Supernova

Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Massiivinen tähti voi luhistua fuusion loputtua oman painovoimansa johdosta neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi tai kaksoistähdissä valkoinen kääpiö voi kasvattaa massaansa yli Chandrasekharin rajan. Supernovia esiintyy keskimäärin 50 vuoden välein Linnunradan kokoisissa galakseissa. Kun ennen havaittiin vuosittain yhteensä satoja supernovia eri galakseissa, niin vuonna 2013 löydettiin jo 1 454 supernovaa, ja määrä on kasvanut siitäkin.
Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä, kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Uusien tähtien ja aurinkokuntien oletetaan syntyvän supernovien jäänteistä. 
Linnunratamme tähdistä tuleviksi supernovakandidaateiksi ovat ehdolla mm. jättiläistähdet Rho Cassiopeiae, Eta Carinae ja Orionin Betelgeuze, joilla ei ole enää kovin paljon elinikää jäljellä. Käytännössä kuitenkin seuraava oman galaksimme supernova saattaa olla jokin muu miljardeista galaksimme tähdistä, edellä mainittujen sijaan.
Supernovatyyppejä.
Spektrin mukaan supernovat jaotellaan tyyppeihin I (lue: 'yksi') ja II ('kaksi'). Kriteerit ovat seuraavat:
Tyyppi I 
Ei vedyn Balmer-viivoja
Piin Si-II -viiva 615,0 nm
Heliumin He I -viiva 587,6 nm 
Heikot tai puuttuvat He-viivat 
Tyyppi II 
Vedyn Balmer-viivat 
Tasainen valokäyrä
Lineaarisesti laskeva valokäyrä
Tyypin I supernova.
Tyypin I supernovat ovat tyypillisesti vanhoja tähtiä. Tyypissä Ia räjähtävä tähti on kaksoistähtijärjestelmään kuuluva valkoinen kääpiö, kun taas tyypeissä Ib ja Ic kyseessä on elinkaarensa loppupäässä oleva massiivinen Wolfin–Rayetin tähti.
Tyypin Ia supernova.
Elinkaarensa päähän tullut valkoinen kääpiötähti voi räjähtää supernovana, mikäli sillä on kumppanitähti josta valuu vetykaasua valkoisen kääpiön pinnalle. Tähden massan lähestyessä Chandrasekharin rajaa (noin 1,4 Auringon massaa), tähden sisuksissa happi- ja hiiliatomit alkavat fuusioitua raskaammiksi alkuaineiksi. Tavallisissa pääsarjan tähdissä tähtien keskuksten ydinreaktiot tapahtuvat kontrolloidusti, sillä reaktioissa vapautuvan energian säteilypaine estää ketjureaktion syntymisen työntämällä kaasuja erilleen. Valkoinen kääpiö on kuitenkin paljon tiheämpi kuin pääsarjan tähti, ja säteilypaineen sijasta sitä kannattelee elektronien Fermi-paine, jolloin säteilypaine ei riitä säätelemään ydinreaktioiden määrää aikayksikköä kohden. Fuusioliekin sytyttyä se leviää nopeasti turbulenssi-ilmiöiden ja erityisesti Rayleigh-Taylorin epästabiiliuden vuoksi.
Pitkän kytemisajan jälkeen, lämpötilan noustessa yli kriittisen rajan, ydinreaktiot kiihtyvät niin, että huomattava osa tähden hiili- ja happivaroista fuusioituu raskaammiksi alkuaineiksi muutaman sekunnin sisällä. Tällöin vapautuva energiamäärä on valtava, noin formula_1, joka riittää helposti tähden gravitaatiosidosten rikkomiseen. Tähti räjähtää äkillisesti, synnyttäen shokkiaallon joka puskee ainetta valonnopeuden murto-osalla ulospäin. Vapautuva energia myös aiheuttaa suuren muutoksen tähden luminositeetissa (säteilyteho). Tyypin Ia supernova on tyypillisesti noin 5 miljardia kertaa Aurinkoa kirkkaampi.
Tyypin Ib ja Ic supernova.
Tyypin Ib supernovana räjähtävä tähti on elinkaarensa päähän tullut Wolfin–Rayetin tähti, joka useimmiten on menettänyt aurinkotuulen takia liki 90 % alkuperäisestä massastaan. Tällaisen räjähdyksen seurauksena syntyy tähden massasta riippuen joko neutronitähti tai musta aukko. Tyypin Ib supernova tuottaa noin 0,3 Auringon massaa rautaa emogalaksiin. Tyyppi Ic on hyvin harvinainen, ja eroaa tyypistä Ib vain helium-viivojen suhteen.
