Supernoova

pisi|Kepleri supernoova (SN 1604)
Supernoova on oma arengu lõppjärku jõudnud täht, mille plahvatuse tagajärjel tähe heledus kasvab hetkeliselt miljoneid kordi. Plahvatuse tulemusel võib tekkida ülitihe objekt (neutrontäht, must auk), energiahulk on võrreldav Päikese poolt kogu tema eluea jooksul kiiratava energia hulgaga.

Supernoova võib tekkida vähemalt 8–10 korda Päikesest massiivsemast üksiktähest või kaksiktähest. Massiivse üksiktähe korral on plahvatuse põhjuseks tuumkütuse lõppemine tähe sisemuses, tähe keskmest lähtuv kiirgusrõhk lakkab, järgneb tähe gravitatsiooniline kollaps, mis põhjustabki supernoova plahvatuse. 

Kaksiktähe korral on üksikud tähe komponendid väiksema massiga kui supernoova tekkeks vaja. Suurema massiga täht areneb kiiremini, tuumkütus saab otsa ning tekib valge kääbus ehk tihe ja kuum jäänuktäht, milles enam energiat juurde ei tekki. Kui komponentide vahekaugus on piisavalt väike, hakkab osa teise tähe ainest gravitatsiooni mõjul valgele kääbusele voolama. Aine surutakse kääbuse pinna lähedal tugevas gravitatsioonis kokku ning selle temperatuur tõuseb. Kui aine juurdevoolu jätkudes ületab kääbuse mass 1,4 Päikese massi, algab äkiline kogu kääbust hõlmav termotuumareaktsioon ning kääbus hävib supernoova plahvatuses. 

Viimase tuhande aasta jooksul on Linnuteel vaadeldud ainult kolme palja silmaga nähtavat supernoovat, kuid teleskoobiga teisi galaktikaid vaadeldes on neid nähtud enam. Seni viimane palja silmaga nähtav Linnutee supernoova oli 1604. aastal vaadeldud Kepleri supernoova.

 Supernoovasid 
SN 185
SN 1006
SN 1054
SN 1572
SN 1604
SN 1987A
SN 2003fg
SN 2004dj
SN 2006X
SN 2008D

Viited

Välislingid

 Arvutisimulatsioon supernoovaplahvatusest
 Astronoomid avastasid universumi kaugeima supernoova, 9. juuli 2009

Kategooria:Tähetüübid