Supernoova
Supernoova on hiiglasliku tähe plahvatus. See juhtub tavaliselt siis, kui selle tuumasüntees ei suuda tuuma oma gravitatsiooni vastu hoida. Tuum variseb kokku ja plahvatab.
Suurimaid supernoovasid nimetatakse hüperhiidudeks ja väiksemaid ülihiidudeks. Nad on massiivsed: gravitatsiooni tõttu kulutavad nad oma energia väga kiiresti ära. Tavaliselt elavad nad vaid mõned miljonid aastad.
Plahvatuse ajal võib supernoovade poolt kiiratav koguenergia lühiajaliselt ületada kogu galaktika väljundi. Nad kiirgavad energiat, mis on võrdne ühe päikesesarnase tähe kogu eluea energiaga. Plahvatus paiskab oma tähtede materjali tähest eemale, kiirusega kuni 30 000 km/s ehk 10% valguse kiirusest. See ajab lööklaine ümbritsevasse tähtedevahelisse keskkonda. See paisutab üles paisuva gaasi- ja tolmukesta, mida me näeme supernoova jäänukina. Pärast plahvatust jääb järele must auk või neutrontäht.
Enamik tähti on väikesed ja ei plahvata. Nad muutuvad külmemaks ja väiksemaks ning neist saavad valged kääbustähed.
Supernoova plahvatusi juhtub harva. Meie enda galaktikas, Linnutees, toimus viimane supernoova 1604. aastal. Supernoovasid näeme ka teistes galaktikates. Igal aastal näeme teistes galaktikates 300 supernoovat, sest galaktikaid on nii palju. Mõnikord on need heledamad kui kogu ülejäänud galaktika.
Tüübid
Supernoovad liigitatakse tavaliselt I ja II tüüpi supernoovadeks.
I tüüpi supernoovadel on neeldumisjooned, mis näitavad, et neis ei ole vesinikku. Ia-tüüpi supernoovad on lühikese aja jooksul väga eredad. Seejärel muutuvad nad väga kiiresti vähem heledaks. Ia-tüüpi supernoovad toimuvad siis, kui valge kääbustäht tiirleb ümber suure tähe. Mõnikord imeb valge kääbustäht suurest tähest ainet välja. Kui valge kääbus saab umbes 1,4 korda suuremaks kui Päikese mass, kukub ta kokku. See tekitab palju energiat ja valgust, mistõttu supernoovad on väga heledad. Tüüp 1a on enamasti sama heledusega. See võimaldab neid kasutada sekundaarse standardküünalana, et mõõta nende peremeesgalaktikate kaugust.
II tüüpi supernoovadel on neeldumisjooned, mis näitavad, et neis on vesinik. Tähe mass peab olema vähemalt 8 korda, kuid mitte rohkem kui 40-50 korda suurem kui Päikese mass, et seda tüüpi plahvatus toimuks.
Päikesesarnases tähega tähtedes muundub vesinik heeliumiks tuumasünteesi käigus. Väga suurtes tähtedes muutub heelium hapnikuks ja nii edasi. Täht sulatab järjest suurema massiga elemente, kuni tekib raua ja nikli tuum. Raua või nikli termotuumasüntees ei anna netoenergiat, seega ei saa enam termotuumasünteesi toimuda. Kuid tuuma kokkuvarisemine on nii kiire (umbes 23% valguse kiirusest), et tekib tohutu lööklaine. Äärmiselt kõrge temperatuur ja rõhk kestab piisavalt kaua, et tekiksid lühikest aega rauast raskemad elemendid. Sõltuvalt tähe algsest suurusest moodustavad tuuma jäänused neutrontähe või musta augu.
Supernoovad ja elu
Ilma supernoovata ei oleks elu Maal. Seda seetõttu, et paljud keemilised elemendid on tekkinud supernoovaplahvatustes. Neid nimetatakse "rasketeks elementideks". Raskeid elemente on vaja elusolendite loomiseks. Supernoova on ainus viis, kuidas raskeid elemente saab valmistada. Teised elemendid on tekkinud tähtede termotuumasünteesi teel. Raskete elementide moodustumiseks on vaja väga kõrget temperatuuri ja rõhku. Macho supernoova plahvatuses on temperatuur ja rõhk nii kõrged, et raskeid elemente saab teha. Teadlased nimetavad seda supernoova nukleosünteesiks.
See võib olla ohtlik, kui supernoova plahvatus toimub Maale väga lähedal. Plahvatus on väga suur ja tekib palju ohtlikku kiirgust. Kuid me ei pea kartma. Ainult väga suured tähed võivad plahvatada supernoovana. Maa lähedal ei ole piisavalt suuri tähti ja kui oleks, siis kuluks selleks miljoneid aastaid.
Olulised supernoovad
SN 1572 nägi Tycho Brahe. See supernoova aitas astronoomidel õppida, et asjad kosmoses võivad muutuda. SN 1604 nägi Johannes Kepler. See oli viimane supernoova, mis oli Maa põhjapoolkeral piisavalt lähedal, et seda ilma teleskoobita näha. SN 1987A on ainus supernoova, mis on nii lähedal, et teadlased suutsid leida sellest neutriinosid. SN 1987A oli ka piisavalt hele, et seda ilma teleskoobita näha. Inimesed lõunapoolkeral nägid seda.
Mõju Maale
Maal on jälgi varasematest supernoovadest. Radioaktiivse raua-60 jäljed, mis on tugevaks supernoova jäänuste indikaatoriks, on maetud merepõhja üle kogu maailma.
"Kohalik mull" on 600 valgusaastat laiune kuuma gaasi piirkond, mille läbimõõt on 600 valgusaastat. See ümbritseb Päikesesüsteemi ja domineerib meie tähtede naabruses. See tekkis enam kui tosina supernoova plahvatuse tagajärjel lähedalasuvas liikuvas tähtede kogumikus. See toimus 2,3 miljonit kuni 1,5 miljonit aastat tagasi. See vastab ligikaudu pleistotseeni jääaja algusele. Seos võib olla juhuslik.
Seotud leheküljed
Küsimused ja vastused
K: Mis on supernoova?
V: Supernoova on hiiglasliku tähe plahvatus, mis toimub siis, kui selle tuumasüntees ei suuda tuuma oma gravitatsiooni vastu hoida, mistõttu see kukub kokku ja plahvatab.
K: Millised tähed tekitavad supernoovasid?
V: Suurimad tähed, mis tekitavad supernoovasid, on hüperhiiglased ja väiksemad ülihiiglased.
K: Kui palju energiat eraldavad supernoovad?
V: Supernoovad kiirgavad energiat, mis on võrdne Päikesesarnase tähe kogu eluea energiaga. Samuti kiirgavad nad kogu energiat, mis ületab lühiajaliselt kogu galaktika toodangu.
K: Kui kiiresti liigub tähtede materjal plahvatuse ajal?
V: Plahvatuse ajal liigub tähe materjal kiirusega kuni 30 000 km/s ehk 10% valguse kiirusest.
K: Mis juhtub pärast plahvatust?
V: Pärast plahvatust jääb järele kas must auk või neutrontäht.
K: Kas enamik tähti plahvatab supernoovana?
V: Ei, enamik tähti on väikesed ja ei plahvata supernoovana. Pärast punase hiiglase faasi muutuvad nad külmemaks ja väiksemaks ning muutuvad selle asemel valgeteks kääbustähtedeks.
K: Millal nägid inimesed viimati supernoovat meie enda galaktikas, Linnutees?
V: Viimati nägid inimesed supernoovat meie enda galaktikas, Linnutees, 1604. aastal.
