohteesta havaittiin vasta 9 vuorokauden kuluttua.  Viimeksi saatiin havainto radiosäteilystä 16 vuorokauden kuluttua. Näin kohde oli havaittu kaikilla mahdollisilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla ja työhön oli osallistunut 70 observatoriota ympäri maapallon.

Tutkijoille oli heti alusta alkaen päivän selvää, että tässä oltiin aivan uudenlaisen ilmiön äärellä. Havaitun gravitaatioaaltoilun pitkä kesto jo paljasti, että kyseessä eivät voineet olla yhteen sulautuvat mustat aukot, vaan neutronitähtipari. Toisiaan kiertäessään neutronitähdet menettävät potentiaalienergiaansa gravitaatiosäteilynä ja lopulta ne törmäävät toisiinsa. Tässä tapauksessa viimevaiheen tapahtumien alkaessa tähtien välinen etäisyys oli vain 300 km ja 100 sekuntia myöhemmin ne törmäsivät toisiinsa.

Gammapurkauksen havaitseminen kertoi myös omaa tarinaansa tapahtumasta, sillä jos kyseessä olisi ollut mustien aukkojen muodostama pari, gammapurkausta ei olisi syntynyt. Näin on käynyt aikaisemmin havaituissa tapauksissa. Selitystä täytyi etsiä muista tapahtumista ja neutronitähtipari on vahvin kandittaatti (toki muutama muukin ilmiö selittäisi gammapurkauksen).

Galaksin NGC 4993 sijainti Vesikäärmeen tähdistössä.

Gravitaatioaaltohavainnosta pystyttiin myös laskemaan monia muita asioita. Neutronitähtiparin etäisyys oli noin 130 miljoonaa valovuotta ja niiden massat olivat 0,86–1,36 ja 1,36–2,2 auringonmassaa. Törmäys aiheutti gammapurkauksen joka siis havaittiin hetki törmäyksen jälkeen.

Gravitaatioaaltojen ja gammapurkauksen samanaikainen havaitseminen todisti tutkijoiden olettaman siitä, että gravitaatioaallot etenevät valonnopeudella. Tästä asiasta tuskin oli eriäviä mielipiteitä tutkijoiden keskuudessa, mutta aaltojen etenemisnopeudelle ei ollut aikaisemmin saatu minkäänlaista tieteellistä näyttöä. Ja tieteessähän ei ole mikään asia varmaa ja totta ennen kuin tieteellinen näyttö on saatu.

Gravitaatioaaltojen ja galaksista NGC 4993 tulevan valon punasiirtymän avulla tutkijat pystyivät laskemaan Hubblen vakion arvon suurella tarkkuudella. Tulos oli 70⁺¹²_-8 km/sMpc, joka on kutakuinkin virherajat huomioiden sama tulos kuin jokunen vuosi sitten Planck-observatorion mittausten perusteella laskettu arvo. 

Gravitaatioaaltojen havainto LIGO-observatoriossa ja
Fermi ja INTEGRAl-observatorioissa. Kuva LIGO.

Neutronitähtien törmäys sinkoaa avaruuteen runsaasti ainetta, joka muodostaa syntyneen neutronitähden ympärille ainepilven. Pilvessä paitsi, että se säteilee kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla ajan kuluessa, tapahtuu myös paljon hiukkasfysiikan alueeseen kuuluvia ilmiöitä. Nopea neutronisieppaus muuttaa pilven alkuaineet (esimerkiksi raudan) raskaammiksi alkuaineiksi. Näitä raskaita alkuaineita ja harvinaisia maametalleja ovat esimerkiksi kulta, platina, seleeni, rutenium, teknetium, barium, neodyymi ja erbium sekä uraani. Osa näistä syntyneistä isotoopeista on radioaktiivisia ja siitä syystä pilvessä on myös jonkin verran kevyempiä alkuaineita, jotka ovat syntyneet radioaktiivisissa jakautumisissa.

Katso ESOn julkaisema videoanimaatio neutronitähtiparin törmäyksestä!

Tässä on syventävä video tapahtumasta:

Huomautukset

 [1] The Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) on kaksi laser-interferometriaa käyttävää observatoriota, jotka sijaitsevat Hanfordissa ja Livingstonissa Yhdysvalloissa. Observatorioiden välinen etäisyys on yli 3000 km. Katso hakusanalla LIGO tässä blogissa julkaistuja artikkeleita!

