Kaksi novaa yhtä aikaa taivaalla

KAK – Kesäkuussa 2025 tähtitieteen harrastajia ja ammattilaisia hemmoteltiin harvinaisella, mutta ei ainutlaatuisella näytöksellä: kaksi toisistaan riippumatonta novaa, V462 Lupi ja V572 Velorum, kirkastuivat samanaikaisesti niin voimakkaiksi, että ne olivat nähtävissä paljain silmin eteläisellä pallonpuoliskolla. Vaikka novat itsessään eivät ole äärimmäisen harvinaisia, paljain silmin nähtäviä on harvoin – ja kahden yhtäaikainen esiintyminen herätti ansaittua huomiota.

Nova (lat. "uusi") ei ole uusi tähti, vaan olemassa olevan tähden räjähdyksenomainen kirkastuminen. Kirkastuminen syntyy kaksoistähtijärjestelmissä, joissa toinen tähti on valkoinen kääpiö. Se vetää itseensä kaasua kumppanitähdeltään, joka on heliumleimahduksen kokenut ja samalla laajentunut punainen jättiläinen. Kun valkoisen kääpiön pinnalle kertynyt materia saavuttaa kriittisen massan, käynnistyy äkillinen termonukleaarinen fuusio, joka vapauttaa valtavasti energiaa ja saa koko järjestelmän kirkastumaan hetkellisesti jopa tuhansia tai kymmeniätuhansia kertoja.

Havainnekuva toistuvan novan kirkastumissyklistä. Ylärivissä: a) Edellisen purkauksen jälkeen valkoinen kääpiö alkaa kerätä kertymäkiekkoa kiertoradalle, b) josta se hiljalleen putoaa valkoisen kääpiön pinnalle. Kun massaa on kertynyt riittävästi c) pinnalla oleva kaasu (vetyä) on kuumentunut riittävästi (noin 10⁷ K) ja siinä tapahtuu nopea räjähdyksen omainen fuusioreaktio, joka näkyy kirkkaana muutaman viikon mittaisena kirkastumisena. Tämän jälkeen sykli alkaa alusta d). Piirros © Kari A. Kuure.

Nova eroaa supernovasta siinä, että räjähdys ei tuhoa valkoista kääpiötä – prosessi voi toistua. Osa novista onkin niin sanottuja toistuvia novia. Kirkkaimmillaan nova voi näkyä paljain silmin useiden päivien tai jopa viikkojen ajan ennen kuin sen kirkkaus hiljalleen hiipuu.

Sekä novat että supernovat ovat tähtien kehityskaaren dramaattisia loppuvaiheita, mutta niiden mittakaava ja seuraamukset eroavat merkittävästi. Supernova on joko massiivisen tähden ytimen lopullinen romahtaminen tai valkoisen kääpiön täydellinen tuhoutuminen. Nova on verrattain hillitty ilmiö – se ei tuhoa emokappaletta, mutta tarjoaa silti arvokkaan kurkistuksen tähtifysiikkaan.

Kesäkuussa 2025 havaittiin kaksi nova-ilmiötä, jotka molemmat kirkastuivat näkyviin paljain silmin:

• V462 Lupi (Nova Lupi 2025) löytyi 12. kesäkuuta kansainvälisen ASAS-SN-taivaskartoituksen avulla. Se kirkastui nopeasti ja saavutti kirkkaushuipun noin +5,5 magnitudin tienoilla 20. kesäkuuta. Nova sijaitsee Lupuksen eli Suden tähdistössä.
• V572 Velorum (Nova Velorum 2025) havaittiin 25. kesäkuuta, ja se nousi vieläkin kirkkaammaksi, saavuttaen +4,8 magnitudin arvion 27. kesäkuuta. Se sijaitsee Purjeen (Velorum) tähdistössä.

Molemmat tähdistöt ovat kaukana eteläisellä taivaalla ja siten eivät näy lainkaan Suomesta. Ilmiö oli siis täysin eteläisen pallonpuoliskon havaitsijoiden juhlaa.

Paljain silmin nähtävät novat ovat harvinaisia – niitä esiintynee muutaman vuoden välein. Se, että kaksi erillistä novaa näkyy taivaalla samanaikaisesti, on epätavallista mutta ei ainutkertaista. Vastaava tilanne on kirjattu esimerkiksi vuonna 2018, jolloin FM Circini ja V906 Carinae kirkastuivat lähelle samaan aikaan. Tästä huolimatta kyse on poikkeuksellisen kiinnostavasta tilanteesta, joka tuo ilmiön laajempaan yleisön tietoisuuteen.

Novapurkaus on tutkijoille mielenkiintoinen, sillä se tarjoaa mahdollisuuden tehdä havaintoja sellaisista ilmiöistä, joita muuten on lähes mahdotonta tutkia. Näitä ovat mm.:

• massan siirtymistä ja kaasun käyttäytymistä kaksoistähtijärjestelmissä
• termonukleaaristen reaktioiden käynnistymistä matalammissa massoissa
• shokkiaaltoja ja säteilyn kehitystä, jotka näkyvät mm. gammasäteilyssä ja radioalueella.

Lisäksi ne antavat tutkijoille tilaisuuden testata mallinnuksia ja seurata nopeita kehityskulkuja ajassa – toisin kuin monet tähtitieteelliset prosessit, jotka tapahtuvat vuosimiljoonien aikajänteillä.

Vaikka kaksi kirkasta novaa samaan aikaan ei ole täysin ainutlaatuinen tapahtuma, se on joka tapauksessa poikkeuksellinen tilaisuus tutkia kosmista dynamiikkaa. V462 Lupi ja V572 Velorum toivat taivaalle kesäkuussa kirkkaan muistutuksen siitä, että maailmankaikkeus on täynnä yllätyksiä – ja että tähtitiede ei katso vuodenaikoja eikä pallonpuoliskoja.