Tyypin II supernova.
Tyypin II supernovassa räjähtävä tähti on valtava, yli 10 Auringon massainen tähti, joka on 'polttanut' (ydinfuusio) vetypolttoaineensa loppuun, ja jossa heliumfuusiovaihe on loppumassa. Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun rautaa raskaampien alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä, niin fuusioreaktiot keskustassa tyrehtyvät ja säteilypaine romahtaa. Tällöin kehittyy salamannopeasti tilanne, jossa rautaydin ei yksin pysty vastustamaan enää gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen keskustan massan ylittäessä Chandrasekharin rajan. Keskustan luhistuessa se kuumenee tuottaen korkeaenergiaista gammasäteilyä, jonka takia rauta hajoaa heliumytimiksi ja vapaiksi neutroneiksi (moisessa kuumuudessa ja paineessa on vain plasmaa, eikä elektronit edes ollut rautaytimessä). Tähden keskus luhistuu tuottaen valtavan shokkiaallon, jolloin ulkokerrokset (noin 90 prosenttia tähden massasta) räjähtävät ympäröivään avaruuteen. Keskukseen syntyy neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyy vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtiryhmissä. Tyypin II supernovassa ytimen luhistuminen pysähtyy lopulta neutronitilan luhistumispaineeseen, jossa tiheys on sama kuin atomiytimessä. Mikäli tähden massa on riittävä, voi käydä niin, että keskustan luhistuessa syntyvä shokkiaalto repii myös itse keskustan kappaleiksi, eikä supernovasta jää jäljelle mitään, vaan koko tähti kirjaimellisesti leviää ympäri avaruutta. Mikäli kuitenkin tähden massa on riittävän suuri (noin 25–50 Auringon massaa) ja mikäli shokkiaalto ei pääse purkautumaan ja repimään keskustaa hajalle, keskusta romahtaa neutronitähtitilan jälkeen mustaksi aukoksi. Mutta välttämättä edes tuo massa ei riitä mustan aukon syntymiseen, vaan tuloksena voi olla magnetari.
Hypernova.
Teorian mukaan supermassiivinen tähti (yli 40 Auringon massaa) saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi, muu osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu tähden navoilta lähes valonnopeudella. Hypernovia on ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille. Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergia. On myös esitetty, että kahden neutronitähden törmäyksessä voi syntyä hypernova, ja lopputuloksena musta aukko. Mahdollisesti samalla syntyy niin voimakkaita Gravitaatioaaltoja, että ne voidaan havaita Maassa herkillä mittalaitteilla.
On esitetty, että hypernovan laukaisema energiamäärä voisi olla riittävä hävittämään elämän Maasta. NASAn ja Kansasin yliopiston 2005 julkaiseman tutkimuksen mukaan ns. ordovikikauden massasukupuutto 450 miljoonaa vuotta sitten on voinut johtua Maahan osuneesta hypernovan gammasädepurkauksesta. Vain kymmenen sekunnin purkaus on riittänyt hävittämään Maan suojaavan otsonikerroksen. Otsonikerroksen tuhoutuessa Auringon ultraviolettisäteily on voinut surmata suuren osan maanpinnan ja meren pintakerroksen eliöstöstä, ja sotkea ravintoketjut niin, että seurauksena on ollut massasukupuutto.
Hypernovapurkaus saattaa olla elämälle vahingollinen vielä 6 500 valovuoden päässä, jos Maa on tähden pyörimisakselin suunnassa.
Hypernovia arvioidaan tapahtuvan galaksissamme vain noin kerran 230 miljoonassa vuodessa. Lähin hypernovakandidaatti, Eta Carinae, on yli 7 500 valovuoden päässä Maasta.
Valesupernova.
Valesupernova on tapahtuma, jossa supermassiivinen tähti räjähtää vain osittain synnyttäen supernovalle tyypillisen paineaallon kuitenkin kirkastuen vain vähän verrattuna supernovaan. Valesupernovassa tähti ei myöskään tuhoudu kokonaan. Berkeleyn yliopiston tutkijat arvelevat että vuonna 1843 tapahtunut Eta Carinaen supernovaräjähdystä huomattavasti vaisumpi räjähdys olisi ollut valesupernova pintapurkauksen sijaan. Tutkijaryhmä myös arvelee että yli 30 auringon massaisten supermassiivisten tähtien loppuhetkiin saattaa kuulua useampia pienempiä räjähdyksiä ennen tähden luhistumista mustaksi aukoksi.
