Supermassiivinen tähti kippaa kuppinsa

Supermassiiviset tähdet (luokkaa yli 100 Auringon massaa) ovat aika harvinaisia maailmankaikkeudessa, koska niillä on tapana elää rajua elämää ja kuolla nuorena. Kosmisessa mittakaavassa tämä tarkoittaa muutaman miljoonan vuoden ikää eikä miljardien vuosien ikää, mikä on Auringon arvioitu elinikä. Villin elämänsä aikana supermassiivinen tähti voi laajentua ja supistua holtittomasti, se burppailee ympäriinsä kaasujaan purkauksissaan, kirkastuu ja himmenee ennustamattomasti. Loppu tulee yleensä supernovan muodossa, mutta astronomit ovat kauan ihmetelleet ja laskeskelleet mitä oikeastaan tapahtuu kun vanha supermassiivinen tähti alkaa natista liitoksissaan. Teorioita on iso kasa, mutta käytännössä tuntemattomia muuttujia on niin paljon, että on vaikea ennustaa milloin ja miten se tapahtuu. Nature Newsissä oli uusi analyysi vuonna 2007 kosahtaneesta supernova 2007bi:stä, joka oli varsin epätavallinen paukku. Se oli vähän hidas poksahtamaan ja kesti 70 päivää ennen kuin se saavutti täyden kirkkautensa. Tämän jälkeen tuo superdupernova paloi kirkaalla liekillä noin 100 kertaisella kirkkaudella tavis-supernoviin verrattuna yli kahden vuoden ajan. Analyysin tehneen jengin mukaan kaikki viittaa siihen, että tähden räjähdyksen oli aiheuttanut Einsteinin teorian mahdollistama säteilyenergian muuttuminen hiukkasiksi tähden sisällä, joka tekee tähden ytimen epästabiiliksi. Tämä kulkee nimellä pair-instability supernova (parinmuodostus-epästabiilisuus-supernova kuulostaa karseelta, joten ei käytetä sitä), joka ennustettiin jo 60-luvulla, mutta ilmeisesti nyt vasta ensimmäinen sellainen on havaittu.

Hiljaiseloa Clichyssä. Kaasupurkauksia massiivisesta Eta Carinae-tähdestä kuvattuna Hubblella. (Wikisource)

Massa on energiaa E=mc^2 sano jo Albert-setä ja säteilyenergiaa voi siis tietyissä oloissa muuttaa hiukkasiksi. Kyseessä on tietenkin parinmuodostusreaktio, jossa säteilykvantti muodostaa hiukkas-antihiukkasparin, tyypillisesti elektronin ja positronin. Ihan milloin vain säteily ei voi muuttua hiduiksi, koska energian säilymislain takia tarvitaan ainakin niin paljon säteilyenergiaa, että se riittää luomaan elektronin ja positronin massan. Kuuma massa hohkaa lämpösäteilyä ja mitä suurempi lämpötila sitä suurempi on tuon säteilyn (säteilykvanttien) energia. Massiivisen tähden ytimessä lämpötila voi nousta miljardeihin asteisiin ja atomien lämpösäteily (sekä fuusiopalon tuottama säteily) saavuttaa gamma-säteilyn alueen ja parinmuodostus voi tulla mahdolliseksi. (Wienin siirtymälaista saadaan miljardissa asteessa fotonin energiaksi noin 250 keV, mutta mustan kappaleen säteilyn jakauman häntä ulottuu parinmuodostuksessa tarvittavaan 1022 keV:iin asti, suom. huom.)

Jotta tähti ei romahtaisi oman massansa alle tarvitaan massan painoon verrattuna yhtä suuri paine sisältäpäin. Tämän paineen muodostaa lähinnä kuumien atomien liike-energia ynnä lämpösäteilyn säteilypaine ulospäin. Mutta tämä ei vielä riitä pitämään tähteä tasapainossa. Fuusiopalo tähden sisällä lisää koko ajan liike-energiaa ja kasvattaa lämpötilaa. Suurempi lämpötila taas helpottaa fuusiopaloa ja mopo lähtisi keulien käsistä, jos tähti ei pysty siirtämään lämpöenergiaa tarpeeksi nopeasti ytimen ulkopuolelle. Auringon kohdalla säteily siirtää nopeasti energiaa ulospäin ja ihmisten kannalta miellyttävä balanssi saavutetaan. Supermassiivisen tähden sisälämpötila voi kuitenkin nousta niin korkeaksi, että parinmuodostus alkaa rajoittaa energian kuljetusta ulos tähden sisältä ja sisäinen paine pienenee. Valon nopeudella liikkuvan gamma-säteen matka katkeaa kuin seinään kun elektroni-positronipari muodostuu ja näitä hituja on paljon vaikeampi siirtää muun materian läpi. Seuraus on, että tähti kutistuu gravitaation alla, tähden sisälämpötila alkaa kasvaa, mikä lisää gammasäteiden parinmuodostusta, mikä rajoittaa entisestään energian siirtoa ulos, mikä lisää sisälämpötilaa etc. ja paha kierre saa alkunsa. Tähti romahtaa. Pian tähden ytimessä saavutetaan sellainen paine ja lämpötila, että hapen ja muiden raskaampien atomiytimien holtiton fuusioreaktio polttaa muutamassa minuutissa useamman auringon verran massaa säteilyksi. Tämä taas pysäyttää romahduksen ihan silkalla brutaalilla voimallaan ja tähti alkaa laajentua taas. Mitä seuraavaksi tapahtuu onkin sitten standardia kamaa astrofyysikoiden ilmestyskirjassa. Valtava energiatiheys luo shokkiaallon, joka etenee ulospäin ja tähti sylkee suuren osan massastaan laajentuvaksi pilveksi. Shokkiaalto puristaa suuren osan tähden massasta radioaktiiviseksi Nikkeli-56:seksi, joka jää porottamaan tähtitaivaalle kirkkaana radioaktiivisena klimppinä.

Maallikosta voi tuntua ehkä oudolta, että supernovaräjähdyksessä vapautuu muutamassa minuutissa enemmän energiaa kuin mitä tähti tuotti miljoonien vuosien aikana. Voisikohan Aurinko pamahtaa näin yhtäkkiä? Gulp. Ei kuitenkaan syytä huoleen, Auringon fysiikka tiedetään tarkkaan ja se tähti on ihan kiltti ja rauhallinen (Nivenin Inconstant Moon on kyllä silti ihan kiva scifi). Mutta epätasapainossa olevat fysikaaliset systeemit voivat tehdä kaikkea kummaa. Kun maailman suurin vety-pommi, Neuvostoliiton Tsar-bomba, pamautettiin Novaya Zemlyalla lämpöydinreaktioiden tuottama teho oli hetkellisesti (hyvin hetkellisesti, alle sadan nanosekunnin ajan) lähellä koko Auringon fuusiotehoa. Kuinka helppoa olisikaan ratkaista kaikki maailman energiaongelmat fuusiolla, ongelmana on ”vain” venyttää ketjureaktiota fuusioreaktorissa vähän pitempiin aikaskaaloihin.

Mainokset

One response to “Supermassiivinen tähti kippaa kuppinsa

  1. Sä oot kyl ylivertainen tiedetoimittaja. Jopa humanisti ymmärtää tuosta suurimman osan lukion pitkällä fysiikalla. Yritä nyt silti tehdä duuniakin sakemanneille! 😛

Kommentointi on suljettu.