[2] Virgo-observatorio sijaitsee Pisan kaupungin läheisyydessä Italiassa. Rakenteellisesti se on samanlainen kuin LIGO-observatoriot, vain laser-säteiden tyhjiöputket ovat lyhyempiä. Niiden pituus on noin 3 km.

[3] Neutronitähdet koostuvat lähinnä neutroneista, jotka ovat pakkautuneet (ei sähkövarausta) aivan toisiinsa kiinni. Neutronitähden ytimessä on ajateltu aineen olomuodoksi kvarkki-plasmaa. Neutronitähden pinnalla voi olla muutaman senttimetrin vahvuinen ”ilmakehä” joka koostuu raudasta. Neutronitähtien halkaisija on noin 20 km ja massa noin 1–2 auringonmassaa. Neutronitähdet syntyvät kevyimmissä supernovissa, joissa tähden ydin luhistuu noin >1,4 auringonmassaiseksi neutronitähdeksi.

]4] Gammasädepurkaukset ovat lyhytaikaisia ja erittäin kirkkaita nimensä mukaisesti gammasäteilyn purkauksia. Purkausten kesto on lyhytaikaisissa purkauksissa enintään 2 sekuntia ja pitkäaikaiset voivat olla jopa muutaman minuutin mittaisia. Lyhyiden gammapurkausten aiheuttajaksi on ajateltu neutronitähtien törmäyksiä ja pitkäaikaisten purkausten aiheuttajina on pidetty hypernovia, hyvin suurimassaisten tähtien supernovapurkauksia.

Gammapurkaukset ovat kapeita keiloja ja me näemme vain sellaiset, joiden keilat osuvat meihin. Gammapurkauksia havaitaan avaruuteen sijoitetuilla observatorioilla ja niitä nähdään noin kerran vuorokaudessa tai parissa. Gammapurkausten lähteet sijaitsevat yleensä hyvin kaukaisessa avaruudessa, joten GW+GRB170817 tapahtui harvinaisen lähellä, etäisyys oli noin 130 miljoonaa valovuotta.

[5] Tähdissä tapahtuvia kirkastumia kutsutaan yhteisellä nimellä nova. Etuliitteet: hyper-, super- ja kilo- kuvastavat kirkkautta ja vapautuvaa aine- ja energiamäärää siten, että kaikkein massiivisimmat tähdet aiheuttavat hypernovaksi kutsuttuja ilmiöitä. Kilonova on siis supernovaa heikompi ja himmeämpi purkaus mutta tavallista novaa kirkkaampi. Novan himmeämpiä versioita ovat toistuvat novat, novamaiset muuttujat ja muuttujat. Näistä viimeksi mainitut ovat tähtiä, joiden kirkkaus vaihtelee enemmän tai vähemmän säännöllisesti.

[6] Virgo-observatorion havaitsema signaali oli heikko mutta riittävä paikanmäärityksen tarkentamiseen. Heikon signaalin syy oli observatorion suunta lähteeseen juuri tapahtuma-aikaan. Jos gravitaatioaaltojen tulosuunta muuttaa molempien tyhjiöputkien pituutta lähes yhtä paljon ja samaan suuntaan, signaali jää heikoksi vaikka muutoin (tai muutama tunti aikaisemmin tai myöhemmin) se olisi selvästi havaittavissa.

Jalokaasuyhdiste Rapu-sumussa

Rapusumu infrapunaisella aallonpituudella.
Kuva ESA/Herschel/PACS/MESS
Key Programme Supernova Remnant
Team; NASA, ESA and Allison Loll/
Jeff Hester (Arizona State University)

Kuten tunnettua, jalokaasut[1] ovat hyvin inertisiä[2], ne eivät muodosta maanpinnalla vallitsevissa olosuhteissa kemiallisia yhdisteitä muiden alkuaineiden kanssa kovinkaan helposti. Niinpä tutkijat, johtajanaan Michael J. Barlow (University College London), olivat hieman hämmästyneitä, kun he havaitsivat Rapusumussa[3] outoja spektriviivoja, joiden todettiin kuuluvan argonin ja vedyn muodostamalle ionisoituneelle yhdisteelle argonhydriitille(ArH⁺).

Yhdiste syntyy, kun argo-ioni (Ar⁺) kohtaa molekyylisen vedyn (H₂). Vaikeus on siinä, että tavallisesti supernovan jäännöksissä kaasut ovat erillään toisistaan. Kaasujen ionisaatio tapahtuu alueilla joissa säteily on voimakkainta, kun taas molekyylistä kaasua esiintyy tiheissä ja kylmissä taskuissa. Rapusumusta kuitenkin löytyi alueita joissa esiintyy molempia kaasuja oikeassa olomuodossa ja yhdisteen syntyminen ja säilyminen oli mahdollista.

