supernova Kassiopeian tähdistössä. Ympäröivällä materiaalilla sekä jatkuvalla EM-säteilyn emissiolla on molemmilla merkitystä jäännöksen jatkuvaan valaistukseen. NASA, ESA ja Hubble Heritage STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration. Kiitokset: Robert A. Fesen (Dartmouth College, Yhdysvallat) ja James Long (ESA/Hubble)
Luo tarpeeksi massiivinen tähti, eikä se sammu auringon tavoin, vaan palaa tasaisesti miljardeja ja taas miljardeja vuosia ennen kuin supistuu valkoiseksi kääpiöksi. Sen sijaan sen ydin romahtaa, mikä johtaa karkaavaan fuusioreaktioon, joka räjäyttää tähden ulommat osat kappaleiksi supernovaräjähdyksessä, samalla kun sisus romahtaa joko neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. Ainakin tämä on perinteinen käsitys. Mutta jos tähti on tarpeeksi massiivinen, supernovaa ei ehkä synny lainkaan. Toinen mahdollisuus on suora kollapsi, jossa koko tähti vain häviää ja muodostaa mustan aukon. Toinen vaihtoehto on hypernova, joka on paljon energisempi ja kirkkaampi kuin supernova ja joka ei jätä jälkeensä lainkaan ytimen jäännöstä. Miten kaikkien aikojen massiivisimmat tähdet päättävät elämänsä? Tässä on, mitä tiede sanoo tähän mennessä.
näkyy röntgen-, radio- ja infrapuna-aallonpituuksilla. Tarvitaan vähintään 8-10 kertaa Aurinkoa massiivisempi tähti supernovan syntymiseen ja tarvittavien raskaiden alkuaineiden syntymiseen, joita maailmankaikkeus tarvitsee Maan kaltaisen planeetan olemassaoloon. Röntgensäteet: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Infrapuna: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Jokainen tähti fuusioi syntyessään vetyä heliumiksi ytimessään. Auringon kaltaiset tähdet, punaiset kääpiöt, jotka ovat vain muutaman kerran Jupiteria suurempia, ja supermassiiviset tähdet, jotka ovat kymmeniä tai satoja kertoja massiivisempia kuin meidän tähtemme, käyvät kaikki läpi tämän ensimmäisen vaiheen ydinreaktion. Mitä massiivisempi tähti on, sitä kuumempi sen ytimen lämpötila on ja sitä nopeammin se polttaa ydinpolttoaineensa loppuun. Kun tähden ytimestä loppuu fuusioituva vety, se supistuu ja kuumenee, jolloin se voi alkaa fuusioida vielä raskaampia alkuaineita, jos se on tarpeeksi kuuma ja tiheä. Auringon kaltaiset tähdet kuumenevat tarpeeksi kuumiksi, kun vedynpoltto on päättynyt, ja ne voivat sulattaa heliumia hiileksi, mutta Auringon kohdalla tämä on viimeinen vaihe. Tarvitaan noin kahdeksan (tai enemmän) kertaa Aurinkoamme massiivisempi tähti, jotta voidaan siirtyä seuraavaan vaiheeseen: hiilen fuusioon.
sitä ympäröivä tähtisumu on yksi tuhansista Linnunradan tähdistä, jotka voivat olla galaksimme seuraava supernova. Se on myös paljon, paljon suurempi ja massiivisempi kuin mitä voisi muodostua vain vetyä ja heliumia sisältävässä maailmankaikkeudessa, ja se saattaa olla jo elämänsä hiilenpolttovaiheessa. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Jos tähti on näin massiivinen, edessä on kuitenkin todellinen kosminen ilotulitus. Toisin kuin Auringon kaltaiset tähdet, jotka varovasti puhaltavat uloimmat kerroksensa pois planetaarisumussa ja supistuvat (hiili- ja happirikkaaksi) valkoiseksi kääpiöksi, tai punaiset kääpiöt, jotka eivät koskaan saavuta heliumin palamista ja supistuvat yksinkertaisesti (heliumpohjaiseksi) valkoiseksi kääpiöksi, massiivisimpien tähtien kohtalona on kataklysminen tapahtuma. Useimmiten, erityisesti spektrin pienemmän massan (~20 auringon massaa ja alle) päässä, ytimen lämpötila nousee edelleen, kun fuusio siirtyy raskaampiin alkuaineisiin: hiilestä hapen ja/tai neonin palamiseen ja sitten jaksollisen järjestelmän ylöspäin magnesiumin, piin ja rikin palamiseen, joka huipentuu raudan, koboltin ja nikkelin ytimeen. Koska näiden alkuaineiden fuusioiminen maksaisi enemmän energiaa kuin siitä saataisiin, ydin implodoituu tässä vaiheessa, ja siitä syntyy ytimen luhistumissupernova.
