Mistä supernovajäänne muodostuu?
Supernovajäänne
Supernovajäänne (SNR) on sumu, joka syntyy tähden räjähtäessä supernovana. Räjähdys voi johtua kahdesta eri syystä. Massiivinen tähti voi lopettaa fuusioenergian tuottamisen ytimessään ja romahtaa sisäänpäin oman painovoimansa vaikutuksesta. Toinen mahdollisuus on, että valkoinen kääpiö kerää toiselta tähdeltä niin paljon materiaalia, että se saavuttaa kriittisen massan ja romahtaa neutronitähdeksi. Kummassakin tapauksessa tuloksena on supernova. Räjähdyksen voimasta tähdestä poistuva materiaali muodostaa laajentuvan kaasupilven, jonka me näemme supernovajäänteenä. Supernova
Supernovan kirkkaus noudattaa tyypistä riippuen sille ominaista valokäyrää, jossa se nopeasti kirkastuen saavuttaa maksimikirkkauden muutamassa päivässä, kunnes se alkaa hiipua hiljakseen himmeämmäksi. Monet paljain silmin havaitut supernovat ovat näkyneet jopa vuosien ajan. Räjähtävistä supernovista jää jäljelle supernovajäänne, joka hehkuu pitkään monilla eri aallonpituuksilla ja on nähtävissä tuhansiakin vuosia. Supernovissa muodostuu rautaa raskaampia alkuaineita kuten uraania, tinaa ja kultaa. Supernovien jäänteistä oletetaan uusien tähtien ja aurinkokuntien synnyn, ja että muinaisten supernovien ydinjätteistä syntyy tähtiä ja planeettoja.
Luettelo supernovajäänteistä
Tämä on luettelo havaituista supernovajäänteistä. SN 1572
SN 1572:n supernovajäännettä oli yritetty etsiä jo aikaisemmin, mutta se onnistui vasta vuonna 1952, jolloin Hanbury Brown ja Cyril Hazard ilmoittivat havainneensa Jodrell Bank Observatoryn radio­tele­skoopilla kohteesta lähtevää radiosäteilyä 158,5 megahertsin taajuudella. Havainnon vahvistivat Cambridgen radio­teleskoopin avulla vuonna 1957 Baldwin ja Edge, jotka myös mittasivat kohteen sijainnin tarkemmin. Supernovajäänne sai Cambridgen toisessa radiolähteiden luettelossa alustavasti tunnuksen "2C 34", ja kolmannessa luettelossa lopullisesti merkinnän "3C 10". Mitään kiistaa ei ole käyty siitä, etteikö 3C 10 olisi vuosina 1572–1573 havaitun supernovan jäänne. Minkowskin vuonna 1964 julkaiseman artikkelin mukaisesti supernova­jäänteestä radio­lähteenä käytetään tavallisimmin merkintää 3C 10, joskin siitä toisinaan kytetään myös taulukoitua galaktista merkintää G120.7+2.1 ja monet kirjoittajat nimittävät sitä "Tykon super­nova­jäänteeksi". Koska se havaittiin ensin lähettämiensä radio­aaltojen ja vasta myöhemmin valon avulla, kohteesta käytetään usein merkintää 3C 10 riippumatta siitä, millä sähkö­magneettisen säteilyn aallon­pituus­alueella havainnot on saatu. SN 393
Vuoteen 1975 saakka niiden havaintojen, jotka kiinalaiset olivat tehneet helmi- ja maaliskuussa 393, katsottiin viittaavaan kirkkaaseen novaan, jolla oli toissijainen maksimi. Tuolloin sillä alueella, jossa SN 393 oli nähty, tunnettiin vain seitsemän kohdetta, joita voitiin pitää mahdollisina supernovajäänteinä. Koska kohteen magnitudin voitiin arvella olleen –1 ja sijainneen noin 10 000 parsekin eli 31 000 valovuoden päässä, näistäkin kohteista neljästä voitiin päätellä, että mikään niistä ei ainakaan voinut olla vuoden 393 supernovan jäänne. Myöskään G350.0-1.8 ei voinut tulla kysymykseen, sillä sen laajenemisvauhti viittasi siihen, että se oli räjähtänyt supernovana jo 8 000 vuotta sitten. Jäljelle jääneet kaksi kohdetta, G348.5+0.1 ja G348.7+0.3, olivat molemmat vaaditulla noin 10 000 parsekin etäisyydellä ja niiden iäksi voitiin arvioida noin 1 500 vuotta. Vaikutti kuitenkin epätodennäköiseltä, että ne olisivat supernovina näkyneet kahdeksan kuukauden ajan, varsinkin kun ne olivat runsaasti kosmista pölyä sisältävällä galaktisen tason alueella. Jättiläisplaneetta
Yleensä jättiläisplaneettojen uskotaan syntyneen siten, että noin 10–15 Maan massainen ydin kasautui ensin aurinkoa kiertävässä kiekkomaisessa kaasu- ja pölypilvessä. Kun ydin oli näin massiivinen, se keräsi kaasua itseensä. Prosessi olisi vienyt miljoonia vuosia. Uranuksen ja Neptunuksen varsinkin uskotaan vaellelleen kaasu- ja pikkuplaneettakiekossa ainakin muutaman AU:n verran synnyinsijoiltaan. Ydinvoima
Ydinvoiman käytössä tilavuudessa laskettuna eniten syntyy matala- ja keskiaktiivisia ydinjätteitä, joihin kuuluvat muun muassa heikosti radioaktiiviset aineet tai aktiivisten aineiden tahrimat työvaatteet, suojavarusteet, työvälineet, laitteet, osat sekä suodattimet ja suodatusjätteet. Näiden jätteiden aktiivisuus laskee nopeasti ja ne alun alkaenkin sisältävät vain pienen osan voimalan tuottamasta radioaktiivisuudesta. Usein näiden jätteiden radioaktiivisuuden puoliintumisaika on niin lyhyt, että jätteet yksinkertaisesti varastoidaan odottamaan radioaktiivisuuden häipymistä omia aikojaan. Kun aktiivisuus on laskenut tarpeeksi, jätteet kierrätetään tai toimitetaan tavalliseen jätehuoltoon. Ne jätteet, joiden kohdalla odottaminen kestäisi liian pitkään – noin vuosisadan tai enemmän – säilytetään vartioiduissa varastoissa tai loppusijoitetaan paikkaan, jossa vartiointi ei ole tarpeen, yleensä suljettuun kallioluolaan. Monilla mailla on käytössä loppusijoituslaitoksia matala- ja keskiaktiivisille ydinjätteille. Ydinvoimateollisuuteen verrattuna suurempia määriä matala-aktiivisia jätteitä syntyy muualla yhteiskunnassa: EU:n alueella maatalous, rakentaminen, öljyn- ja kaasuntuotanto, hiilen ja turpeen poltto, jätevesien puhdistus ja muu ihmisen toiminta synnyttävät vuosittain kymmeniä miljoonia tonneja luonnon radioaktiivisuutta sisältäviä jätteitä, jotka saattavat ylittää radioaktiivisuudeltaan matala-aktiivisten ydinjätteiden vapaarajan. Suomessa matala- ja keskiaktiiviset jätteet varastoidaan laitospaikalle yhteen keskitettyyn varastoon ja samoin välivarastoidaan käytetty ydinpolttoaine. Myös vanhojen ydinvoimaloiden purkamisen yhteydessä syntyy radioaktiivista matala- ja keskiaktiivista jätettä. Hypernova
1990-luvun jälkeen hypernova alettiin määritellä supernovaksi, joka syntyy kaikkein massiivisimpien tähtien, hyperjättiläisten (joiden massa on 100-300 kertaa Auringon massa), luhistuessa. Nikkelin isotoopin Ni:n uskotaan olevan hypernovasta lähtevän valon tärkein lähde. Tähtien synty
Tähtiä syntyy jättiläismäisissä tähtienvälisissä molekyylipilvissä, jotka ovat ympäristöään huomattavasti tiheämpiä. Suurten molekyylipilvien pilvien tarkkaa syntymekanismia ei tunneta, mutta niitä on havaittu lukuisia. Näiden läheltä on löydetty nuoria tähtiä. Galaksin sisällä tähtienvälinen avaruus sisältää tavallisesti 0,1–1 kaasuhiukkasta (atomia isompaa hiukkasta) kuutiosenttimetriä kohden, kun tiheys pienen ja hyvin tiheän pimeän sumun, globulin, sisällä voi olla useita miljoonia hiukkasia kuutiosenttimetrissä. Jättiläismolekyylipilven koko on 50–300 valovuotta ja massa 100 000–10 miljoonaa Auringon massaa. Massa riittää siten kokonaisen tähtijoukon syntymiseen samalla kertaa. Mikä saa molekyylipilven ytimen kutistumaan, on yhä tutkimuksen kohde.