Supernovien nimeäminen.
Supernovat nimetään tietyn kaavan mukaan. Nimen alussa ovat kirjaimet "SN" (SuperNova), joita seuraa vuosiluku ja lopuksi kirjain tai kirjainpari, joka identifioi sen, monesko kyseisenä vuonna havaittu supernova on kyseessä. Tammikuun 1. päivästä lukien käytetään ensin isot kirjaimet "A-Z", jonka jälkeen jatketaan pienillä kirjainpareilla "aa", "ab", "ac"..., "az", "ba"... vuoden loppuun asti.
Supernovien nimeämisestä vastaa Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin (IAU) Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT), joka sijaitsee Harvardin observatorion yhteydessä. IAU muutti nimeämiskäytäntöä 1. tammikuuta 2016 lähtien niin, että mahdolliset supernovat nimetään ensin väliaikaisella nimellä joka alkaa kirjaimilla "AT", esimerkiksi "AT 2018bki" ja sen jälkeen kun löytö on varmistettu spektroskooppisesti supernovaksi etuliite muutetaan "SN":ksi.
Tunnettuja supernovia.
Tarkimmat muistiinpanot Linnunratamme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän varmaa räjähdystä ajanlaskun alun jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa.
Rapusumu (M1).
Rapusumu on supernovajäänne Härän tähtikuviossa, jossa havaittiin räjähtävä tähti 4. heinäkuuta 1054. Tuolloin kiinalaiset kirjasivat ylös nähneensä sen jopa keskellä päivää 23 päivän ajan, jonka jälkeen se alkoi hiipua näkyen kuitenkin yötaivaalla vielä parin vuoden ajan. Nyt paikalla nähdään äyriäistä muistuttava sumu, joka säteilee valoa, radioaaltoja; lähes koko sähkömagneettisen spektrin kattaen. Keskellä sumua on nopeasti pyörivä pulsari, neutronitähti, jonka kiertoaika akselinsa ympäri on edelleen huikeat 0,03 sekuntia. Sumu laajenee n. 1 000 km/s nopeudella. 1900-luvun ensimmäisiin valokuviin verrattuna sumun havaitaan selvästi laajentuneen.
SN 1572 ja SN 1604.
Tanskalainen Tyko Brahe havaitsi SN 1572ksi nimetyn supernovan vuonna 1572. Viimeisin nähty oman galaksimme supernovaräjähdys oli Keplerin sekä kiinalaisten, japanilaisten ja korealaisten tähtitieteilijöiden vuonna 1604 Käärmeenkantajan tähtikuviossa havaittu supernova SN 1604. Se oli kirkkaimmillaan jonkin verran Siriusta kirkkaampi, ja sen pystyi näkemään yötaivaalta paljain silmin noin vuoden ajan.
SN 1987A.
Supernova SN 1987A on viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista supernovista. Kyseessä oli 23. helmikuuta 1987 vajaan 170 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parinkymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tapaus oli ensimmäinen, jossa räjähti tunnettu tähti.
SN 2006gy.
Supernova SN 2006gy oli supernova, joka havaittiin ensimmäiseksi McDonaldin observatoriossa 18. syyskuuta 2006. Räjähdys tapahtui Perseuksen tähdistöön kuuluvassa galaksissa NGC 1260, joka sijaitsee 72 megaparsekin päässä Maasta. SN 2006gy:n absoluuttinen magnitudi on −22, mikä tekee siitä kirkkaimman tunnetun supernovan. Räjähtäneen tähden massa on yli 100 auringon massaa, mahdollisesti jopa 130–150 auringon massaa.
SN 2007ae.
Markku Nissinen ja Veli-Pekka Hentunen löysivät 19. helmikuuta 2007 Härkämäen observatoriolla uuden supernovan, joka tunnetaan luettelotunnuksella SN2007ae. Supernova SN2007ae sijaitsi galaksissa, joka tunnetaan luettelotunnuksella UGC 10704 ja jonka tarkemmat koordinaatit ovat R.A = 17h01m51s.95 ja deklinaatio = +79°01'54.6. Kyseessä oli tyypin 1a supernova ja kirkkautta sillä oli kuvaushetkellä noin 17,4 magnitudia. Tämä supernova on ensimmäinen, joka on löydetty ja kuvattu Suomessa. Tähtitieteilijä Seppo Mattila on aiemmin löytänyt supernovia, mutta hänen löytönsä on tehty Kanariansaarilla ja Chilessä.