Supernovaräjähdyksessä muodostuneen raudan määrän mittaaminen
Tyypillisen supernovaräjähdyksen tuottama rauta riittäisi 10 000 Maan massaisen kappaleen muodostamiseen.
Suurin osa vähintään kahdeksan kertaa Aurinkoa massiivisemmista tähdistä päättää päivänsä supernovaräjähdyksinä. Yleisimpiä näistä ovat niin sanotut tyypin II supernovat, joiden spektrissä havaitaan vedyn emissioviivoja eli säteilyn voimistumista tietyillä aallonpituuksilla. Käytännössä havaintolaitteen optiikka hajottaa havaitun valon “sateenkaareksi”, josta mittaukset tehdään.
Massiiviset tähdet muodostavat erinäisten ydinfuusioketjujen lopuksi pääasiassa raudasta koostuvan ytimen. Tämä rauta ei kuitenkaan pääse leviämään avaruuteen, sillä suuren paineen alla ydin luhistuu ja käynnistää supernovaräjähdyksen. Tähden kokonaismassasta riippuen ydin luhistuu joko neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi. Muuten tähti hajoaa räjähdyksen voimasta käytännössä kokonaan ja leviää ympäröivään avaruuteen laajenevana supernovajäänteenä.
Ytimen luhistumisessa syntyy shokkiaalto, joka tähden läpi kulkiessaan aiheuttaa tähden sisuksissa aiemmin muodostuneen piin fuusiota eli atomiytimien yhteensulautumista radioaktiiviseksi nikkeliksi. Nikkelin puoliintumisaika on noin kuusi päivää, joten se siis hajoaa verrattain nopeasti radioaktiiviseksi koboltiksi. Koboltin puoliintumisaika on 77 päivää, joka puolestaan hajoaa stabiiliksi raudaksi. Muodostuneen raudan määrää voidaan arvioida havaintojen perusteella käyttäen hyväksi koboltin pidempää puoliintumisaikaa.
Supernovan kirkkautta ylläpitää aluksi muutamia kuukausia vedyn rekombinaatio eli shokkiaallon “irrottamien” elektronien “kiinnittyminen” takaisin vety-ytimiin. Toisin sanoen shokkiaallon liike-energiaa siirtyy elektroneille, jolloin ne pääsevät irtaantumaan ytimien vaikutuspiiristä. Atomiytimien ja vapaiden elektronien muodostamaa kaasua kutsutaan plasmaksi. Ajan kuluessa plasma jäähtyy ja elektronit palaavat takaisin ytimien läheisyyteen, jolloin syntyy säteilyä. Koboltin radioaktiivisessa hajoamisessa vapautuva säteily puolestaan ylläpitää kirkkautta myöhäisessä vaiheessa, jolloin rekombinaatiosäteilyn merkitys on huomattavasti pienentynyt.
Mittaamalla supernovan kirkkautta ja himmenemistä tässä myöhäisessä vaiheessa voidaan räjähdyksessä muodostuneen nikkelin – ja siten raudan – määrää arvioida. Pelkkää radioaktiivista hajoamista seuraava himmenemisnopeus tunnetaan tarkasti. Havaintojen vertaaminen tähän arvoon on verrattain suoraviivaista. Muodostuneen raudan määrä vastaa tyypillisesti muutamia prosentteja Auringon massasta.
Massiiviset tähdet ja niitä seuraavat supernovat ovat keskeisessä roolissa raskaiden alkuaineiden – kuten raudan – tuottajina ja levittäjinä. Ilman näitä alkuaineita nykyisten kaltaisten planeettakuntien, saatikaan elämän, muodostuminen ei olisi ollut mahdollista, sillä alkuräjähdyksen jälkeen maailmankaikkeus koostui pääasiassa vedystä ja heliumista.
Jussi Harmanen
Kirjoittaja on tähtitieteen tohtorikoulutettava.