Kun Auringon kaltainen tähti kuolee, se heittää uloimmat kerroksensa avaruuteen jättäen kuuman ja tiheän ytimensä jäähtymään aikakausien kuluessa. Jotkin muuntyyppiset tähdet sammuvat kuitenkin valtavilla räjähdyksillä, joita kutsutaan supernoiviksi. Supernova voi loistaa yhtä kirkkaasti kuin kokonainen galaksi, jossa on miljardeja ”tavallisia” tähtiä. Jotkut näistä räjähdyksistä tuhoavat tähden kokonaan, kun taas toiset jättävät jälkeensä joko supertiheän neutronitähden tai mustan aukon – kohteen, jonka painovoima on niin voimakas, ettei edes valo pääse pakenemaan siitä.
Supernovat jakautuvat kahteen laajaan kategoriaan, jotka tunnetaan nimillä Tyyppi I ja Tyyppi II, jotka määritellään avaruuteen sinkoutuvan aineen spektrin ja sen mukaan, miten tähdet kirkastuvat ja hiipuvat. Kun supernovia löydetään yhä enemmän, näiden kahden luokan raja hämärtyy.
Tyypin I tunnetuimpia supernovia kutsutaan tyypiksi Ia. Tyypin Ia tapahtuu luultavasti silloin, kun valkoinen kääpiötähti – Auringon kaltaisen keskipainoisen tähden ”ruumis” – räjähtää täysin kappaleiksi.
Tähtitieteilijät epäilevät syyllisiksi valkoisia kääpiöitä, koska tyypillisesti tyypin Ia supernovia tapahtuu avaruuden alueilla, joissa on enimmäkseen vanhempia tähtiä, mikä viittaa siihen, että tyypin Ia räjähdys on pitkäikäisen tähden räjähdys. Pitkään elävät tähdet eivät voi olla erityisen massiivisia, mikä vahvistaa valkoisen kääpiön teoriaa. Ia-tyypin supernovien spektreissä on myös vähän tai ei lainkaan vetyä, joka on maailmankaikkeuden yleisin alkuaine. Sen sijaan niissä näkyy paljon hiiltä ja happea, mikä on valkoisen kääpiön koostumus.
Valkoisen kääpiön maksimimassa on 1,4 kertaa Auringon massa, mikä tunnetaan Chandrasekhar-raja-arvona. Lähes Chandrasekharin massan omaavat valkoiset kääpiöt ovat pohjimmiltaan identtisiä, joten ne käyvät läpi lähes identtiset räjähdykset.
Populaarisin teoria valkoisen kääpiötähden muuttumisesta supernovaksi on tähtikannibalismin teko. Jos valkoisella kääpiöllä on läheinen seuralastähti, se saattaa varastaa kaasua seuralaisen pinnalta. Jos valkoiseen kääpiöön kertynyt ainemäärä työntää sen massan lähelle Chandrasekharin rajaa, valkoinen kääpiö saattaa räjähtää jättämättä jälkeensä mitään.
Rapusumun supernovan jäännösTähdet, jotka tekevät II-tyypin supernovia, syntyvät luultavasti galaksien spiraalihaaroissa – alueilla, joissa on paljon nuoria, kirkkaita tähtiä – eivätkä elä niin kauan, että ne ehtisivät vaeltaa syntymäpaikoiltaan. Koska ne ovat lyhytikäisiä, tällaisten tähtien on myös oltava massiivisia.
Tyypillisen II-tyypin supernovan kirkkaus saavuttaa huippunsa viikon tai kahden kuluttua ja pysyy lähes vakiona jopa kaksi kuukautta. Sitten se laskee äkillisesti, minkä jälkeen se himmenee tasaisemmin seuraavien kuukausien aikana. Ajan kuluessa tapahtuvan valonlähdön malli on yhdenmukainen ”superjättiläistähden” räjähdyksen kanssa.
Superjättiläinen on edennyt vaiheiden sarjan läpi, joka on tuottanut yhä raskaampia alkuaineita ytimessään — vedystä heliumiin, hiileen, happeen ja niin edelleen. Mutta tämä sarja päättyy väkivaltaisesti, kun ydin on muuttunut raudaksi. Rauta voi vain absorboida ydinenergiaa, ei tuottaa sitä. Koska se ei voi enää tuottaa energiaa, tähti menettää sisäisen paineensa lähteen ja luhistuu.
Kun luhistuminen saavuttaa kriittisen tiheyden, se pysähtyy. Tässä vaiheessa tähden ytimen aine on pakkautunut niin tiiviisti, että sokeripalan kokoinen kappale sen ainetta painaisi miljoonia tonneja. Ytimestä on tullut neutronitähti – Aurinkoa massiivisempi, mutta halkaisijaltaan vain muutaman kilometrin kokoinen kappale.
Lomahdusprosessi vapauttaa tarpeeksi energiaa repiäkseen tähden ulommat kerrokset palasiksi ja räjäyttääkseen ne avaruuteen useita prosentteja valonnopeudesta. Nämä sirpaleet kuljettavat heliumia, kalsiumia, happea, hiiltä ja muita alkuaineita avaruuteen, jossa ne saattavat jonain päivänä liittyä uusiin tähtiin ja planeettoihin.
Miten nova eroaa supernovasta?
Kuvataiteilijan käsitys novasta ”Nova” on latinankielinen sana, joka tarkoittaa ”uutta”. Tähtitieteessä sitä käytetään kuvaamaan kohdetta, joka yhtäkkiä loistaa paljon kirkkaammin kuin aiemmin. Novat syntyvät monitähtijärjestelmissä, joissa valkoinen kääpiö, neutronitähti tai jopa musta aukko vetää kaasuja seuralustähden ulommasta ilmakehästä ympärilleen aineesta koostuvaan kuoreen.
Kun ainetta kasaantuu lisää, kaasu kuumenee ja tiivistyy, kunnes yhtäkkinen vetyfuusion alkaminen kuoressa laukaisee valtavan lämpöydinräjähdyksen. Tähden kirkkaus kasvaa miljoonakertaiseksi – se on yhtä kirkas kuin kirkkaimmat tähdet.