Kiertäessään Linnunradan ympäri molekyylipilvet saattavat törmätä toisiinsa, kulkea tiheiden spiraalihaarojen läpi tai joutua supernovan šokkiaallon läpäisemäksi. Galaksien törmätessä toisiinsa niiden tähtienväliset pilvet sekoittuvat toisiinsa. Jokin näistä tekijöistä saattaa aloittaa molekyylipilven tiivistymisen oman painovoimansa vaikutuksesta. Esim. supernovaräjähdyksen aikaansaama kuuma kaasukupla puristaa molekyylipilven osasia kokoon globuleiksi, joiden sisälle syntyy tähtiä. SN 1006
Supernovajäänne sijaitsee arviolta noin 2,2 kiloparsekin eli 7100 valovuoden päässä Maasta, jolloin sen todellinen läpimitta on noin 20 parsekia. Supernova
Elinkaarensa päähän tullut valkoinen kääpiötähti voi räjähtää supernovana, mikäli sillä on kumppanitähti josta valuu vetykaasua valkoisen kääpiön pinnalle. Tähden massan lähestyessä Chandrasekharin rajaa (noin 1,4 Auringon massaa), tähden sisuksissa happi- ja hiiliatomit alkavat fuusioitua raskaammiksi alkuaineiksi. Tavallisissa pääsarjan tähdissä tähden keskuksessa tapahtuvat ydinreaktiot tapahtuvat kontrolloidusti, sillä reaktioissa vapautuvan energian säteilypaine estää ketjureaktion syntymisen työntämällä kaasua erilleen. Valkoinen kääpiö on kuitenkin paljon tiheämpi kuin pääsarjan tähti, ja säteilypaineen sijasta sitä kannattelee elektronien Fermi-paine. Säteilypaine ei riitä säätelemään ydinreaktioiden määrää. Fuusioliekin sytyttyä se leviää nopeasti turbulenssi-ilmiöiden ja erityisesti Rayleigh-Taylorin epästabiiliuden vuoksi. Ionisoiva säteily
Radioaktiivisen atomin hajotessa atomi säteilee osan energiastaan suurienergiaisena säteilynä ympäristöön. Tapahtuneen ydinreaktion tyypistä riippuen syntyvä säteily koostuu helium-atomin ytimistä eli alfasäteilystä, elektroneista eli beetasäteilystä tai sähkömagneettisesta säteilystä eli gammasäteilystä. On olemassa myös muita, harvinaisempia hiukkassäteilyn tyyppejä, kuten neutronisäteilyä. Supernova
Tyypin I supernovat ovat tyypillisesti vanhoja tähtiä. Tyypissä Ia räjähtävä tähti on kaksoistähtijärjestelmään kuuluva valkoinen kääpiö, kun taas tyypeissä Ib ja Ic kyseessä on elinkaarensa loppupäässä oleva massiivinen Wolfin–Rayetin tähti. Ydinonnettomuus
Ydinvoimalaonnettomuuden päästöjen suuruus riippuu siitä, vaurioituuko reaktorin polttoaine ja pysyykö suojarakennus ehjänä. Pelkkä ydinvoimalan vesivuoto ilman polttoaineen vaurioitumista ei aiheuta suurta säteilyvaaraa. Jos taas polttoainetta vaurioituu, eli onnettomuus luokitellaan vakavaksi onnettomuudeksi, niin radioaktiivisia aineita vapautuu suojarakennukseen. Jos suojarakennus pysyy ehjänä, kuten Three Mile Islandin onnettomuudessa, niin päästöt ympäristöön jäävät pieniksi. Suojarakennuksen rikkoutuminen vakavan onnettomuuden aikana voi aiheuttaa suuren radioaktiivisten aineiden päästön. Tähti
Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi alkaa edelleen uusia ydinreaktioita niiden tiivistyessä ja kuumentuessa edelleen heliumin loputtua. Reaktioissa syntyy yhä raskaampia alkuaineita, ja se, miten pitkälle reaktiosarja jatkuu, riippuu tähden massasta. Ominaissäteily
Ominaissäteily on tietylle atomille ominaista elektromagneettista säteilyä, jota syntyy kun matalaenergisemmän sisäkuoren aukko täyttyy ulomman kuoren elektronilla. Elektronien siirtymiskaavio on ominaista jokaiselle alkuaineelle, joten ominaissäteilyn perusteella voidaan päätellä esimerkiksi etäisistä tähdistä atomikoostumus. Supernovajäänne
Aurinko on vanhan supernovajäänteen sisällä ns. "paikallisessa kuumassa kuplassa", jossa on hyvin harvaa, kuumaa tähtienvälistä kaasua. SN 393
Havainnot supernovajäänteestä RX J1713.7-3946 viittaavat siihen, että SN 393 on ollut joko tyypin II tai tyypin Ib supernova. Räjähtäneen tähden massa oli vähintään 15 kertaa Auringon massan suuruinen, ja sen räjähtäessä vapautui energiaa noin 1,3 · 10 joulea, samalla kuin kolmen Auringon massan suuruinen määrä ainetta purkautui ympäröivään avaruuteen. Supernova
SN 1987A on viime aikojen kuuluisin ja yksi tutkituimmista supernovista. Kyseessä oli 23. helmikuuta 1987 vajaan 170 000 valovuoden päässä Suuressa Magellanin pilvessä (LMC) räjähtänyt supernova, joka näkyi eteläisellä pallonpuoliskolla paljain silmin. Alun perin Auringon tarkkailuun rakennetut neutriinoilmaisimet eri puolilla maapalloa havaitsivat jo noin 3 tuntia ennen visuaalista supernovan havaintoa noin parinkymmenen neutriinon ryöpyn iskeytyneen lyhyessä ajassa, mikä oli ensimmäinen kerta, kun kaukaa aurinkokunnan ulkopuolelta ja vieläpä supernovasta havaittiin neutriinoja. Tapaus oli ensimmäinen, jossa räjähti tunnettu tähti. Gammapurkaus
Lyhytaikainen gammapurkaus kestää sekunnin murto-osasta kahteen sekuntiin. Se syntyy, kun musta aukko ja neutronitähti sulautuvat yhteen. Lyhytaikainen gammapurkaus tapahtuu nopeasti, koska ympärillä ei ole tähteä. Ennen purkausta vanha kaksoistähti on luhistunut joko kahdeksi neutronitähdeksi tai neutronitähdeksi ja mustaksi aukoksi. Osapuolet törmäävät ja syntyy yksinäinen musta aukko, joka lähettää napojen suuntaiset ainesuihkut, joiden sisäisissä shokeissa syntyy gammasäteilyä. Jälkihehkua ei synny juuri lainkaan.
Gammapurkauksessa syntyy vain vähän enemmän energiaa kuin tavallisessa supernovaräjähdyksessä. Se näkyy kuitenkin paljon kauemmas, koska energia suuntautuu kapeisiin keiloihin, joiden avautumiskulma on noin viidestä 25 asteeseen. Gammapurkaukset ovat niin voimakkaita, että kaikki sellaiset gammapurkaukset havaitaan maapallolla, joiden keila suuntautuu kohti maata. Keilan kapeudesta johtuen kaikista gammapurkauksista Maahan näkyy noin joka sadas tai tuhannes. Gammapurkauksia havaitaan keskimäärin yksi vuorokaudessa. Monisolu-ukkonen
Monisoluisesta ukkosesta tai epämääräisestä ukkospilvien ryhmästä voi kehittyä pitkäikäinen mesomittakaavan konvektiiviseksi järjestelmäksi, joka voi säilyä elossa tunteja ja matkata satoja kilometrejä. Toiset mesomittakaavan konvektiiviset järjestelmät ovat järjestymättömiä, toiset rintamaa muistuttavia. Monen ukkospilven ryhmän eräs pilvi voi kehittyä hyvin voimakkaaksi supersolu-ukkoseksi. Pitkäikäinen, voimakas supersolu on Suomessa hyvin harvinainen. Se muodostuu, kun tuulen nopeus tai suunta muuttuu voimakkaasti ylöspäin mennessä eli on suuri tuulen shear. Ylösvirtausalueella ei sada. Supersolut ovat voimakkaimpia ja eniten vaurioita aiheuttavia ukkosia. 30 prosenttia supersoluista tuottaa tornadoja. Supernovajäänne
Ehkä kaikkein tunnetuimpia ja eniten havaittuja supernovajäänteitä on SN 1987A, tuore jäänne Suuressa Magellanin pilvessä. SN 1987A on myös meitä lähin supernova sitten Johannes Keplerin vuoden 1604 supernovan SN 1604. Muita tunnettuja supernovajäänteitä ovat Messierin luettelon ensimmäinen kohde Rapusumu, vuoden 1054 supernova. Vuoden 1572 supernovan SN 1572 jäänne on nimetty sitä havainnoinneen Tyko Brahen mukaan. SN 1572
Varhaisemmat arviot supernovan etäisyydestä vaihtelivat 2 ja 5 kiloparsekin eli noin 6 600 ja 16 300 valovuoden välillä. Beryllium
Maailmankaikkeudessa beryllium on suhteellinen harvinainen alkuaine, koska sitä ei muodostu tähtien ytimissä tapahtuvien reaktioiden seurauksena. Pääasiallisesti sitä muodostuu supernovien räjähtäessä, jolloin raskaammat ytimet hajoavat kevyemmiksi. Nova