Löytö tehtiin tutkimusryhmän havaitessa sumun ytimen (pulsari[5]) ympärillä olevia kaasupilviä. Havainnot oli tehty Herschel-avaruusobservatoriolla. Argonhydriitin lähempi tarkastelu osoitti myös, että yhdisteen muodostanut isotooppi oli ³⁶Ar. Sinällään löytö ei ollut hämmentävä, sillä isotooppi 36 on maailmankaikkeuden mittakaavassa yleisin[4] argonin isotoopeista. Lisäksi se on yleisin argonin isotoopeista supernovan räjähdyksen aikaansaamassa alkuainesynteesissä. Rapusumun alkuperästä ei ole ollut epäselvyyttä, mutta ³⁶Ar-isotoopin löytyminen vahvisti sen.

Huomautukset

[1] Jalokaasuja ovat helium (He), neon (Ne), argon (Ar), krypton (Kr), radon (Ra) ja keinotekoisesti aikaansaatu ununoktium (Uuo). 

[2] Inertisyys johtuu atomien elektronikuorien kahdeksasta valenssielektronista, oktetista. Ainoan poikkeaman tähän tekee helium, jolla valenssielektroneja on vain 2. Jalokaasujen kemialliset yhdisteet edellyttävät kovalenttisia sidoksia, joissa yhdistyvät alkuaineet jakavat keskenään saatavilla olevat valenssielektronit.

[3] Rapusumu tunnetaan myös Messier-luottelon tunnuksella M1 ja supernovatunnuksella SN 1054. Se sijaitsee Härän tähdistössä noin 6300 valovuoden etäisyydellä. Rapusumu on supernovajäänne, jonka nähtiin purkautuvan vuonna 1054. Supernovan kerrotaan näkyneen jopa päivänvalossa, joten sen kirkkaus on täytynyt olla enemmän kuin –4,5^m ja korkeintaan –7^m.

[4] Maapallon ilmakehässä oleva argon on muodostunut argonin isotoopista 40 (⁴⁰Ar).

[5] Pulsari on neutronitähti, joka säteilee sähkömagneettista säteilyä gammasäteilystä radioaaltoihin keilanmuotoisena suihkuna. Tähden pyöriessä säteilykeila kohdistuu meidän suuntaamme kerran jokaisella kierroksella, jolloin havaitsemme säteilyn tulevan pulsseina; tästä pulsari-nimitys. Rapusumun pulsari pyörähtää itsensä ympäri 30,2 kertaa sekunnissa ja tähden massaksi on arvioitu noin 1,4–2 M_☉(Auringon massaa). Tähden halkaisija on noin 28–30 km.

Outoja tähtiä

Kvarkki-novan räjähdys.
Kuva Kari A. Kuure

New Scientist -tiedelehden tämän viikon viikkotiedotteessa kerrotaan oudosta tähdestä, jollaista ei aikaisemmin ole havaittu. New Scientist -lehden artikkeliin johtanut tutkimus alkoi 84 miljoonan valovuoden etäisyydellä näkyneestä supernovasta (SN 2009ip). Siinä ei sinällään ole mitään kummalista, mutta asiaan liittyi aivan käsittämätön outous – sama kohde oli nähty kirkastuvan supernovana viikkoa aikaisemmin.

Saman kohteen kaksi perättäistä supernovapurkausta^[1] voisi olla outo yhteensattuma, mutta ei enää vuonna 2010, kun SN 2010mc käyttäytyi samoin. Suurin ongelma tällaisille purkauksille on, että tähden supernovapurkaus voi tapahtua vain yhden kerran. Jälleen kerran luonto näytti olevan oudompi kuin mitä tutkijat pystyivät kuvittelemaan.

Galgaryn yliopistossa työskentelevän tutkijan, tohtori Rachid Ouyed johtama tutkijaryhmä on päätynyt tulokseen, että jälkimmäinen purkaus (kvarkki-nova) on syntynyt siitä, että supernovaräjähdyksessä syntynyt neutronitähti^[2]  oli muuttunut kvarkkitähdeksi^[3]. Vapautuva energia ja purkauksen kirkkaus ovat samaa luokkaa kuin ensimmäisessä supernovassa vapautunut energiamäärä.