elämä, joka huipentuu II-tyypin supernovaan. Nicole Rager Fuller NSF:lle
Se on loistava, näyttävä loppu monille universumimme massiivisille tähdille. Kaikista maailmankaikkeudessa syntyneistä tähdistä alle 1 % on tarpeeksi massiivisia saavuttaakseen tämän kohtalon. Kun siirrytään yhä suurempiin massoihin, tulee yhä harvinaisemmaksi saada näin suuri tähti. Noin 80 prosenttia maailmankaikkeuden tähdistä on punaisia kääpiötähtiä: vain 40 prosenttia Auringon massasta tai vähemmän. Aurinko itsessään on massiivisempi kuin noin 95 % maailmankaikkeuden tähdistä. Yötaivas on täynnä poikkeuksellisen kirkkaita tähtiä: ihmissilmän on helpointa nähdä ne. Supernovien alarajan yläpuolella on kuitenkin tähtiä, joiden massa on useita kymmeniä tai jopa satoja kertoja Aurinkoamme suurempi. Ne ovat harvinaisia, mutta kosmisesti ne ovat äärimmäisen tärkeitä. Syynä on se, että supernovat eivät ole ainoa tapa, jolla nämä massiiviset tähdet voivat elää tai kuolla.
supernovan jäänne, joka tapahtui tuhansia vuosia sitten. Jos kaukaiset supernovat ovat pölyisemmässä ympäristössä kuin niiden nykyiset vastineet, tämä voisi vaatia korjausta nykyiseen käsitykseemme pimeästä energiasta. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN ja NOAO/AURA/NSF
Aluksi, monilla massiivisilla tähdillä on ulosvirtauksia ja ulostuloja. Ajan myötä, kun ne lähestyvät joko elämänsä loppua tai tietyn fuusiovaiheen loppua, jokin saa ytimen supistumaan hetkeksi, mikä puolestaan saa sen kuumenemaan. Kun ydin kuumenee, kaikenlainen ydinfuusio kiihtyy, mikä johtaa tähden ytimessä syntyvän energian nopeaan kasvuun. Tämä energian lisääntyminen voi räjäyttää suuria määriä massaa, jolloin syntyy tapahtuma, jota kutsutaan supernovaksi: se on kirkkaampi kuin mikä tahansa tavallinen tähti ja aiheuttaa jopa kymmenien aurinkomassojen arvosta materiaalin menetyksen. Tähdestä Eta Carinae (alla) tuli supernova-imitaattori 1800-luvulla, mutta sen synnyttämässä tähtisumussa se palaa edelleen odottaen lopullista kohtaloaan.
sai aikaan jättimäisen purkauksen, joka syöksi Eta Carinaen tähtienväliseen väliaineeseen monien auringon massojen verran ainetta. Tämänkaltaiset suuren massan tähdet metallirikkaissa galakseissa, kuten omassamme, paiskaavat ulos suuria määriä massaa tavalla, jota pienempien, alhaisemman metallisuuden galaksien tähdet eivät tee. Nathan Smith (Kalifornian yliopisto, Berkeley) ja NASA
Millainen on siis 20 kertaa Aurinkoamme massiivisemman tähden lopullinen kohtalo? No, vaihtoehtoja on kolme, emmekä ole täysin varmoja siitä, mitkä olosuhteet voivat ohjata kutakin niistä. Yksi on supernova, josta olemme jo keskustelleet. Mikä tahansa ultramassiivinen tähti, joka menettää tarpeeksi ”ainetta”, josta se koostuu, voi helposti muuttua supernovaksi, jos tähden kokonaisrakenne yhtäkkiä putoaa oikealle massa-alueelle. Mutta on olemassa kaksi muuta massa-aluetta – ja jälleen kerran, emme ole varmoja siitä, mitkä ovat tarkat luvut – jotka mahdollistavat kaksi muuta lopputulosta. Molemmat niistä täytyy olla olemassa; ne on jo havaittu.
