Taivaalle ilmestyi yhtäkkiä uusi tähti. Se loisti niin kirkkaasti, että se ei näkynyt vain yöllä vaan myös päivällä. Elettiin vuotta 1054, ja kiinalaisastronomit rekisteröivät uuden taivaankappaleen "vierastähdeksi", joka näkyi taivaalla 653 vuorokautta, ennen kuin se taas katosi.
964 vuotta myöhemmin japanilainen amatööriastronomi Koici Itagaki analysoi kuvia, joita hän oli kaukoputkensa avulla juuri ottanut yötaivaasta.
Yhdestä kuvasta Itagaki huomasi pienen, loistavan täplän, jota ei ollut taivaalla näkynyt aiemmin. Hän kiirehti raportoimaan löydöstään, ja ammattiastronomit jatkoivat havainnointia suuremmilla teleskoopeilla.
Kaksi lähes 1 000 vuoden väliajalla ilmestynyttä supernovaa paljastaa keskikokoisten tähtien kohtalon.
Nykyään tähtitieteilijät arvelevat, että vuosien 1054 ja 2018 havainnoilla on jotain yhteistä. Molemmissa tapauksissa he ovat kiinnittäneet huomionsa supernovaan, räjähtävään tähteen, joka edustaa erityistä ja harvinaista tyyppiä, niin sanottua elektronisieppaussupernovaa.
Havainto auttaa lopultakin selittämään, mitä tapahtuu tähdille, jotka ovat paljon suurempia ja raskaampia kuin Aurinko, mutta jotka eivät kuitenkaan kuulu tähtien varsinaiseen superliigaan.
Supernova SN 2018zd osoittaa, miten keskikokoinen tähti päättää päivänsä. Se löytyi 31 miljoonan valovuoden päästä galaksi NGC 2146:n ulkolaidalta.
Keskikokoisten, 8–10 kertaa Auringon massan painoisten, tähtien kohtalo on tutkijapiireissä ollut hyvin kiistanalainen.
Teoria on 40 vuotta vanha
On kulunut jo yli 40 vuotta siitä, kun tähtitieteilijä Ken’ichi Nomoto Tokion yliopistosta ennusti elektronisieppaussupernovien olemassaolon. Sittemmin on etsitty supernovia, jotka sopisivat tähän teoreettiseen kuvaukseen, mutta vasta hiljan löydetty SN 2018zd täytti odotukset.
Parin vuoden havainnointi useilla teleskoopeilla on nyt lopulta vakuuttanut tutkijat siitä, että SN 2018zd:n täytyy olla elektronisieppaussupernova.
Japanilainen Ken’ichi Nomoto on laatinut teorian elektronisieppaussupernovista. Yksi tämän tyypin supernova havaittiin vuonna 1054. Nykyään sen jäännökset näkyvät taivaalla Rapusumuna.
Siten selvisi, että keskikokoinen tähti päättää päivänsä varsin dramaattisesti. Kun siitä loppuu polttoaine, se räjähtää supernovana ja siitä jää jäljelle neutronitähti – äärimmäisen tiivis taivaankappale, joka koostuu pääasiassa neutroneista.
Tämä on erinomainen esimerkki siitä, miten havainnot ja teoria voidaan yhdistää. Ken’ichi Nomoto, astrofyysikko, elektronisieppaussupernovateorian laatija
Supernovat ovat kaikkeuden voimakkaimpia räjähdyksiä. Yksittäinen supernova voi loistaa yhtä kirkkaasti kuin miljardit tavalliset tähdet, kun se samalla sinkoaa raskaiden alkuaineiden jäännöksensä avaruuteen. Siellä aineet voivat myöhemmin muodostaa uusia tähtiä ja planeettoja, kuten Aurinkokunnassakin on tapahtunut.
Ilman supernovaräjähdyksiä Aurinkokunnasta puuttuisi monia niistä alkuaineista, jotka ovat välttämättömiä planeettojen ja elämän muodostumiselle. Siksi astronomien pitää tuntea supernovat hyvin tarkkaan – ja siksi uudentyyppisen supernovan ilmestyminen herättää huomiota.