Tykon havaitsema tähti luokiteltaisiin nykyään supernovaksi. Se tunnetaan nimellä SN 1572. Kirjan ansiosta termi ”nova” vakiintui tarkoittamaan uutta tähteä. Supernovaa ja novaa ei kuitenkaan erotettu ilmiöinä toisistaan ennen kuin vasta 1930-luvulla, jolloin niiden väliset rakenteelliset erot huomattiin. Nämä ”uudet tähdet” saivat nimensä niiden kirkkauksien perusteella: kirkkausasteeltaan voimakkaammasta novasta tuli supernova ja heikompi nimettiin vastaavasti novaksi. Tähtien synty
Tähtien synty tapahtuu suurten, kylmien kaasupilvien kutistuessa oman painovoimansa ansiosta. Kaasupilvestä syntyvä tähtialkio kuumenee hyvin kuumaksi, koska sen kaasun painovoimaenergia muuttuu kaasuosasten keskinäisen kitkan takia lämmöksi. Tämä hajottaa ensin molekyylit, ionisoi kaasun ja käynnistää lopulta ydinreaktiot ja näin tähti syntyy. Protoplanetaarinen kiekko
Vety ja helium ovat aina kaasumaisia. Neptunuksen oletetaan sijaitsevan alkuaurinkosumussa lähellä metaanin kiinteytymisrajaa. Kääpiöplaneetta Cereksessä, jonka etäisyys auringosta on 2,77 AU, on vesipitoisia silikaatteja ja vettä ehkä 25 %. Jättiläisplaneettojen syntyminen edellyttää jääyhdisteitä, joten niiden on oltava yli 4 AU:n päässä. Jäiden on oletettu voivan kiinteytyä isojen hiukkasten varjossa paljon lähempänä aurinkoa. Punainen ylijättiläinen
Punainen ylijättiläisvaihe on suhteellisen lyhyt: se kestää ainoastaan muutamista sadoista tuhansista vuosista noin miljoonaan vuoteen. Useimmat tähdet vaihtelevat punaisen ylijättiläisvaiheen ja sinisen ylijättiläisvaiheen välillä, kunnes ne lopulta räjähtävät supernovana. Massiivisimmat punaiset ylijättiläiset saattavat kehittyä Wolfin–Rayetin tähdeksi. SN 1572
Supernovajäänne on havaittu myös optisesti, mutta se löydettiin ensin radio­aallon­pituuksilla. Siitä käytetään usein nimitystä 3C 10, joka on radiolähdettä tarkoittava merkintä, mutta yhä yleisemmin se tunnetaan myös nimellä "Tykon supernovajäänne". Sähkövaraus
Muissa ilmiöissä kuin ydin- ja hiukkasreaktiossa varauksen säilyminen seuraa jo siitä, että sekä protonin että elektronin varaus on vakio, eikä kumpiakaan synny eikä häviä, vaan ne vain siirtyvät paikasta toiseen. Mutta esimerkiksi beetahajoamisessa neutroni hajoaa protoniksi, elektroniksi ja antineutriinoksi. Silti tässäkin ilmiössä kokonaisvaraus säilyy, sillä neutronin samoin kuin antineutriinon varaus on nolla, protonin +1 ja elektronin −1 alkeisvarausyksikköä. Yleensäkin varauksen säilymislaki pätee myös kaikissa tunnetuissa hiukkasreaktioissa. Planeettakuntien synty
Molekulaariset pilvet muodostuvat pääosin tähtienvälisen aineen saapuessa linnunradan spiraalihaaroihin ja sitten tiivistyessä tai supernovien šokkiaaltojen vaikutuksesta. Muodostumiseen kuluva aika voi olla suuruudeltaan 10–20 miljoonaa vuotta, joten pilvien muodostuminen on yleistä Linnunradan mittakaavassa, jonka ikä on miljardeja vuosia. Koska pilviä havaitaan runsaasti tähtienvälisessä avaruudessa, niiden on pysyttävä stabiilissa tilassa kohtalaisen pitkiä aikoja. Jotta molekulaariset pilvet pysyisivät koossa eivätkä romahtaisi oman gravitaationsa vaikutuksesta kasaan, niissä täytyy esiintyä päinvastaisella tavalla vaikuttavia voimia. Tällaisina voimina toimivat tavallinen kaasun hiukkasten lämpöliikkeestä aiheutuva paine, magneettikentistä aiheutuvat voimat ja kaasun turbulenssien aiheuttama paine, joista magneettikentän ja turbulenssien vaikutukset ovat tavallisesti hallitsevassa asemassa koko pilven mittakaavassa. Supernova
Hypernovapurkaus saattaa olla elämälle vahingollinen vielä 6500 valovuoden päässä, jos Maa on tähden pyörimisakselin suunnassa. Maailmankaikkeuden lämpökuolema
Tämän jälkeen tähdistä, joiden massa on pieni tai keskitasoinen, tulee pääasiassa heliumista koostuvia valkoisia kääpiöitä, suurimassaiset tähdet taas räjähtävät supernovaksi, jonka kadottua jäljellä on vain neutronitähti tai musta aukko. Vanhojen tähtien kuoltua syntyy uusia tähtiä. Kuitenkin lopulta saatavilla olevan kaasun määrä vähenee ja uusien tähtien syntymisvauhti hidastuu. Jää
Valtaosa maapallon jäästä on jäätiköissä. Jääkaudella jäätiköt levittäytyvät laajoille alueille ja jättävät vetäydyttyään jälkeensä monenlaisia luonnonmuodostumia. Jäätiköt muodostuvat, kun lumi puristuu jääksi päälle satavan lumen painon vuoksi. Lumi muuttuu jääksi, kun sen sisältämät ilmahuokoset umpeutuvat ilmakupliksi: tällöin lumen tiheys on noin 0,83 kg/dm³. Jäätä on myös muilla taivaankappaleilla, kuten komeetoilla. Kosminen jäänne
Kosmisella jäänteellä tarkoitetaan sellaisia erittäin raskaita ja stabiileja hiukkasia, joita kvanttikenttäteorioiden mukaan olisi pitänyt muodostua suuria määriä pian alkuräjähdyksen jälkeen ja joita siksi pitäisi löytyä maailmankaikkeudesta. Jääplaneetta
Jääplaneetta on vesijäästä tai jonkin muun aineen kuten metaanin kiinteästä olomuodosta koostuva planeettatyyppi, jonka olemassaolo on ennustettu. Jääplaneetta muistuttaa komeettaa tai transneptunista kohdetta kuten 134340 Pluto tai 136199 Eris, mutta on paljon massiivisempi. Hypoteettisten kiinteiden jääplaneettojen lisäksi myös Uranus ja Neptunus ovat jäisiä planeettoja. Niitä sanotaankin jääjättiläisiksi. Punaista kääpiötä kiertävä viisi kertaa Maan massainen eksoplaneetta OGLE-2005-BLG-390Lb saattaa olla kiinteä jääplaneetta. SN 185
Tutkimukset osoittivat, että RCW 86:n oli jäännös Ia-luokan supernovasta, joka oli syntynyt, kun kaksoistähti, jonka toinen komponentti oli valkoinen kääpiö, oli saanut kumppanitähdeltä vetyä pinnalleen. Kun sen massa oli ylittänyt kriittisen rajan, tähti räjähti supernovana. Ennen sitä se oli tehnyt ympärilleen avaruuteen onkalon, joka teki mahdolliseksi räjähdyksen jäänteiden leviämisen kauas. Supersolu
Usein supersoluja esiintyy monta yhtä aikaa. Vain noin viidesosa supersoluista tuottaa tornadoja. Supersolun läpimitta on 20–50 km, ja huipulla olevan alasimen läpimitta jopa 100 km. Pilven stratosfääriin ulottuvassa huipussa voi olla jopa 60 astetta pakkasta. Supersolu elää 6 tuntia, joskus jopa 12 tuntia. Prototähti
Juuri syntynyt, luokan 0 prototähti on rakenteeltaan punertava tähti, jota ympäröi litteä kaasukiekko. Kiekko paksunee voimakkaasti 100-200 AU:n päässä keskustähdestä. Sivulta virtaa tähän paksunemaan kaasua. Tähden ympäristöstä sinkoutuu kaasua nopeina suihkuina kauas avaruuteen. Kaasun kiihdyttää kiekon kuuman sisäosan ja tähden ympäristön välinen magneettinen vuorovaikutus. Supernova
Teorian mukaan supermassiivinen tähti (yli 40 Auringon massaa) saattaa päättää päivänsä hypernovana. Tähden ydin romahtaa suoraan mustaksi aukoksi, muu osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen ja samalla kaksi hyvin voimakasta energeettistä plasmasuihkua purkautuu pyöriviltä navoilta lähes valonnopeudella. Nämä suihkut lähettävät voimakasta gammasäteilyä napojen suuntaan. Hypernovia on ehdotettu selitykseksi gammasädepurkauksille (GRB). Minuutin aikana tällaisessa purkauksessa voi (näennäisesti) vapautua miljoonan galaksin säteilyenergia. On myös esitetty, että kahden neutronitähden törmäyksessä voi syntyä hypernova, ja lopputuloksena musta aukko. SN 1987A