massiivinen tähti, joka on noin 25 kertaa Auringon massainen ja joka on kadonnut olemassaolostaan ilman supernovaa tai muuta selitystä. Suora romahdus on ainoa järkevä selitysehdokas. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Suoraan romahtavat mustat aukot. Kun tähti menee supernovaksi, sen ydin implodoituu, ja siitä voi tulla joko neutronitähti tai musta aukko, massasta riippuen. Mutta juuri viime vuonna tähtitieteilijät havaitsivat ensimmäistä kertaa 25 auringon massaisen tähden vain katoavan. Tähdet eivät vain katoa ilman merkkejä, mutta on olemassa fysikaalinen selitys sille, mitä on voinut tapahtua: tähden ydin lakkasi tuottamasta tarpeeksi säteilypainetta ulospäin tasapainottaakseen painovoiman sisäänpäin suuntautuvan vetovoiman. Jos keskialue tiivistyy tarpeeksi tiheäksi, toisin sanoen jos tarpeeksi massa tiivistyy tarpeeksi pieneen tilavuuteen, muodostuu tapahtumahorisontti ja syntyy musta aukko. Ja jos teet mustan aukon, kaikki muu voi vetäytyä sinne.
korostettuna massiivisilla, lyhytikäisillä, kirkkailla sinisillä tähdillä. Vain noin 10 miljoonan vuoden kuluessa suurin osa massiivisimmista niistä räjähtää II-tyypin supernovana… tai ne voivat yksinkertaisesti suoraan romahtaa. ESO / VST-tutkimus
Suoran luhistumisen oletettiin tapahtuvan hyvin massiivisille tähdille, jotka ylittävät ehkä 200-250 auringon massaa. Mutta tällaisen pienimassaisen tähden hiljattainen katoaminen on asettanut kaiken tämän kyseenalaiseksi. Ehkä emme ymmärrä tähtien ytimien sisäosia niin hyvin kuin luulemme, ja ehkä tähdellä on useita tapoja yksinkertaisesti vain implodoitua kokonaan ja häipyä olemassaolostaan ilman, että siitä irtoaa merkittävää määrää ainetta. Jos näin on, mustien aukkojen muodostuminen suoran luhistumisen kautta voi olla paljon yleisempää kuin olemme aiemmin olettaneet, ja se voi olla erittäin siisti tapa, jolla maailmankaikkeus on rakentanut supermassiivisia mustia aukkojaan äärimmäisen varhaisista ajoista lähtien. Mutta on olemassa toinenkin lopputulos, joka menee täysin päinvastaiseen suuntaan: valoshow, joka on paljon näyttävämpi kuin mitä supernova voi tarjota.
koko juttu voisi räjähtää kappaleiksi, eikä jäljelle jäisi lainkaan jäänteitä! NASA / Skyworks Digital
Hypernovan räjähdykset. Nämä tapahtumat, jotka tunnetaan myös nimellä superluminous supernova, ovat paljon kirkkaampia ja niissä on hyvin erilaiset valokäyrät (kirkastumisen ja hiipumisen kuvio) kuin missään muussa supernovassa. Niiden taustalla oleva johtava selitys tunnetaan nimellä pari-instabiliteettimekanismi. Kun suuri massa – joka on satoja tuhansia tai miljoonia kertoja suurempi kuin koko planeettamme massa – luhistuu pieneen tilavuuteen, se luovuttaa valtavan määrän energiaa. Teoriassa, jos tekisimme tähden tarpeeksi massiiviseksi, esimerkiksi yli 100 kertaa niin massiiviseksi kuin Aurinko, sen luovuttama energia olisi niin suuri, että yksittäiset fotonit voisivat jakautua elektroni- ja positronipareiksi. Elektronit tunnet, mutta positronit ovat elektronien antimaterian vastineita, ja ne ovat hyvin erikoisia.
