Harvinainen supernova

Teksti Kari A. Kuure ja Tomi Hyvönen

Eeta Carianaen ympärille muodostunut purkauspilvi.
Kuva Nasa.

Syyskuussa 2014 Intermediate Palomar Transient Factory havaitsi kohteen, joka nykyisin tunnetaan nimellä iPTF 14hls. Kohde luokiteltiin tyypin II-P supernovaksi tammikuussa 2015.^[1] 

Tyypillisen II-P supernovan tapaan sen odotettiin himmenevän reilussa kolmessa kuukaudessa, mutta näin ei kuitenkaan käynyt. Valokäyrän kirkkaus pysyi vakiona noin 600 vuorokautta, huomattavasti pitempään kuin tyyppillisellä II-P supernovalla. Lisäksi valokäyrässä havaittiin 600 vrk:n aikana II-P supernovalle epätyypillisesti ainakin viisi kirkastumista.

Lisäksi fotometriset havainnot osoittivat iPTF 14hls:n olevan poikkeuksellinen II-P supernoviin verrattuna. Kohteen spektristä mitattu lämpötila, 5 000 – 6 000 K, oli tyypillinen II-P supernovalle, mutta sen säteilemä kokonaisenergia oli suurempi kuin millään aikaisemmin havaitulla II-P supernovalla.

Valokäyrän ja fotometrian lisäksi myös iFTP 14hls:n spektri oli II-P supernoviin verrattuna poikkeuksellinen. Spektri kehittyi huomattavasti tyypillisen II-P supernovan spektriä hitaammin. Purkauksessa vapautuneen kaasun nopeus laskee ajan mukana, mutta iPTF 14hls:lla havaitut vedyn ja raudan nopeudet pienenivät 600 vrk:n aikana vain vähän tai pysyivät vakiona.

Suuri yllätys koettiin, kun tähtitieteilijät^[2] löysivät vuonna 1954 otetuista valokuvista saman kohteen purkauksia ja se sijaitsee metallipitoisuudeltaan alhaisessa tähtiä muodostavassa galaksissa, jonka punasiirtymä on z=0.0344.

Tällä hetkellä iPTF 14hls:n energialähdettä ei tiedetä. Toistaiseksi tutkijoilla on käytettävissään vain hypoteeseja kohteen alkuperästä. Tähti iPTF 14hls ei selvästikään noudata supernoville tyypillistä mallia ja tutkijoiden on kehitettävä uusi, joka toimii tässä tapauksessa. Uuden räjähdysmallin täytyy selittää havaittu spektri ja sen kuusinkertaisesti hidastunut kehitys, energiantuotto, vähintään viisi erillistä kirkastumista ja monia muita asioita ja ilmiöitä, joita on tässä purkauksessa havaittu.

Yksi mahdollinen vaihtoehto on, että purkautunut kaasu vuorovaikuttaa aikaisemmin purkautuneen kaasun kanssa. Kohteen spektrissä ei kuitenkaan havaita vuorovaikutukselle tyypillistä säteilyä.

Purkauksen aiheuttaja on mahdollisesti kokenut useita suurienergisiä purkauksia muutaman vuosikymmenen aikana. Purkaukset ovat tyypillisiä hyvin suurimassaisilla, 95 – 130 auringon massaa, olevilla tähdillä, joilla elektroni-positroni -parien muodostumisen aiheuttaa epävakaan tilan. Tällaisten ”pulsational pair-instability supernovien” (PPI-supernova)^[3], jossa tähti menettää ensimmäisessä purkauksessaan yli puolet vetykuorestaan, oletetaan tapahtuvan alhaisen metallipitoisuuden tähdillä, jollainen iPTF 14hls todennäköisesti myös on.

iPTF 14hls -tähden valokäyrä osoittaa useita kirkastumisia
parin vuoden kuluessa. Kuva LCO.

 Eri purkauksissa vapautuneiden kuorien vuorovaikutukset toistensa kanssa voivat aiheuttaa iPTF 14hls:lla havaitun kaltaisen valokäyrän. Ongelmia PPI-supernova -malliin tuo kuitenkin se, että iPTF 14hls säilytti ison osan massastaan vuoden 1954 purkauksen jälkeen. Lisäksi iPTF 14hls:n kineettinen energia kertaluokkaa suurempi kuin PPI-supernovamallien antama energia.

iPTF 14hls osoittaa, että nykyisiä raskaiden tähtien kehitysmalleja ja räjähdystä täytyy muokata tai jopa kehittää kokonaan uusi raskaiden tähtien kehitysmalli.

Tutkijat odottelevat aikaa, jolloin tähdestä tulee supernovajäänne. Silloin saattaa paljastua tähden räjähdyksen mekanismi. Tutkimusryhmä tulee tekemään lisähavaintoja Pohjoismaisella optisella kaukoputkella (NOT), Nasan Swift avaruuskaukoputkella röntgensäteilyä ja tutkimusryhmälle on myös varattua havaintoaikaan Hubblesta joulukuuksi 2017.

Hyvin massiiviset tähdet nykyisessä maailmankaikkeudessa ovat erittäin harvinaisia. Tutkijat epäilevät, että vuonna 1843 purkautunut Eeta Carinae A on myös PPI supernova. Suoria malliin osoittavia havaintoja ei kuitenkaan ole. Eeta Carinaen odotetaan räjähtävän todellisena, tähden tuhoavana supernovana 20 000 vuoden kuluessa.

Andy Howell, joka toimi LCOn supernovaryhmän vetäjänä ja on tutkimusryhmässä mukana sanoi: ”Tällaisen räjähdyksen odottaisi näkyvän vain hyvin varhaisessa maailmankaikkeudessa ja sellaisia ei pitäisi esiintyä enää nykyisin. On kuin löytäisi elävän dinosauruksen. Jos sellaisen löydät, sinun pitäisi kysyä onko se todella dinosaurus?”

Lähteet

Arcavi et al. 8.11.2017, Nature 551

en.wikipedia.org/wiki/IPTF14hls

Michelle Starr: This Star Exploded, Survived, And Then Exploded Again After 60 Years, Science alert 9. Nov 2017

Las Cumbers Observatory (LCO) lehdistotiedote

Huomautukset

[1] Supernovia, joiden massa on välillä 8 – n. 50 M_☉ (Auringon massaa) ja niiden metallipitoisuus on korkea. Tyypin II-P supernovan valokäyrässä on kirkastuman jälkeen tasainen alue, jossa kirkkaus pysyy lähes vakiona. Supernova luokitellaan spektrin ja valokäyrän perusteella tyypin II-P supernovaksi.

[2] Tutkimusryhmää johtaa Iair Arcavi (NASA Einstein postdoctoral fellow in University of California Santa Barbara and Las Cumbres Observatory).

[3] Suomenkielistä käännöstä termille ei ole!