Leiti supernoovade vaatluslike eripärade põhjus

Rain Kipper | 12.09.2011

Teadlased uurisid supernoovade vaatluste eripärasid ning kuidas seda seletada. Uurimuse tulemuseks saadi, et Ia tüüpi supernoovadel on vaheetapp, mille käigus nende pöörlemine aeglustub ning tekitab ajavahemiku evolutsiooni jaoks.

Ia tüüpi supernoovadena plahvatavad vanad tähed, mida tuntakse valgete kääbustena. Need on väga tihedad tähed, millede mass on tavaliselt alla 1.4 Päikese massi. Seda massi piiri teatakse Chandrasekhari massina. Kui kääbus on sellest raskem, siis ta vajub oma raskuse all kokku ning plahvatab.

Ületamaks Chandrasekhari massi ja supernoovana plahvatamiseks tuleb valgel kääbusel ainet juurde hankida. Tavaline meetod selleks on doonortähelt gaasi endale “tõmbamine”. Doonoriks on tavaliselt tema kaksiktäht.

Kui kääbus pidevalt ainet juurde saab, siis ta hakkab kiiremini pöörlema. Mass küll kasvab, kuid pöörlemine hoiab kesktõuke jõuga tähte kokku kukkumast. Teadlased leidsid, et nii võib kääbuse mass olla ka suurem kui 1.4 Päikese massi.

Kui doonortäht materjali enam ei anna, siis hakkab kääbus oma pöörlemise kiirust kaotama. Aeglustub seni, kuni pöörlemise poolt tekitatud ja kokkukukkumist ära hoidev jõud muutub piisavalt väikeseks, et täht saaks plahvatada supernoovana.

Avastus on oluline sellepoolest, et võimaldab seletada Ia tüüpi supernoovade vaatluslikke aspekte. Näiteks ei olnud varem teada, miks ei ole plahvatuse ajal näha vesiniku ja heeliumi spektrijooni, mis doonortähelt vabanenud gaasi tõttu võiks tekkida. Selle seletuseks ongi vaheetapp, mille jooksul kääbuse pöörelmine aeglustub. Pöörlemise aeglustumine võtab kaua aega, miljonitest miljardite aastateni, mille käigus jõuab see gaas hajuda.

Samuti seletab avastus, miks ei ole tihti näha doonortähti pärast plahvatust. Ka selle põhjenduseks on pikk vaheetapi aeg, mille jooksul doonortäht evolutsioneerub, näiteks sarnaseks valgeks kääbuseks.

Märksõnad: supernoovad