Kaikkien supernovien perusmekanismi on sama: tähden sisäinen paine heikentyy niin paljon, että se ei enää pysty vastustamaan päinvastaiseen suuntaan vaikuttavaa painovoimaa.
Tähti voi säilyttää sisäisen paineensa vain niin kauan, kuin siinä riittää polttoainetta pitämään fuusioprosessit käynnissä.
Kun jäljellä ei ole enää atomiytimiä, jotka voivat fuusioitua, painovoima saa yliotteen. Tähden ydin luhistuu, ja tuloksena on supernovaräjähdys.
Tähden ulko-osat vajoavat ensin kohti keskustaa ja sinkoutuvat sen jälkeen avaruuteen, kun taas ytimestä muodostuu ultratiivis kappale – neutronitähti tai musta aukko.
Keskikokoinenkin tähti voi räjähtää
Tähän asti tähtitieteilijät ovat tunteneet kahdentyyppisten supernovien toiminnan. Toinen tyyppi syntyy hyvin raskaiden tähtien kuollessa, kun taas toinen on tulos prosessista, jossa kevyempi, mutta jo kuollut tähti – niin sanottu valkoinen kääpiö – saa tilaisuuden imeä itseensä uutta ainetta.
Aineen lähde voi olla joko kumppanitähti, jota kuollut tähti kiertää, tai toinen valkoinen kääpiö, johon se törmää.
SN 2018zd:n tarkkailusta on saatu selitys siihen, miten myös keskikokoiset tähdet voivat päätyä supernoviksi.
Kolmenlaiset tähdet voivat päätyä supernovaksi
Kevyt: alle 8 Auringon massaa
Valkoinen kääpiö, joka on pienen, noin Auringon kokoisen tähden jäännös, voi räjähtää supernovana, jos se imee itseensä tarpeeksi ainetta toisesta lähitähdestä.
Keskikokoinen: 8–10 Auringon massaa
Punainen ylijättiläinen, joka painaa 8–10 Auringon massan verran, voi päätyä supernovaksi erityisen elektronisieppaukseksi kutsutun prosessin kautta.
Raskas: yli 10 Auringon massaa
Jättiläistähdet, joiden paino vastaa yli 10:tä Auringon massaa, tuhoutuvat aina supernovana. Kevyimmistä jää jäljelle neutronitähti, ja raskaimmat luhistuvat mustaksi aukoksi.
Keskikokoisissa tähdissä painovoima ja tähden sisuksen atomien paine käyvät ankaraa kamppailua keskenään, kun tähti on palamaisillaan loppuun. Painovoima ei välttämättä ole niin voimakas, että se saa tähden luhistumaan täydellisesti, mutta Ken’ichi Nomoton laskelmien mukaan se voi silti tapahtua.
Paine ydintä kohtaan kasvaa nimittäin niin suureksi, että atomien elektronit puristuvat atomiytimien sisään, ja ilman elektronien apua tähden ydin ei pysty pitämään puoliaan.
Tilanne vastaa sitä, että puristat ilmaa kasaan täydessä polkupyöränpumpussa. Kun työnnät mäntää, huomaat, että ilman molekyylit panevat vastaan. Mitä kovemmin painat, sitä suuremmaksi vastus muuttuu.
Jos kuitenkin suuri osa ilman molekyyleistä häviäisi yhtäkkiä, vastuskin häviäisi niin, että voisit helposti painaa männän pohjaan asti.
Vastaavasti painovoima pääsee vaikuttamaan vapaasti, kun elektronit yhtäkkiä katoavat tähden keskuksesta. Tuloksena on luhistuminen, jonka voima riittää laukaisemaan nyt löydetyn SN 2018zd:n kaltaisen supernovaräjähdyksen.
Elektronit luovuttavat ylivallan painovoimalle.
Kuolevassa tähdessä vallitsee ankara kaksinkamppailu tähden sisäisen paineen (keltaiset nuolet) ja painovoiman (siniset nuolet) välillä. Keskikokoisissa tähdissä elektronisieppaus auttaa painovoiman voittoon.