Supernovaa edeltänyt tähti oli aiemmin puhaltanut tähtituulena materiaa ympärilleen ja nyt se syttyi näkyviin renkaina kun supernovasta leviävä ultraviolettivälähdys ionisoi ne. Syttymisen viiveajasta ja renkaiden koosta voitiin laskea supernovan etäisyys trigonometrisesti. Jättiläisplaneetta
Useimmat Aurinkokunnan syntyteoriat lähtevät nykyään liikkeelle siitä, että Aurinkoa ympäröi alussa kaasusta, pölystä ja jäähitusista koostunut esiplanetaarinen kiekko. Tässä alkuaurinkosumussa oli lumiraja, jonka sisäpuolella ei ollut jäähitusia korkean lämpötilan takia. Yleensä tutkijat ajattelevat jättiläisplaneettojen syntyneen kasautumalla pienemmistä osasista pitkän ajan kuluessa. Alussa oli pölyhituisia, jotka törmäilivät toisiinsa pienellä nopeudella tarttuen kiinni. Ajan kuluessa syntyi kiven kokoisia, pikkuplaneettojen kokoisia planetesimaaleja jne kappaleita, vaikka osa törmäyksistä saattoikin pilkkoa kappaleita alkkutekijöihinsä. Planetesimaalit kasautuivat keskinäisissä törmäyksissä lopulta planeettojen ytimiksi niin sanotussa karkaavassa kasvussa, jossa isot kappaleet keräsivät pienempiä kappaleita itseensä. Kun planeetan ytimen koko kasvoi kriittisen rajan yli, se alkoi kerätä ympäröivästä esiplanetaarisesta kiekosta kaasua, lähinnä vetyä ja heliumia. Kriittinen raja on 5–15 Maan massaa, mikä saavutettiin ennen karkaavan kasvun loppua. Noin viiden Maan massaisia ytimiä saattoi syntyä 3–8 AU:n etäisyydellä ja 10 Maan massaa 3–7,5 AU:n etäisyydellä. Alussa kaasun kertyminen oli hidasta, mutta tietyssä vaiheessa kertyminen alkoi ruokkia itseään ja kaasun kertyminen esimerkiksi jättiläisplaneettaan oli äärimmäisen nopeaa. Tämä alkoi noin 30 Maan massassa. Jäätikön massatase
Satelliittien avulla voidaan erottaa jäätiköltä erityyppisiä vyöhykkeitä, joita ovat esimerkiksi märän lumen vyöhyke ja päällysjään vyöhyke. Päällysjään vyöhykkeellä sulaminen on niin voimakasta, että jäätikön pinnalle muodostuu sulavesistä jäätymällä yhtenäinen jäämassa ("superimposed ice"). Niiden välissä kulkee lumiraja, joka karkeasti ottaen yhtyy jäätikön tasapainolinjaan sulamiskauden lopulla. Tämän linjan sijainnista voidaan päätellä jotain jäätikön massataseesta: nyrkkisääntö on, että jos akkumulaatiovyöhyke muodostaa 70 % koko jäätikön pinta-alasta, massatase on suunnilleen nolla. Tasapainolinjan korkeuden vaihtelut kertovat suoraan massataseen vaihteluista. Matalalla oleva selvä lumiraja kertoo taseen olevan todennäköisesti positiivinen, korkea ja selvä lumiraja puolestaan, että akkumulaatio on lisääntynyt monen negatiivisen taseen vuoden jälkeen. Jos lumirajan ja tasapainolinjan välissä on sulamisvesistä muodostunutta jäätä, kuten on laita arktisilla jäätiköillä, tasapainolinjan määrittämiseksi ei ole mitään helppoa tapaa. Supernova
Ei vedyn Balmer-viivoja Prototähti
Tähdet syntyvät kaasupilvistä kutistumalla, jonka kitka vapauttaa lämpöä, mikä lopulta käynnistää ydinreaktiot. Tähti on kaasupilvi, joka tuottaa energiaa ydinreaktioilla. Prototähtivaihe kestää tähtienvälisen kaasupilven kutistumisesta ydinreaktioiden alkamiseen tähden keskustassa. Prototähden tyypillinen läpimitta on 100 AU. Prototähdelle syntyy varsin varhaisessa vaiheessa kaasukiekko, johon putoaa ympäröivästä kaasuvaipasta kaasua. Toisaalta syntynyt, valoa loistava tähti suihkuttaa navoiltaan ainetta valtavalla nopeudella. Musta aukko
Musta aukko syntyy raskaimmista tähdistä supernovaräjähdyksessä. Kappale luhistuu mustaksi aukoksi, jos sen säde alittaa Schwarzschildin säteenä tunnetun matkan. Tämän etäisyyden sisäpuolella aika-avaruus on niin vahvasti kaareutunut, että jokainen valonsäde pyrkii kohti keskustaa. Koska aukosta pakeneminen vaatisi valoa nopeamman liikkeen, kaikki materia Schwarzschildin säteen sisäpuolella luhistuu keskustaa kohti. Planeettakuntien synty
Linnunradan tyyppisen kierteisgalaksin massasta noin 10 % on tähtienvälistä ainetta. Aine ei ole myöskään tasaisesti jakautunut vaan se muodostaa toisaalle pilviä ja tiivistymiä, toisaalla taas ainetta on äärimmäisen harvassa. Tähtienvälisen aineen tihentymät muodostavat tavallisesti kuitumaisia filamentteja ja verkkomaisia rakenteita, mikä kertoo aineen turbulenttisesta, pyörteisestä käyttäytymisestä. Turbulenssia aiheuttavat pääasiassa tähtien hiukkastuulet ja supernovien shokkiaallot. Kaasun tiivistymiä kutsutaan molekulaarisiksi pilviksi, sillä niistä on havaittu monia orgaanisia ja epäorgaanisia molekyylejä (esim. CO, CN, CS, SiO, OH, HO, HCN, SO, HS, HSO ja lukuisia muita vedyn, hiilen typen ja hapen yhdisteitä). Mutkikkaitten molekyylien, mahdollisesti jopa aminohappojen, muodostuminen on mahdollista, sillä nuorten lähitähtien voimakas UV-säteily ei pääse tunkeutumaan pilvien ytimiin asti ja alkuaineet voivat rauhassa muodostaa yhdisteitä. Protoplaneetta
Kaukana Auringosta protoplaneetat keräsivät ympäröivästä esiplanetaarisesta kiekosta ympärilleen suuren kaasuvaipan ja niistä tuli jättiläisplaneettoja. Protoplaneetat vaelsivat alkuaurinkoa ympäröivässä, aurinkosumua sisältävässä kertymäkiekossa kohti Aurinkoa. Lisäksi kolme suurinta asteroidia, Vesta, Ceres ja Pallas ovat aurinkokunnan alkuajoilta säilyneitä protoplaneettoja. Suuret Neptunuksentakaiset kappaleet mm. Kuiperin vyöhykkeellä ovat myös protoplaneettoja. Nova
3. Jättiläistähti täyttää Rochen pinnan, joka on eräänlainen painovoimaraja, jonka takaa kaasu vuotaa punaisesta jättiläisestä. Jälkilämpö (ydinreaktori)
Jälkilämpöä syntyy myös sen jälkeen, kun käytetty polttoaine on poistettu ydinreaktorista. Tämän takia käytettyä polttoainetta säilytetäänkin veden alla vähintään muutamia vuosia reaktorista poistamisen jälkeen. Jälkilämpö täytyy ottaa huomioon myös käytetyn polttoaineen loppusijoituksessa kallioperään. DNA
DNA-kierre koostuu kahdesta juosteesta, jotka ovat sitoutuneet toisiinsa typpiemäsosien välisin vetysidoksin. Nämä juosteet ovat makromolekyylejä, jotka koostuvat kolmenlaisista yksiköistä:Kun sokeriin esteröityy fosforihappo, saadaan nukleotidi. Nukleotidit polymeroituvat esterireaktiolla, jolloin syntyy nukleiinihappoketju. Fosfori­happo ja deoksi­riboosi vuorottelevat DNA:n ketjussa, ja jokaiseen deoksi­riboosi­yksikköön on lisäksi kytkeytynyt jokin typpi­emäksistä. Typpi­emästen järjestys voi vaihdella, kuitenkin siten, että kun toisessa kierteessä on adeniini, on toisessa aina vastaavalla kohdalla tymiini ja päin­vastoin, ja vastaavasti kun toisessa kierteessä on sytosiini, on toisessa aina guaniini ja päin­vastoin. Emästen järjestyksestä riippuu, millä tavoin DNA:sta muodostunut geeni vaikuttaa. Supernova
SN 2006gy oli supernova, joka havaittiin ensimmäiseksi McDonaldin observatoriossa 18. syyskuuta 2006. Räjähdys tapahtui Perseuksen tähdistöön kuuluvassa galaksissa NGC 1260, joka sijaitsee 72 megaparsekin päässä Maasta. SN 2006gy:n absoluuttinen magnitudi on −22, mikä tekee siitä kirkkaimman koskaan havaitun supernovan. Räjähtäneen tähden massa on yli 100 auringon massaa, mahdollisesti jopa 130–150 auringon massaa. SN 2006gy