Mahdollinen kvarkkitähtikandidaatti olisi 1,5–1,8 auringonmassainen neutronitähti, joita kaikista neutronitähdistä olisi noin 1 %. Jos teoria olisi oikea, meidän pitäisi pystyä näkemään kahden kvarkkitähden syntyminen joka päivä. Toistaiseksi laskelmien osoittaminen oikeaksi on vaikeaa, mutta tähtitieteen historia osoittaa, että vähäinenkin outous havainnoissa voi johtaa merkittävään läpimurtoon. 

SN 2006 valokäyrä.
Kuva Wikimedia Commons.

Aikaisemmin Rachid Ouyed on ehdottanut kvarkkitähden syntymistä supernova SN 2006gy (18.9.2006) yhteydessä. Räjähdyksen voimakkuus oli 1400-kertainen SN 1987A supernovaan verrattuna. Muitakin selitysmalleja SN 2006gy:lle on esitetty. Olipa selitys mikä tahansa, SN 2006gy:n valokäyrä on muista supernovista hyvin paljon poikkeava (kts. oheinen kuva).

Jan Staff’in (Galgaryn yliopisto) mukaan voimakkaan magneettikentän omaava neutronitähti voisi päätyä romahtamaan kvarkkitähdeksi vain muutamassa tunnissa syntymisensä jälkeen. Neutronitähden ja kvarkkitähden syntymisen aikaväli on riippuvainen magneettikentän voimakkuudesta siten, että keskivoimakkaan kentän tähdillä kvarkkitähdeksi romahtaminen voisi ottaa aikaa jopa 1000 vuotta.

Tutkijoiden työ on myös osoittanut, että kvarkkitähdet olisivat mitä suurimmalla todennäköisyydellä ns. radiohiljaisia neutronitähtiä. Toinen, ehkä vielä mielenkiintoisempi tulos on, että kvarkkitähdet voisivat olla kaukaisessa universumissa havaittujen gammapurkausten aiheuttajia. Niitä on pidetty jättimäisten supernovien (hypernovien) aikaansaamina, kahden toisiaan kiertävien neutronitähtien yhteen sulautumisena tai kahden mustan aukon törmäämisenä. Kaikki nämä selitykset ovat edelleen mahdollisia, mutta kvarkkitähden syntyminen voi olla neljäs selitysmalli ilmiölle. Gammapurkausten tulevat tutkimukset voivat antaa tapahtumasta enempi tarkkoja tietoja.

Huomautukset

[1] Supernovapurkaus tapahtuu Aurinkoa noin 10-kerttaisesti massiivisten tähtien tulleessa kehityskaarensa päähän. Fuusiokelpoisen vedyn ja heliumin loppuessa massiivisen tähden ytimessä lämpötila ja paine kasvaa niin suureksi, että aina vain raskaammat alkuaineet fuusioituvat. Fuusioketjut päättyvät kun ytimeen syntyy rautaa. Raudan fuusio ei tuota enää energiaa, joten ytimen hydrostaattinen tila häiriintyy ja se luhistuu. Luhistuminen saa aikaan tähden ulko-osien räjähdyksen avaruuteen. Ydin voi tuhoutua kokonaan, siitä voi tulla neutronitähti tai musta aukko. Tähän listaan täytyy siis lisätä kvarkkitähti neutronitähden jälkeen.

[2] Neutronitähden syntyminen selittyy supernovan räjähdyksen synnyttämällä paineella, joka ”työntää” elektronit atomiytimiin. Suuri osa aineesta pirstoutuu alkeishiukkasiksi ja suuri määrä neutriinoja (lähes massattomia neutraaleja alkeishiukkasia) vapautuu. Jäljelle jäänyt aine on muuttunut neutroneiksi elektronien miinus-sähkövarauksen neutraloidessa protonien plus-varauksen. Neutronitähdillä on voimakas magneettikenttä ja hyvin voimakkaan kentän omaavia neutronitähtiä kutsutaan magnetareiksi.

[3] Kvarkkitähdet koostuvat kvarkkiaineesta. Se syntyy gravitaation (lämpötila ja paine) pakottaessa neutronitähtien neutronit niin lähelle toisiaan (1 fm), että syntyy kvarkki-plasmaa tai Fermin nestettä, jossa kvarkit pääsevät vapaasti vaeltamaan. Normaalioloissa hadronien sisällä olevat kvarkkien liikkumisvapaus on rajoittunut hiukkasen sisällä tapahtuvaksi.