1. Elektronit pitävät painovoiman aisoissa.
Kuolevan jättiläistähden ydin koostuu hapen, neonin ja magnesiumin atomiytimistä sekä vapaista elektroneista, jotka poukkoilevat toistensa lomassa. Elektronien paine vastustaa painovoimaa, joka yrittää puristaa tähden ytimen kasaan.
2. Atomiytimet sieppaavat elektronit.
Nopeat elektronit työntyvät atomiytimien sisään, missä ne yhdistyvät protoneihin ja muodostavat neutroneja. Muuttuneet ytimet voivat siepata vielä lisää elektroneja. Ilman vapaita elektroneja tähden sisäinen paine alenee ja painovoima voittaa.
3. Tähti räjähtää supernovana.
Kun tähden sisin luhistuu, se räjähtää supernovana. Räjähdys puhaltaa tähden ulkokerrokset pois ytimestä, joka nyt on tiivis neutroneista koostuva massa – niin sanottu neutronitähti, läpimitaltaan vain noin 22 kilometriä.
Uusi elektronisieppaussupernova on NGC 2146 -galaksissa 31 miljoonan valovuoden päässä Maasta, joten sitä ei juuri näy. Kun tähtitieteilijät ensi kertaa huomasivat sen, he eivät pitäneet sitä minään erityisenä.
Lähemmät havainnot SN 2018zd:stä osoittivat kuitenkin sen käyttäytyvän toisin kuin muut supernovat, ja se johti tutkijat erikoisuuden jäljille.
Todiste saatiin alkuaineista
Teoreettinen malli elektronisieppaussupernovasta esittää, että se on kovin heikko säilyäkseen kauan ja että siitä ei säteile yhtä paljon radioaktiivista nikkeliä kuin supernovista yleensä.
Lisäksi sitä ympäröi aine, jota tähti on singonnut itsestään juuri ennen räjähdystä. Se sisältää enemmän heliumia, hiiltä ja typpeä, mutta vähemmän happea, kuin on havaittu suuremmista supernovina räjähtäneistä tähdistä.
Astronomit seurasivat SN 2018zd:tä pari vuotta useilla teleskoopeilla. Tuolloin kävi yhä ilmeisemmäksi, että kyseessä oli elektronisieppaussupernova, sillä sen kirkkaus sopi teoriaan. Havaijilla toimivan Keck-kaksoisteleskoopin erityislaitteet tunnistivat lisäksi alkuaineet, joita supernovasta säteili avaruuteen, ja nekin sopivat hyvin kuvaan.
Astronomit uskalsivat vahvistaa SN 2018zd:n edustavan aivan uutta supernovatyyppiä vasta seurattuaan sitä parisen vuotta muun muassa Keck-kaksoisteleskoopilla, joka sijaitsee passiivisen Mauna Kea -tulivuoren huipulla Havaijilla.
Lopullinen todiste saatiin kahden avaruusteleskoopin, Hubblen ja Spitzerin, vanhoista kuvista. Niistä löytyi SN 2018zd -supernovan aiheuttanut tähti, ja se oli juuri sen tyyppinen punainen ylijättiläinen, josta teorian mukaan tulisi elektronisieppaussupernova.
Ehkä kuitenkin kiinalaisastronomit ehtivät ensin, koska heidän vuonna 1054 näkemänsä ilmiö oli ilmeisesti elektronisieppaussupernova. Se ainakin sopisi siihen kirkkauteen ja kestoon, joka vanhoissa kiinalaisissa muistiinpanoissa on kuvattu. Tuolloin räjähdys tapahtui omassa galaksissamme vain 6 500 valovuoden päässä, ja siksi se voitiin nähdä paljain silmin.
SN 2018zd:n löytyminen on valottanut paljon keskikokoisten tähtien kuolintapaa. Nyt jatketaan elektronisieppaussupernovien etsintää, jotta selviää, miten yleisiä ne ovat ja miten suuri merkitys niillä on alkuaineiden koostumukselle ja leviämiselle maailmankaikkeudessa.