SN 2006gy:n absoluuttinen magnitudi on −22, mikä tekee siitä kirkkaimman koskaan havaitun supernovan. Räjähtäneen tähden massa on yli 100 auringon massaa, mahdollisesti jopa 130–150 auringon massaa. Supernovassa tuhoutuneen tähden tarkka luonne on epäselvä. Kyseessä on mahdollisesti tähtienvälisen aineen ympäröimä kollapsari tai ns. "pair-instability" -supernova. Plasma
Plasmaa syntyy korkean lämpötilan (vähintään 2 000–8 000 K) vaikutuksesta ja sähkökentässä kiihdytettyjen hiukkasten törmäillessä atomeihin irrottaen niistä elektroneja. Plasma koostuu elektroneista ja positiivisista ioneista. On myös esitetty, että jopa 99 % tai ylikin maailmankaikkeuden tunnetusta aineesta (vrt. pimeä aine) olisi plasmaa. Punainen jättiläinen
Punainen jättiläinen on pääsarjan tähti, joka on tiivistynyt keskiosastaan ja laajentunut ulko-osastaan sen jälkeen, kun tähden ytimestä on loppunut vety. Tähden läpimitta kasvaa noin satakertaiseksi. Kevyen punaisen jättiläisen ulko-osasta tulee planetaarinen sumu ja keskuksesta jää jäljelle valkea kääpiö, kun taas raskaat punaiset jättiläiset räjähtävät supernovana. Omasta auringostamme tulee punainen jättiläinen noin 4–5 miljardin vuoden päästä. Jättiläistähti
Tähdestä tulee jättiläistähti, kun sen ytimen fuusioreaktioiden vaatima vety loppuu ja sopeutuminen uuteen energiatasapainoon laajentaa voimakkaasti tähden uloimpia kerroksia. Pintalämpötila putoaa, mutta kokonaiskirkkaus kasvaa pinta-alan suuren kasvun vuoksi. Luomisen pilarit
Spitzer-infrapunateleskoopin tekemien havaintojen mukaan pilarien lähellä olevasta kaasupilvestä näkyy, että alueella on räjähtänyt supernova. Tämä on luultavasti tuhonnut muodostelman jo noin 6 000 vuotta sitten. Koska etäisyys pilareihin on 6 500−7 000 valovuotta, varmaa tietoa tapahtumasta ei voida saada vielä satoihin vuosiin. Messierin luettelo
Supernovajäänteet Preonitähti
Preonitähti on teoreettinen kompakti tähti, joka koostuu hypoteettisista alkeishiukkasista: preoneista. Preonien oletetaan olevan sitoutuneita kvarkeiksi ja leptoneiksi (esim. elektroni) . Neutronitähden tai Kvarkkitähden massan romahtamisesta painovoiman vaikutuksesta neutronit tai kvarkit hajoavat preoneiksi, jolloin preonitähti on syntyy. Supernova
Supernova on tähden räjähdys, joka voi syntyä kahdella eri tavalla. Massiivinen tähti voi luhistua fuusion loputtua oman painovoimansa johdosta neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi tai kaksoistähdissä valkoinen kääpiö voi kasvattaa massaansa yli Chandrasekharin rajan. Supernovia esiintyy keskimäärin 50 vuoden välein linnunradan kokoisessa galaksissa. Kun ennen havaittiin vuosittain yhteensä satoja supernovia eri galakseissa, niin vuonna 2013 löydettiin jo 1454 supernovaa, ja määrä on kasvanut siitäkin. Jäämä
Jäämä tarkoittaa elimistöön jäänyttä yhdistettä, joka on joko hajoamatonta tai myrkyllistä. Jäämiä voi saada esimerkiksi elintarvikkeista. Kääpiönova
Kääpiönovissakin saattaa tapahtua novapurkauksia, joissa valkean kääpiön pinnalle kertynyt aine palaa vetyfuusiossa. Tällöin kääpiönova olisi novan eräs kehitysvaihe. Kääpiönovan kehitys saattaa johtaa myös tyypin Ia supernovaan, kun valkean kääpiön pinnalle kertyy niin paljon ainetta, että sen massa yrittää Chandrasekharin rajan. Wolfin–Rayetin tähti
On arveltu, että useista 40–120 kertaa Aurinkoa massiivisemmista O-spektriluokan tähdistä kehittyy Wolfin–Rayetin tähtiä pääsarjan jälkeen ennen kuin ne räjähtävät supernovana. Tähdet ovat yleensä kaksoistähtijärjestelmän komponentteja. Tarkka syntymekanismi on yhä epäselvä, mutta selitykseksi on ehdotettu tähden sisä- ja ulkokerrosten voimakasta sekoittumista massiivisten tähtien pyöriessä nopeasti itsensä ympäri tai tähden ulko-osien irtaantumista esimerkiksi lähekkäisessä kaksoistähtijärjestelmässä massiivisen komponentin vetovoiman vaikutuksesta. Jälkimmäinen syy selittäisi sen, miksi monella Wolfin–Rayetin tähdellä on kumppanina O-luokan tähti, jonka massa saattaa olla jopa tätä suurempi. Venus
Muita Venuksen pinnan tuliperäisiä muodostumia ovat "novat" ja "araknoidit", joita on löydetty vain Venuksesta. Nova muodostuu, kun suuria määriä magmaa purkautuu aukosta ja sen ympärille syntyvistä railoista muodostaen säteittäisiä harjanteita tai myös vajoamia silloin, kun magmakammio on romahtanut pinnan alapuolella. Araknoidit puolestaan ovat hämähäkinverkon muotoisia halkeamaverkostoja, joissa sisäkkäisten soikioiden välillä kulkee säteittäisiä halkeamia. Araknoideja on löydetty Venuksesta noin 250. Supernova
Markku Nissinen ja Veli-Pekka Hentunen löysivät 19. helmikuuta 2007 Härkämäen observatoriolla uuden supernovan, joka tunnetaan luettelotunnuksella SN2007ae. SN2007ae sijaitsi galaksissa, joka on tunnetaan luettelotunnuksella UGC 10704 ja jonka tarkemmat koordinaatit ovat R.A = 17h01m51s.95 ja deklinaatio = +79°01'54.6. Supernova oli tyypin 1a ja kirkkautta sillä oli kuvaushetkellä noin 17,4 magnitudia. Tämä supernova on ensimmäinen, joka on löydetty ja kuvattu Suomessa. Tähtitieteilijä Seppo Mattila on aiemmin löytänyt supernovia, mutta hänen löytönsä on tehty Kanariansaarilla ja Chilessä. Supermaapallo
Joidenkin teorioiden mukaan tyypillisen supermaan ydin on kiinteää rautaa suuren tiheyden takia. Rauta saattaa kiinteytyä jopa 10 000 kelvinissä. Tällöin supermaalla ei useinkaan olisi kosmiselta säteilyltä suojaavaa magneettikenttää. Niinpä elinkelpoisen supermaan massa saattaisi olla magneettikentän puolesta korkeintaan 2-5 Maan massaa. Ei kuitenkaan tiedetä, estääkö magneettikentän puute elämän synnyn tai olemisen. Magneettikentän puutteella lienee vaikutusta kaasukehään. Se estää keskustähteä puhaltamasta kaasukehää pois. Supermaan vaipassa sattaa olla paljon Maan vaipassa hieman harvinaisempaa postpetrovskiittia. SN 393
Vuonna 1996 ROSATin All Sky Survey-hankkeessa läheltä löydettiin vielä yksi supernovajäänne, RX J1713.7-3946, joka kaksi vuotta myöhemmin voitiin aikaisempia suuremmalla todennäköisyydellä yhdistää vuoden 393 supernovaan.
Vuonna 1999 tehdyt havainnot viittasivat siihen, että tämä jäänne liittyisi H II -alueeseen G347.611 +0.204, jonka etäisyys on noin 6000 parsekia (20 000 valovuotta), mutta kun vuonna 2003 tutkittiin laajenevan jäänteen ja läheisen molekyylipilven välistä vuorovaikutusta, etäisyyden voitiin päätellä olleen vain 1000 parsekia (runsaat 3000 valovuotta). Vuonna 2004 tehty mittaukset röntgensäteilystä sekä neutraalin vedyn absorboitumisesta kohteen ja Maan välissä olevaan aineeseen vahvistivat tämän lyhemmän etäisyyden ja osoittivat samalla, että supernovajäänteen halkaisija on noin 20 parsekia (65 valovutta), sillä sen näennäinen kulmaläpimitta on noin 1.2°. Kääpiönova
Näillä on 3–10 normaalia 1–3 päivän levyistä purkausta kohti 10–18 päivän levyisiä suurpurkauksia, joiden kirkkaus on 1–2 magnitudia normaalia purkauksia suurempi. Suurpurkaus on 5–10 kertaa normaalia pidempi. Suurten purkausten aikana esiintyy valonvaihteluja (kyhmyjä) jotka ovat 2–5 % kaksoistähden kiertojaksoa pidempiä. Kiertojakso näillä tähdillä on melkein aina alle 2 tuntia eli lyhyempi kuin muille kääpiönovilla.