T CrB

Me täällä pohjoisessa odottelemme edelleen T CrB tähden novapurkausta, joka näyttää edelleen viipyvän, vaikka sitä on jo odotettu parin vuoden ajan. Tästä aiheesta olen kirjoittanut Avaruusmagasiinissa aikaisemmin mm. artikkeleissa Uusiutuvan novan T CrB purkaus lähestyy ja Kerran elämässä: T Coronae Borealis kirkastuu lähiaikoina.

Novan kirkastumisennusteita on korjailtu sen mukaan kuin purkausta ei ole tullut ja se on edelleen odotettavissa parin vuoden sisällä. Varhaisin ennuste vuodelta 1946 ehdottaa novapurkauksen tapahtuvan 2026–2027. Tuoreemmat ennusteet antavat lyhyempiä aikaikkunoita, jotka ulottuvat helmikuuhun 2027 asti. Saa nähdä kuinka käy.

 

 

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.

Mikä ihmeen nova?

Fiktiivinen näkemys kaksoistähdestä
ennen novana purkautumista.
Piirros Kari A. Kuure.

Tähtitaivaan tapahtumat ovat jälleen päässeet otsikoihin, tällä kertaa aivan aiheesta. Delfiinin tähdistöön on kirkastunut nova^[1], jonka kirkkaus mahdollisti sen näkemisen paljain silmin. Tämä on suhteellisen harvinaista, joten se on aivan aiheellisesti noteerattu eri medioissa.

Novan löysi japanilainen Koichi Itagaki elokuun 14. päivän kello 18 UT aikaan ottamastaan valokuvasta.

Mikä se nova sitten on? 

Se on kaksoistähtipari, joista novana räjähtävä tähti on valkoinen kääpiö ja toinen on punainen jättiläinen. Valkoinen kääpiö on noin maapallon kokoinen mutta tähden massainen kohde, joka on syntynyt Auringon kaltaisten tähtien energiatuotannon loppuessa. Tähti on sitä ennen menettänyt avaruuteen osan ylemmästä kuorikerroksestaan ja sisäosa on luhistunut energiantuotannon aiheuttaman sisäisen paineen puuttuessa valkoiseksi kääpiöksi. Tähden pintalämpötila voi olla jopa 100 000 K tai jopa enemmän. Ajan kuluessa tähden pintalämpötila alenee, koska uutta energiaa ei vapaudu tähden ytimessä, tähti säteilee vain jäännöslämpöä ja luhistumisessa vapautunutta energiaa.

Toinen kaksoistähden komponenteista on punainen jättiläinen. Se on kehityskaarensa viimeisestä edeltävässä vaiheessa. Tätä vaihetta kutsutaan heliumleimahdukseksi ja sen tai niiden aikana tähti laajenee vähintään satakertaiseksi alkuperäisestä koostaan. Aurinkokin tulee noin viiden miljardin vuoden kuluttua tähän vaiheeseen ja laajenee silloin niin, että sen ulkoreuna (=pinta?) on kutakuinkin maapallo nykyisen radan tuntumassa. Maapallon on siinä vaiheessa jo hieman ulommalla radalla, johtuen Auringon aikaisemmin tapahtuneesta massan menetyksestä.

Jos kaksoistähden komponentit kiertävät toisiaan riittävän lähellä, punaiseksi jättiläiseksi laajentunut tähti luovuttaa kumppanilleen uloimmaisista kerroksistaan vetyä ja heliumia. Massansiirto johtaa siihen, että valkoisen kääpiön pinnalle kertyy fuusiokelpoista vetyä, jonka kerrosvahvuus kasvaa ajan myötä. Lopulta, kun riittävästi massaa on kertynyt, vedyn fuusio käynnistyy valtavana vetypommina. 

Vaikka vety fuusioituu räjähtävästi, tapahtuma ei juuri vaikuta valkoisen kääpiön rakenteeseen ja se säilyy lähes koskemattomana. Myöskään sen kumppani, punainen jättiläinen, ei nova-purkauksesta kärsi ja massansiirto alkaa uudelleen purkauksen jälkeen. Kuluu satoja tai jopa miljoonia vuosia ennen kuin seuraavan kerran purkaus on mahdollinen.

Kirkastuminen tapahtuu muutamasta tunnista pariin vuorokauteen ja himmeneminen on yleensä tätä hitaampaa. Kirkastuminen tapahtuu vedyn fuusion voimasta tähden ympärille syntyvän kaasukuoren laajenemisesta ja lämpötilasta. Laajenemisnopeus on yleensä 200–3500 km/s.Alkuvaiheessa laajenevan pilven pinta-ala kasvaa ja nova näyttää kirkastuvan. Laajeneminen aiheuttaa kaasun lämpötilan ja tiheyden laskun, josta syystä sen säteilemän valon määrä vähenee ja novan kirkkaus kääntyy laskevaksi. Himmeneminen tapahtuu hitaammin ja tuloksena on kirkkauden toispuoleinen kello-käyrä.

Tätä kirjoittaessani tuoreimpien tietojen mukaan nova olisi himmentynyt jo viidenteen kirkkausluokkaan. Huippu, joka oli noin 4,3^m, saavutettiin 16.8 kello 12 UT aikaan. Ensi yönä novan kirkkaus tulee olemaan arviolta noin 5,5^m ja seuraava noin 6,2^m.

Huomautus

[1] Novaa ei pidä sekoittaa supernovaan, joka on voimakkuudeltaan ja kirkkaudeltaan aivan erilainen, tähden tuhoava räjähdys. Novan kirkastumista kutsutaan purkaukseksi, sillä siinä valkoinen kääpiö ei tuhoudu.