Päivän kuvana on tänään taiteilijan näkemys supernova SN1987A:n ympärillä olevista hohtavista kaasukiekoista.

Tämä uusi tähti ilmestyi Linnunradan pieneen seuralaiseen, kääpiögalaksiksi luokiteltavaan Suureen Magellanin pilveen. Se näkyy selvästi eteläisellä tähtitaivaalla, ja koska se on usvamainen kohde taivaalla, on sen nimessä tuo sana "pilvi", koska siltä se tosiaan äkkiseltään näyttää.

Yksittäisiä tähtiä siitä ei juuri erota, joten kun siihen ilmestyi selvästi paljain silmin näkynyt tähti 23. helmikuuta 1987, oli selvää, että siellä oli supernova.

Tosin se havaittiin vasta seuraavan vuorokauden puolella 24. helmikuuta. Toisistaan riippumatta Ian Shelton ja Oscar Duhalde Chilessä Las Campañasin observatoriossa sekä Albert Jones Uudessa Seelannissa näkivät supernovan ja seurasivat, kun se kirkastui +2,9 magnitudin tähdeksi.

He olivat hyvässä seurassa, sillä edellisen paljain silmin näkyneen supernovan havaitsi Johannes Kepler vuonna 1604.

Löydön jälkeen luonnollisesti lähes kaikki maapallon kynnelle kykenevät observatoriot tekivät havaintoja supernovasta.

Se paikannettiin tarkasti ja yllätykseksi havaittiin, että kyseessä oli 168 000 valovuoden etäisyydellä sijainnut sininen superjättiläinen Sanduleak -69° 202, jonka kirkkaus ennen räjähdystä oli +12 magnitudia. Omituista tässä oli se, että silloisten käsitysten mukaan sinisten superjättiläisten ei pitänyt räjähtää supernovina. Mutta niinpä ne räjähtävät – tai ainakin yksi sellainen räjähti.

Toinen yllätys seurasi myöhemmin: kävi ilmi, että kyseessä oli ensimmäinen kerta, kun todennetusti havaittiin supernovasta tulleita neutriinoita. Jo kolme tuntia ennen kuin tähti havaittiin oli iskeytynyt parikymmentä neutriinoa eri puolilla maapalloa oleviin neutriinoilmaisimiin, ja koska havainnot Japanissa, Venäjällä ja Yhdysvalloissa sijaitsevilla ilmaisimilla tehtiin 13 sekunnin sisällä toisistaan, oli selvää, että kyseessä olivat ilmiselvästi samasta kohteesta tulleet hiukkaset.

Näin SN1987A auttoi hiukkasfyysikoita määrittämään ylärajat neutriinon massalle ja varaukselle.

Vuoden 1987 jälkeen on supernovaa seurattu tarkasti. Jättiläistähti oli puhaltanut ennen räjähtämistään kaasua ympärilleen aivan kuten tähdet tyypillisesti tekevät. Sen ympärillä oli siis ulospäin puhaltavaa tähtituulta, mutta räjähdyksen jälkeen supernovasta lähtenyt voimakas ultraviolettisäteily sai kaasun hohtamaan kirkkaina renkaina.

Renkaiden koosta ja viiveajasta, joka oli kulunut räjähdyksestä renkaiden ilmestymiseen, voitiin laskea supernovan etäisyys trigonometrisesti.

Kun räjähdyksen voimasta nopeasti yli 7000 kilometrin sekuntinopeudella poispäin singonnut materia törmäsi paljon hitaammin etääntyvään renkaaseen, alkoi rengas kirkastua ja säteillä röntgenalueella. Näin kävi vuonna 2001 ja ennusteen mukaan renkaat hiipuvat vuoteen 2030 mennessä.

29 vuotta sitten räjähtäneessä supernovassa on edelleen muutamia avoimia kysymyksiä, joista olennaisin on se, että sen tuloksena ei nähtävästi ole neutronitähteä, kuten teorian mukaan tulisi olla. Sen sijaan tähtitieteilijät uumoilevat, että räjähtäneen tähden keskusta olisi kutistunut omituiseksi kvarkkitähdeksi, missä olisi nimensä mukaisesti vain alkeishiukkasten rakennuspalikoita, kvarkkeja.

Alla on Hubble-avaruusteleskoopilla vuonna 2005 otettu kuva supernovarenkaista.

Tiedetuubi ottaa varaslähdön ja ojentaa ystävänpäiväkukan jo tänään. Kuvassa on eteläisellä taivaalla Kärpäsen tähdistön suunnassa sijaitseva supernovajäänne G299.2-2.9 – kavereiden kesken lyhyesti G299 – jota Chandra-röntgensatelliitti on kuvannut. Räjähdys tapahtui noin 4 500 vuotta sitten, mutta tähden jäänteet ovat edelleen niin kuumia, että ne säteilevät voimakkaasti röntgensäteilyä.

Kuvassa supernovajäänteen eri värit kuvastavat säteilyn aallonpituuksia. Sininen on kaikkein lyhytaaltoisinta eli energisintä ja punainen pitkäaaltoisinta säteilyä. Vihreä on siltä väliltä; se on lähtöisin raudasta. Kaikkein energisin säteily on peräisin piistä ja rikistä. Tähdet on kuvattu infrapuna-alueella.

G299:n synnyttänyt supernova oli tyyppiä Ia. Ennen räjähdystä kaksoistähden nopeammin kehittynyt eli massiivisempi osapuoli oli ehtinyt muuttua valkoiseksi kääpiöksi, joka imuroi toisesta tähdestä ainetta itseensä.

Kun ainetta oli kertynyt riittävästi, siinä käynnistyivät räjähdysmäisesti fuusioreaktiot, jotka hajottivat sekä valkoisen kääpiön että seuralaistähden. Toinen mahdollisuus on, että kaksoistähden kumpikin osapuoli oli valkoinen kääpiö ja räjähdys oli seurausta niiden sulautumisesta yhteen.

Tyypin Ia supernovat ovat tärkeitä kosmologisia mittatikkuja, sillä niiden maksimikirkkaus on aina sama. Siten niiden avulla voidaan määrittää galaksien etäisyyksiä miljardien valovuosien päähän.

Tällaisten kaksoistähtijärjestelmistä syntyneiden supernovajäänteiden pitäisi olla jokseenkin symmetrisiä toisin kuin yksinäisten tähtien luhistumisesta seuraavien räjähdyspilvien. G299:n kohdalla ongelmana on se, että jäänne ei olekaan symmetrinen.

Ensinnäkin kaasupilven laajenemisnopeus vaihtelee eri suunnissa, mikä näkyy esimerkiksi sen oikeassa laidassa kurkottavana ulokkeena. Myös jäänteen kemiallinen koostumus vaihtelee sen eri osissa. Pilven yläosassa on enemmän rautaa suhteessa piihin kuin sen alaosassa. Siksi jäänne on yläosaltaan selvästi vihertävä ja alaosa sininen.

Chandran havainnot selittyisivät, jos räjähdys on ollut syystä tai toisesta toispuoleinen. Toinen vaihtoehto on, että räjähtäneen tähden ympäristössä tähtienvälisen aineen tiheys on vaihdellut. Silloin jäänteen laajenemiseen on vaikuttanut se, millaiseen kaasuun se on eri suunnissa törmännyt.