Suurpurkaukset johtuvat kiekon laajenemisesta tietyn kokoiseksi, jolloin vuorovesivoimat aiheuttavat suuremman epävakaisuuden kuin normaaleissa purkauksissa. Tällöin kiekon koko vastaa 3:1 resonanssia, eli kiekon kiertoaika on silloin 1:3 kaksoistähden kiertoajasta. Resonanssi voimistaa kaksoistähden toisen komponentin aiheuttamia painovoimahäiriöitä. Kyhmyjä ei koskaan havaita normaaleissa purkauksissa. Kyhmyt havaitaan noin päivä suurpurkauksen alkamisen jälkeen ja heikkenevät suurpurkauksen himmetessä. Kyhmyt syntyvät soikean kaasukiekon vaihtaessa kulmaansa. Kuiperin vyöhyke
Näitä pölykiekkoja on havaittu muun muassa Vegalta, Fomalhautilta ja Epsilon Eridanilta sekä Beta Pictorikselta. Ajan mukana pöly ajautuu keskustähteensä tai pienempi pöly puhaltuu pois keskustähden säteilyn vaikutuksesta, tai putoaa suurempien kappaleiden pinnalle. Näin ollen jonkun mekanismin täytyy tuotata jatkuvasti uutta pölyä. Pölyn uskotaan syntyvän jääpitoisten asteroidien tai komeettojen törmyksistä. Jään seassa on hieman muun muassa hiilipölyä ja kivipölyä. Supermaapallo
Supermaa saattaa muistuttaa Maata siinä suhteessa, että se on rakentunut pääosin raudasta ja piipitoisista silikaattimineraaleista. Supermaan keskustassa on rautaydin, jota ympäröivät silikaattipitoiset vaippa ja kuori. Löydetystä eksoplaneetoista tiedetään useimmissa tapauksissa vain massa. Tämän perusteella voidaan yrittää arvioida sitä, onko kyseessä supermaa vai ei. Supernova
Tyypin II supernovassa räjähtävä tähti on valtava, yli 10 Auringon massainen tähti, joka on polttanut vetypolttoaineensa loppuun, ja jossa heliumfuusiovaihe on loppumassa. Raskaammat tähdet kehittyvät tavallisesti punaisen jättiläisvaiheen kautta tilaan, jossa keskustan rautaydin on ydinenergeettisessä energiakuopassa, kun rautaa raskaampien alkuaineiden fuusioituminen ei enää tuo energiaa, vaan kuluttaa sitä. Fuusioreaktiot keskustassa tyrehtyvät. Salamannopeasti kehittyy tilanne, jossa rautaydin ei enää pysty vastustamaan ylempien kerrosten gravitaatiovoimien luomaa painetta, vaan tapahtuu luhistuminen keskustan massan ylittäessä Chandrasekharin rajan. Keskustan luhistuessa se kuumenee, tuottaen korkeaenergiaista gammasäteilyä, jonka ansiosta rauta hajoaa heliumytimiksi ja vapaiksi neutroneiksi. Tähden keskus luhistuu tuottaen valtavan shokkiaallon. Samalla ulkokerrokset (noin 90 prosenttia tähden massasta) räjähtävät ulospäin. Keskukseen syntyy neutronitähti. Valon spektriviivoissa näkyvät vetyviivat. Tyypin II supernovia esiintyy yleisimmin galaksihaaroissa ja nuoremmissa tähtipopulaatioissa. Tyypin II supernovassa ytimen luhistuminen pysähtyy lopulta neutronitilan luhistumispaineeseen, jossa aineen tiheys on sama kuin atomiytimen. Mikäli tähden massa on riittävä, voi käydä niin, että keskustan luhistuessa syntyvä shokkiaalto repii myös itse keskustan kappaleiksi, eikä supernovasta jää jäljelle mitään, vaan koko tähti kirjaimellisesti leviää ympäri avaruutta. Mikäli kuitenkin tähden massa on riittävän suuri (noin 25–50 Auringon massaa) ja mikäli shokkiaalto ei pääse purkautumaan ja repimään keskustaa hajalle, keskusta romahtaa neutronitähtitilan jälkeen mustaksi aukoksi. Mutta välttämättä edes tuo massa ei riitä mustan aukon syntymiseen, vaan tuloksena voi olla magnetari. Paikallinen kuuma kupla
Paikallisen kuuman kuplan mallia vastaan on osoitettu myös kritiikkiä . Pehmeää, diffuusia röntgentaustasäteilyä on havaittu syntyvän myös aurinkotuulen vuorovaikuttaessa Maan läheisyydessä sijaitsevan ja planeettojen välisen aineen kanssa . Aurinkotuulen aiheuttama röntgensäteily voi selittää puolet tai jopa lähes kokonaan pehmeän röntgentaustasäteilyn määrän Linnunradan tasossa . Näin ollen Paikallinen kuuma kupla olisi aiempaa kylmempää kaasua sisältävä alue, joka olisi syntynyt yli miljoona vuotta sitten tähden räjähtäessä supernovana. G350.1-0.3
G350.1-0.3 luokiteltiin supernovajäänteeksi julkaisuissa vuosilta 1973 ja 1975. 1980-luvulla sen asema kyseenalaistettiin tarkempien kuvien myötä; muotonsa takia sitä arveltiin radiogalaksiksi tai galaksiklusteriksi. Vuonna 2008 julkaistu tutkimus kuitenkin osoitti G350.1-0.3:n supernovajäänteeksi; sen pitkänomaisen muodon katsottiin johtuneen räjähtämisestä tiheän kaasupilven vieressä (arviolta 15 000 valovuoden päässä Maasta). Neutronitähti
Neutronitähti on painovoiman vaikutuksesta kokoon luhistunut tähti, joka koostuu pääasiassa neutroneista. Neutronitähtien läpimitta on yleensä muutamien kymmenien kilometrien luokkaa ja massan alaraja 1,4 Auringon massaa. Mikäli massa on tätä pienempi, tähdestä tulee valkoinen kääpiö. Massan ylärajaa ei tiedetä kovin tarkkaan, mutta sen uskotaan olevan korkeintaan 2–3 Auringon massaa. Tätä suurempimassainen tähti luhistuisi mustaksi aukoksi tai teoreettiseksi kvarkkitähdeksi. Supernova
Valesupernova on tapahtuma, jossa supermassiivinen tähti räjähtää vain osittain synnyttäen supernovalle tyypillisen paineaallon kuitenkin kirkastuen vain vähän verrattuna supernovaan. Valesupernovassa tähti ei myöskään tuhoudu kokonaan. Berkeleyn yliopiston tutkijat arvelevat että vuonna 1843 tapahtunut Eta Carinaen supernovaräjähdystä huomattavasti vaisumpi räjähdys olisi ollut valesupernova pintapurkauksen sijaan. Tutkijaryhmä myös arvelee että yli 30 auringon massaisten supermassiivisten tähtien loppuhetkiin saattaa kuulua useampia pienempiä räjähdyksiä ennen tähden luhistumista mustaksi aukoksi. Ydinvoima
Korkea-aktiivinen ydinjäte on pääasiassa käytettyä ydinpolttoainetta, ja se sisältää suurimman osan kaikesta ydinvoimalan tuottamasta radioaktiivisuudesta. Korkea-aktiivinen ydinjäte sisältää lukuisan määrän uraanin fissiotuotteita, joista monet ovat voimakkaasti radioaktiivisia eri alkuaineiden isotooppeja, kuten plutoniumin isotoopit Pu-238 sekä Pu-239, ksenon-135 kaasu ja jodi-131. Käytetyssä ydinpolttoaineessa eli korkea-aktiivisessa ydinjätteessä on yhä jäljellä käyttökelpoista uraania, mutta sitä ei voida enää käyttää reaktorissa, koska reaktorin toiminta voi häiriintyä fissiotuotteiden vaikutuksesta. Tuore korkea-aktiivinen ydinjäte säteilee erittäin voimakkaasti, ja se tuottaa runsaasti lämpöä. Tästä syystä jätettä on jäähdytettävä jatkuvasti vesialtaassa. Käytetyn ydinpolttoaineen aktiivisuus kuitenkin laskee aluksi nopeasti: ensimmäisenä vuonna reaktorista poiston jälkeen aktiivisuus on laskenut 99 prosenttia. Tällöin iso osa fissiotuotteista on hajonnut toisiksi alkuaineiksi. Koska korkea-aktiivinen ydinjäte sisältää myös puoliintumisajaltaan pitkäkestoisia alkuaineita, kestää kauan, ennen kuin säteily on vaimentunut niin paljon, että käytetyn polttoaineen lähellä on turvallista oleskella lyhytaikaisesti. Kuparisen loppusijoituskapselin vieressä voi olla muutaman vuosikymmenen kuluttua. Itse polttoaineen läheisyydessä voi oleskella lyhyitä aikoja noin tuhannen vuoden kuluttua. Loppusijoituksen suunnittelussa tavoitellaan kuitenkin noin sadan tuhannen vuoden eristysaikaa, sillä esimerkiksi jauhemaisessa olomuodossa elimistöön joutuessaan jäte on vaarallista eliöille vielä pitkään. Replikaatio