prosessi, jonka tähtitieteilijät uskovat laukaisseen hypernova-tapahtuman, joka tunnetaan nimellä SN 2006gy. Kun syntyy riittävän suurienergisiä fotoneja, ne synnyttävät elektroni-positronipareja, jotka aiheuttavat paineen laskun ja karkaamisreaktion, joka tuhoaa tähden. NASA/CXC/M. Weiss
Kun positroneja on runsaasti, ne väistämättä törmäävät läsnä oleviin elektroneihin. Tämä törmäys johtaa molempien annihilaatioon, jolloin syntyy kaksi gammasäteilyfotonia, joilla on hyvin erityinen, korkea energia. Jos positronien (ja siten myös gammasäteiden) tuotantonopeus on riittävän alhainen, tähden ydin pysyy vakaana. Mutta jos gammasäteilyn tuotantonopeus on riittävän nopea, kaikki nämä ylimääräiset 511 keV:n fotonit lämmittävät ydintä. Toisin sanoen, jos näitä elektroni-positronipareja aletaan tuottaa tietyllä nopeudella, mutta ydin romahtaa, niitä aletaan tuottaa yhä nopeammin ja nopeammin… ja ydin kuumenee edelleen! Ja tätä ei voi tehdä loputtomiin; se aiheuttaa lopulta kaikkien aikojen näyttävimmän supernovaräjähdyksen: parin epävakauden supernovan, jossa koko yli 100 auringon massainen tähti räjähtää kappaleiksi!
Tämä tarkoittaa, että on neljä mahdollista lopputulosta, jotka voivat syntyä supermassiivisesta tähdestä:
- neutronitähti ja supernovan jäännöksen kaasu, pienimassaisesta supernovasta,
- musta aukko ja supernovan jäännöksen kaasu, suuremassa massassa olevasta supernovasta,
- erittäin massiivinen musta aukko, jossa ei ole jäännöksiä, massiivisen tähden suorasta luhistumisesta,
- tai pelkän jäännöksen kaasu, hypernovan räjähdyksestä.
massiivinen tähti piin palamisen loppuvaiheessa, ennen supernovaa. Chandra-kuvassa (oikealla) Cassiopeia A:n supernovan jäänteestä näkyy nykyään alkuaineita, kuten rautaa (sinisellä), rikkiä (vihreällä) ja magnesiumia (punaisella). Tämä ei kuitenkaan välttämättä ollut väistämätöntä. NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Kun näemme hyvin massiivisen tähden, on houkuttelevaa olettaa, että se menee supernovaksi ja jäljelle jää musta aukko tai neutronitähti. Todellisuudessa on kuitenkin kaksi muuta mahdollista lopputulosta, jotka on havaittu ja jotka tapahtuvat melko usein kosmisessa mittakaavassa. Tutkijat pyrkivät edelleen ymmärtämään, milloin kukin näistä tapahtumista tapahtuu ja millaisissa olosuhteissa, mutta niitä kaikkia tapahtuu. Kun seuraavan kerran katsot tähteä, joka on kooltaan ja massaltaan moninkertainen Aurinkoon verrattuna, älä ajattele, että ”supernova” on itsestäänselvyys. Näissä kohteissa on vielä paljon elämää jäljellä, ja niiden tuhoutumiseen on myös paljon mahdollisuuksia. Tiedämme, että havaittavissa oleva maailmankaikkeutemme alkoi räjähdyksellä. Massiivisimpien tähtien kohdalla emme ole vieläkään varmoja siitä, päättyvätkö ne lopulliseen pamahdukseen, jolloin ne tuhoavat itsensä kokonaan, vai lopulliseen vinkumiseen, jolloin ne romahtavat kokonaan olemattomuuden gravitaatiokuiluun.
Seuraa minua Twitterissä. Tutustu verkkosivuihini tai muihin töihini täällä.