NASA nuputas välja, kuidas tekitada supernoovat
Tänu SWIFTi orbitaalobservatooriumi abiga tehtud vaatlustele röntgen- ja ultraviolett-lainealas on NASA teadlastel nüüd nende endi sõnul selgem pilt sellest, mida on tarvis tähtede õhkimiseks, vahendab DVICE.
Ia-tüüpi supernoovad on üht konkreetset liiki täheplahvatused, millel on teadusele väga suur tähtsus — neid saab rakendada nn standardküünaldena, vahendab.
Standardküünaldeks nimetatakse objekte, mida on võimalik vaadelda teleskoobiga ja mille kaugus on seejuures täpselt teada. Enamasti pole teleskoobiga taevakeha vaadeldes võimalik öelda, kas tegu on ereda objektiga väga kaugel või tuhmi objektiga, mis asub lähedal.
Standardküünla eredus ei muutu mitte kunagi, mistõttu saame Maalt nähtava ereduse alusel välja arvutada selle — ja seda ümbritsevate taevakehade — tegeliku kauguse.
Ia-tüüpi supernoovade puhul on standardküünlaks plahvatav valge kääbustäht. Valgetest kääbustest endist on päris palju teada: tegemist on nn peajada-tähtedega nagu meie Päikegi, mis on kogu oma kütuse ära kulutanud ja kollapseerunud umbes Maa mõõtu valgeks kämbuks, mis hõõgub tänu selles talletunud jääksoojusele.
Peamiselt süsinikust ja hapnikust koosnevad valged kääbused pole ise suutelised tuumade liitumise e fusioonprotsessi alal hoidma, mistõttu nad lihtsalt seisavad ja jahtuvad, kuni viimaks lõpetavad üldse valguse kiirgamise.
Mõnikord leidub valgel kääbusel aga kaastäht — osa kaksiktähesüsteemist. Ja ehkki valge kääbus on tähe kohta väga väike, on sel ometi elujõulise tähe omaga võrreldav gravitatsioon, mistõttu see hakkab kaaslaselt ainest endasse imema.
Kui valgel kääbusel õnnestub varastada piisavalt tähemassi, muutub see teatud hetkel piisavalt kuumaks, et süsinikutuumade fusiooniga ise hakkama saada — ning mõne sekundi (jah, sekundi!) jooksul "hekseldab" kontrollimatu fusioonreaktsioon läbi suurema osa kääbuse süsinikust ja hapnikust, teisendades need raskemateks elementideks ja vallandades selle käigus tohutul hulgal energiat. Täpsemalt umbes 10^44 (10-astmes-44) džauli, mis teeb selle umbes viis miljardit korda eredamaks meie Päikesest.
Mõistagi ei suuda valge kääbus taolist protsessi üle elada ja plahvatab võimsas sähvatuses, mida on näha suures osas universumist. Ning kuna too "teatud hetk", mil valge kääbus on kasvanud piisavalt suureks, et tekitada supernoova, on kõigi valgete kääbuste jaoks alati sama, plahvatavad nad alati ühtviisi ja sama eredusega, mis võimaldabki välja arvutada nende täpse kauguse vaatlejast.
Kuni päris viimase ajani ei teadnud aga keegi, millised on ahelreaktsiooni vallandavad päästik-tähed: süsteemikaaslased, mis võimaldavad valgetel kääbustel koguda piisavalt massi, et plahvatus üldse toimuda saaks.
Astronoomid on välja pakkunud mitmeid oletusi; levinuima versiooni kohaselt on kõige tavalisemateks kaaslasteks punased ja sinised hiidtähed, ent mõnikord võivad valged kääbused ka omavahel kokku põrgata.
NASA on pruukinud oma tehiskaaslast SWIFT, mis loodi spetsiaalselt gammakiirguspursete tuvastamiseks, supernoovade ja nende riismete seiramiseks, keskendudes kaaslastähtede kohta käivale teabele. Hiidtähtede märkamise asemel annavad SWIFTiga tehtud vaatlused mõista, et suurema osa supernoovadest vallandavad tähed, mis on sarnased meie Päikesele (või isegi sellest väiksemad), kusjuures ka kaht valget kääbust hõlmav stsenaarium on hiiu-hüpoteesist tõenäolisem.
Mida see kokkuvõttes tähendab? Sisuliselt seda, et kui NASAl õnnestuks mõni valge kääbus Päikese lähedale toimetada, oleks Ia-tüüpi supernoova korraldamine tõenäoliselt täiesti võimalik.
Jälgi Forte uudiseid ka Twitteris!