Kaksoiskierteen purkauduttua muodostuu kahdentumishaarukka, jossa uusia DNA-juosteita aletaan valmistaa tumassa valmiina olevista nukleotideista. Nukleotidit pariutuvat DNA-juosteiden nukleotidien kanssa emäspariperiaatteen mukaisesti. Uudet nukleotidit liittyvät toisiinsa, jolloin uusi DNA-juoste vähitellen rakentuu. Koska kahdentumista nopeuttava DNA-polymeraasi voi lukea DNA-juostetta vain suunnassa 5'-3', toinen juoste rakentuu Okazakin fragmenteiksi kutsutuissa pienissä pätkissä, jotka liittäjäentsyymi liittää lopuksi yhteen. Valmistuksen lopputuloksena syntyy kaksi DNA-molekyylia, joissa molemmissa toinen juoste kuului alkuperäiseen DNA-molekyyliin. G350.1-0.3
G350.1-0.3 on noin 900–1000 vuotta vanha, joten se on yksi nuorimmista ja kirkkaimmista Linnunradan supernovajäänteistä. Se levittäytyy kahdeksan valovuoden matkalle. Tähtienvälisen pölyn johdosta räjähdystä tuskin nähtiin Maasta. Kivijäätikkö
Kivijäätikkö on kivien peitossa oleva jäätikkö joita esiintyy yleisimmin arktisilla ja vuoristoisilla alueilla. Vuoristoissa kivijäätiköitä esiintyy puurajan yläpuolella. Eroosion synnyttämä kiviaines ovat pudonnut kallionseinämistä ja jää sementoi sitä. Samantapaista kivimateriaalia tulee jäätiköistä esiin niiden loppupäässä. Kivimateriaalin seassa voi olla erittäin isojakin lohkareita. Alapäässä lohkareiden tullessa esiin ne muodostavat jyrkän reunan. Kuuma kupla
Kuumat kuplat syntyvät tähtien räjähtäessä supernovina sekä myös nuorten tähtien puhaltaessa voimakasta tähtituulta, joka on käytännössä kuumaa ionisoitunutta kaasua. SN 1987A
Supernova SN 1987A on 168 000 valovuoden etäisyydellä ja jo pian räjähdyksen jälkeen tunnistettiin, että räjähtänyt tähti oli ollut +12 magnitudin Sanduleak -69° 202, sininen superjättiläistähti. Tämä oli odottamatonta, koska tuolloisten käsitysten mukaan sinisten superjättiläisten ei pitänyt räjähtää supernovina. Tähden kehitys
3–15 Auringon massaisilla tähdillä tapahtuu lopulta heliumleimahduksen kaltainen hiili- tai happileimahdus, joka on paljon voimakkaampi. Tähti räjähtää supernovana, ja on mahdollista, että ytimestä ei jää mitään jäljelle. Yli 15 Auringon massaisilla tähdillä sisimmissä kerroksissa fuusioituminen jatkuu rautaan saakka, jonka jälkeen raskaampien alkuaineiden fuusio ei enää tuota energiaa, kuten ei myöskään raudan hajottaminen fissiossa kevyemmiksi alkuaineiksi. Ydinreaktiot lakkaavat, ja tähti alkaa luhistua kokoon hyvin nopeasti. Luhistumisessa vapautuva energia kasvattaa tähden kerrosten lämpötilaa huomattavasti, ja ulommissa osissa yhä olevat kevyemmät alkuaineet alkavat fuusioitua räjähdysmäisesti. Tähden ulko-osat räjähtävät muutamassa sekunnissa supernovana. Kataklysminen muuttuja
Spektroskooppiset mittaukset ovat osoittaneet massavirran koostuvan pääasiassa vedystä ja heliumista mutta myös hiilestä, typestä, hapesta, neonista ja magnesiumista. Jos mm. putoavan kaasun aiheuttama valkoisen kääpiön luminositeetti ylittää 100 000 aurinkoa, putoavan kaasun säteilynpaine estää lisäkaasun putoamisen. Lopulta saavutetaan se kaasun tiheys ja lämpötila, jossa vetyfuusio alkaa. Fuusio tapahtuu räjähdysmäisen nopeasti ja näkyy novapurkauksena. Massavirta jatkuu pian purkauksen jälkeen. Valkoisen kääpiön pinnalle ehtii kertyä ainetta yleensä noin 1/1 000-1/10 000 Auringon massaa ennen uutta novapurkausta. Valkoinen kääpiö on kuluttanut loppuun kaiken vetynsä elämänsä aikaisemmissa vaiheissa. Niin sanottujen kääpiönovien purkaukset eivät tapahdu valkean kääpiön pinnassa vaan silloin, kun niiden materiakiekon tiheys ylittää tietyn rajan. Erään teorian mukaan kääpiönova purkautuu, kun sen ympärillä oleva materiakiekko osuu valkean kääpiön pintaan. Novan tapauksessa massavirta on noin 1e-8 Auringon massaa ja toistuvalle novalle 1E-7 Auringon massaa. Tähtien synty
Lopulta pilven keskelle syntyy pyörivä kaasupallo, prototähti, jonka lämpötila ei ole kuitenkaan vielä noussut riittävän korkeaksi fuusioreaktion aikaansaamiseksi. Prototähtivaihe on sitä ympäröivän tiheän kaasu- ja pölykiekon peittämä, jolloin se on havaittavissa vain siluettina sijaitessaan esimerkiksi kirkkaan emissiosumun edessä, kuten Orionin suuressa kaasusumussa.
Nykyisten tutkimusten mukaan noin sadan auringon massaiseen pilveen synntyy ensin suuri prototähti, jonka ympärille massiivinen kaasukiekko. Siihen syntyy tiheitä spiraalihaaroja, joista syntyy toinen suuri prototähti, ja kiekosta syntyy pienempiä prototähtiä. Useimmat näistä ovat hyvin pieniä.. Jänne (matematiikka)
2-ulotteisessa tapauksessa N-ulotteinen hyperpallo on tason ympyrä. Tällöin siis jänne on jana kahden ympyrän kehällä olevan pisteen välillä.
3-ulotteisessa tilanteessa kyseessä on pallon sisällä kulkeva jana kahden pallon pinnan pisteen välillä. Eeta Carinae
Eeta Carinae on epävakaa ja menettää massaansa nopeasti aurinkotuulen muodossa (massakato vastaa noin 500 Maan massaa vuodessa). Sen arvellaan räjähtävän supernovana tai hypernovana noin 10 000−20 000 vuoden kuluttua. Ydinonnettomuus
Vakava onnettomuus eli sydämen sulamisonnettomuus voi alkaa esimerkiksi täydellisestä jäähdytysjärjestelmien sähkönmenetyksestä. Vaikka primääripiirissä ei olisi vuotoa, jälkilämpö johtaisi veden kiehumiseen, paineen nousuun ja höyryn purkautumiseen varoventtiilien kautta suojarakennukseen. Jos reaktorin jäähdytys ei onnistu, reaktorin polttoaine ylikuumenee jälkilämmön takia. Tällöin vaurioituvat ensin zirkoniumista tehdyt polttoainesauvojen suojakuoret, ja kaasumaiset tai helposti höyrystyvät fissiotuotteet, kuten ksenon, jodi ja cesium, voivat vapautua. Jos kuumeneminen jatkuu pidempään, uraanidioksidista tehty polttoaine sulaa ja myös siihen sitoutuneita vaikeasti höyrystyviä fissiotuotteita vapautuu. Radioaktiivisten aineiden pääsyn ympäristöön estää kuitenkin vielä suojarakennus. Suojarakennuksen eheyttä voi uhata mm. höyryn aiheuttama paineen nousu tai onnettomuudessa syntyvän vedyn räjähtäminen. Vetyä syntyy, kun kuuma zirkonium reagoi kemiallisesti vesihöyryn kanssa. Supernova
Tarkimmat muistiinpanot Linnunratamme historiallisista supernovista on kiinalaisilla, jotka ovat merkinneet muistiin kaikkiaan seitsemän varmaa räjähdystä ajanlaskun alun jälkeen. Kaikkien näiden räjähdysten jäännökset ovat edelleen havaittavissa. Supernova
Supernovien nimeämisestä vastaa Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT), joka sijaitsee Harvardin observatorion yhteydessä. IAU muutti nimeämiskäytäntöä 1.1.2016 lähtien niin että mahdolliset supernovat nimetään ensin väliaikaisella nimellä joka alkaa kirjaimilla "AT", esimerkiksi "AT 2018bki" ja sen jälkeen kun löytö on varmistettu spektroskooppisesti supernovaksi etuliite muutetaan "SN":ksi. SN 1006
SN 1006:n supernovajäänne tunnistettiin ensimmäisen kerran vuonnan 1965, jolloin Doug Milne ja Frank Gardner yhdistivät tutkivat Parkesin observatorion radioteleskoopilla tunnettua radiolähdettä nimeltä PKS 1459-41 ja yhdistivät sen supernovaan. Se sijaitsee lähellä Beta Lupi -tähteä ja on näennäiseltä halkaisijaltaan noin 30 kaariminuutin suuruinen. Sen on havaittu lähettävän myös röntgensäteilyä ja näkyvää valoa, ja vuonna 2010 sen havaittiin lähettävän myös hyvin korkeaenergistä gammasäteilyä. Siihen ei ole todettu liittyvän neutronitähteä eikä mustaa aukkoa, mikä viittaa siihen, että kyseessä on tyypin Ia supernovan jäänne. Tämäntyyppisessä supernovarähdyksissä tähtien oletetaan kokonaan hajoavan, niin ettei neutronitähteä tai mustaa aukkoa muodostu. Vuonna 2012 tehdyissä havainnoissa ei SN 1006:n läheisyydestä löydetty mitään tarpeeksi massiivista seuralaistähteä, jotta se olisi voitu havaita. Tämä viittaa siihen, että SN 1006 todennäköisimmin syntyi kahden valkoisen kääpiön törmäyksestä. Räjähdyksessä molempien tähtien kaikki aine olisi lentänyt avaruuteen ja jäljelle olisi jäänyt vain vähäinen kaasupilvi. Fissio
