tyyppi Ia

Tähtien räjähdyksiä eli supernovia on jo pitkään käytetty kaukaisten galaksien etäisyyksien määrittämiseen. Tyypin Ia supernovat, joissa valkoinen kääpiö räjähtää hajalle kerättyään kaasua seuralaistähdestään, ovat kirkkaimmillaan lähes identtisiä.

Kun supernovan todellinen kirkkaus tiedetään ja sitä verrataan havaittuun kirkkauteen, voidaan laskea, kuinka kaukana on supernova sekä galaksi, johon se kuuluu.

Supernovien avulla on mahdollista tutkia koko maailmankaikkeuden mittakaavaa. 1990-luvun lopulla tehty löytö pimeän energian olemassaolosta perustui nimenomaan tyypin Ia supernovien avulla määritettyihin galaksien etäisyyksiin ja liikkeisiin. Niiden perusteella maailmankaikkeuden laajenemisen huomattiin vastoin aiempia käsityksiä kiihtyvän.

Vaikka tyypin Ia supernovat ovat melkein aina melkein yhtä kirkkaita, niissä on pieniä eroja. Niihin vaikuttavat tekijät näyttävät liittyvän usein paitsi räjähtäviin tähtiin itseensä myös ympäristöön, jossa supernovat sattuvat olemaan.

Kansainvälistä tutkijaryhmää johtaneen Patrick Kellyn mukaan he löysivät tyypin Ia supernovien populaation, joka soveltuu erinomaisesti etäisyyksien tarkkaan määrittämiseen. "Niiden kirkkaus on hyvin tarkoin kytköksissä siihen, kuinka nopeasti ne himmenevät."

Tutkijaryhmä käytti hyväkseen GALEX-ultraviolettisatelliitin (Galaxy Evolution Explorer) keräämää havaintoaineistoa ja analysoi liki sadan supernovan lähiympäristön.

Tulosten mukaan vastikään syntyneiden, kuumien tähtien läheisyydessä räjähtäneet supernovat ovat merkittävästi kohtalotovereitaan luotettavampia mittatikkuja määritettäessä kosmisia etäisyyksiä. Tutkijoiden mukaan syynä on todennäköisesti se, että räjähtävät tähdet ovat nuoria valkoisia kääpiöitä eli vasta äskettäin päivänsä päättäneitä tähtiä.

Nyt löytyneen supernovatyypin avulla on mahdollista tehdä yli tuplaten aiempaa tarkempia mittauksia maailmankaikkeuden koosta ja laajenemisesta. Menetelmän arvioidaan toimivan luotettavasti vähintään kuuden miljardin valovuoden etäisyydelle.

GALEX-satelliitti kartoitti taivasta ultraviolettisäteilyn aallonpituuksilla noin kymmenen vuoden ajan. Se oli toiminnassa vuoteen 2012 saakka, mutta havaintoarkistot tarjoavat edelleen runsaasti aineistoa tutkijoiden käyttöön.

Tutkimuksesta kerrottiin JPL:n uutissivuilla ja se julkaistiin 27. maaliskuuta Science-tiedelehdessä (maksullinen).

Kuva: Sloan Digital Sky Survey

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.