Ketjureaktio johtuu siitä, että spontaanissa fissiossa ytimestä vapautuu 1–5 (luonnon uraanille keskimäärin 2,5) vapaata neutronia. Neutronien osuessa uusiin ytimiin, halkeavat ne myös vapauttaen lisää vapaita neutroneja ja runsaasti energiaa sekä lämmön että gammasäteilyn muodossa. Jos fissiokelpoista ainetta on vähän, suurin osa neutroneista joutuu kappaleen ulkopuolelle eikä saa aikaan uusia fissioita. Mutta jos sellaista ainetta on riittävästi, kriittistä massaa suurempi määrä, ketjureaktio jatkuu yhä useamman ytimen haljetessa niin, että voi tapahtua jopa ydinräjähdys. Supernova
Tyypin Ib supernovassa räjähtävä tähti on elinkaarensa päähän tullut Wolfin–Rayetin tähti, joka useimmiten on menettänyt aurinkotuulen takia liki 90 % alkuperäisestä massastaan. Tällaisen räjähdyksen seurauksena syntyy neutronitähti tai mahdollisesti musta aukko, tähden massasta riippuen. Tyyppi Ib tuottaa noin 0,3 Auringon massaa rautaa emogalaksiin. Tyyppi Ic on hyvin harvinainen, ja eroaa tyypistä Ib vain helium-viivojen suhteen. Asteroidi
Asteroidien koostumus vaihtelee kivisestä ja metallisesta jäiseen ja niiden seoksiin. Raja asteroidien ja komeettojen välillä ei ole selvä. Asteroidivyöhykkeellä kiertää kappaleita, joissa tumma kuona peittää jäistä ydintä. Joskus niistä purkautuu kaasua kuten komeetoista. Ne luokitellaankin myös komeetoiksi, ja niitä kutsutaankin päävyöhykkeen komeetoiksi. Ydinsota
Ydinsodan seurauksena voi mahdollisesti olla ydintalvi. Ydintalvi syntyy, kun räjähdysten aiheuttamat tulimyrskyjen tuhot nostattavat valtavan häkäpilven, joka säilyy Ilmakehässä vuosikausia. (vrt. vuoden 536 kaltainen katastrofi.) Häkäpilvi myös kerää auringon säteilyä ja näin ollen lämmittää ympäröiviä kaasuja, joka puolestaan ohentaa otsonikerrosta. Otsonikerroksen tuhoutumisen myötä maapallo altistuisi voimaakkalle uv-säteilylle, jolla on kauaskantoisia seurauksia ihmisiin ja eläimiin. Prototähti
Prototähti on syntyvä tähti. Sitä ympäröi tähtienvälisen aineen pilvi, josta tähti on tiivistymässä. Prototähtiä voidaan havaita vain pitkäaaltoisen säteilyn alueella: radio- tai infrapunasäteilyllä. Jättiläisplaneetta
Jupiter ja Saturnus koostuvat lähinnä vedystä ja heliumista, joten niitä kutsutaan kaasujättiläisiksi. Samaan tapaan Uranusta ja Neptunusta, joiden massasta huomattavan suuri osa koostuu astrofyysisistä jäistä, kuten vedestä, metaanista, rikkivedystä ja ammoniakista, voisi kutsua jääjättiläisiksi. Nämä ”jäät” eivät kuitenkaan ole kiinteässä muodossa vaan nesteenä. Voi myös olla että Uranus ja Neptunus koostuvat pääasiassa ”kiven” sekä vedyn ja heliumin seoksesta toisin kuin Jupiter ja Saturnus, joiden koostumuksesta pääosan täytyy niiden tiheyden vuoksi olla ainoastaan vetyä ja heliumia. Jupiteria ja Saturnusta vastaavien planeettojen massa on noin 30–300 Maan massaa. Uranusta ja Neptunusta vastaavien eksoplaneettojen massa on noin 10–30 Maan massaa. Nova
Novapurkaukset eivät voi jatkua loputtomiin. Novapurkauksien jatkuminen valkoisen kääpiötähden pinnalla on riippuvainen toisen tähden vakaudesta ja siitä virtaavan massavirran suuruudesta. Valkoisen kääpiön kumppanin elämän vakaa vaihe päättyy lopulta joko supernovaräjähdykseen tai toisen valkoisen kääpiön syntyyn. Myös valkoisella kääpiöllä voi tapahtua supernovaräjähdys. Maailmankaikkeus
Tähtien nukleosynteesissä vedyn muuttuminen heliumiksi vaatii 10 miljoonan kelvinin lämpötilan. Vähiten massiivisten tähtien elämänkaari loppuu polttoainevedyn loppuessa, ja niiden hiljainen jäähtyminen alkaa. Massiivisempien tähtien lämpötila nousee kuitenkin vedyn loputtua korkeammaksi, noin 100 miljoonaan kelviniin. Ne myös laajenevat. Tällöin ne pystyvät jatkamaan energiantuotantoaan muuttamalla nukleosynteesissä heliumia edelleen hiileksi. Syntyy punainen jättiläinen, jonka energiantuotanto loppuu vasta, kun hiili täyttää tähden keskiosat. Jos tähti on noin Auringon kokoluokkaa, sen energiantuotanto päättyy painovoiman luhistaessa sen erittäin tiiviiksi valkoiseksi kääpiöksi. Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä reaktiot voivat kuitenkin jatkua edelleen massiivisempiin alkuaineisiin aina rautaan asti. Tähden elämänkaaren lopussa noin 1,4 kertaa Aurinkoa massiivisemmat tähdet (Chandrasekharin raja) räjähtävät supernovana muuttumatta valkoisiksi kääpiöiksi. Näin ne rikastuttavat edelleen tähtienvälistä ainetta metallisemmaksi, minkä takia uusien tähtienvälisestä aineesta tiivistyvien tähtisukupolvien metallipitoisuus on vanhoja korkeampi. Jäljelle jää vielä valkoisia kääpiöitäkin tiiviimpi neutronitähti. Kaikista massiivisimpien tähtien massa on liian suuri jopa neutronitähden syntymiseen, ja sen sijaan kokoonluhistumisessa syntyy äärettömän tiheä musta aukko. Aine
Kaikki tavallinen aine muodostuu atomeista. Atomin ytimen muodostavat protonit ja neutronit, joista käytetään yhteisnimitystä nukleoni. Molemmat muodostuvat kolmesta kvarkista. Protoni koostuu kahdesta "ylös-kvarkista" ja yhdestä "alas-kvarkista", neutroni sen sijaan yhdestä ylös- ja kahdesta alas-kvarkista. Koska ylös-kvarkin sähkövaraus on +2/3 alkeisvarausyksikköä "e" ja alas-kvarkin -1/3 "e", on protonin varaus +1 "e" ja neutronilla ei ole varausta. Muita kvarkkeja ei tavallisessa aineessa esiinny, mutta esimerkiksi hiukkaskiihdyttimillä niitä on voitu tuottaa. Grönlannin mannerjäätikkö
Uutta jäätikköä syntyy jatkuvasti oman painonsa ansiosta tiivistyvästä lumesta. Osa jäästä sulaa pois kesän aikana, osa sulaa jään aiheuttaman valtavan paineen takia jäätikön pohjalla ja osa virtaa pois jäävuorina. Ydinvoima
Ydinvoiman käytössä ydinpolttoaine muuttuu ydinjätteeksi, koska ydinreaktioiden aikana polttoaineeseen syntyy fissiotuotteita, joista osa haittaa reaktorin toimintaa. Jätteen suuresti kohonnut radioaktiivisuus johtuu näistä polttoainesauvoihin kertyneistä fissiotuotteista. Käytetyn ydinpolttoaineen ja muun korkea-aktiivisen jätteen lisäksi ydinvoimalassa syntyy matala- ja keskiaktiivisia ydinjätteitä esimerkiksi huoltojen ja voimalan normaaliin käyttöön liittyvän toiminnan aikana. Ydinturvallisuuden kannalta merkittävin vaikutus on käytetyllä ydinpolttoaineella, eli korkea-aktiivisella ydinjätteellä. Jälkilämpö (ydinreaktori)
Ydinreaktorin toimiessa uraani ja plutonium hajoavat fissioreaktioissa kevyemmiksi atomeiksi, fissiotuotteiksi. Nämä fissiotuotteet ovat radioaktiivisia, eli ne hajoavat vähitellen muiksi alkuaineiksi. Tässä radioaktiivisessa hajoamisessa syntyy lämpöenergiaa, jota sanotaan jälkilämmöksi. Jälkilämpöteho on suurimmillaan heti reaktorin pysäyttämisen jälkeen noin 7 prosenttia reaktorin kokonaistehosta. Se pienenee vähitellen, kun fissiotuotteiden määrä vähenee radioaktiivisen hajoamisen seurauksena. Tunnin päästä reaktorin pysäyttämisestä jälkilämpöteho on noin 1,3 prosenttia reaktorin kokonaistehosta ja kuukauden päästä noin 0,1 prosenttia.