Astrokemia Tähtitieteen erikoiskurssi 53855, 7 op Harju & Sipilä Fysiikan laitos 2011 PIII-IV ma 14-16 BK106
Luentosuunnitelma L1 17.1. Alkuaineiden runsaudet ja niiden alkuperä L2 24.1. Avaruuden molekyylit L3 31.1. Tähtienvälinen aine - koostumus ja olosuhteet L4 7.2. Kemialliset reaktiot L5 14.2. Esimerkkejä astrokemiallisista reaktioketjuista L6 21.2. Vetymolekyyli L7 28.2. Kaasutilan kemiaa ääriolosuhteissa L8 14.3. Jään kemiaa L9 21.3. Kemia varhaisessa maailmankaikkeudessa L10 28.3. Reaktiokertoimien määrittäminen laboratoriossa L11 4.4. Kemialliset mallit L12 11.4. Harjoitustyö mallinnuksesta L13 18.4. Yhteenveto
Alkuaineiden kosmiset runsaudet Katsaus taaksepäin Miten runsauksia määritetään? Aurinkokunta Tähtienvälinen aine Läheiset tähdet Yleisimmät alkuaineet Isotooppisuhteet Big Bang -nukleosynteesi Deuterium Helium Litium ja Beryllium Alkuperäiset runsaussuhteet Rekombinaatio Alkuaineiden synty tähdissä Tähden elämä Pienimassaiset tähdet Keskiraskaat tähdet Massiiviset tähdet Supernovat
Historiaa (1) 1817 Fraunhofer tutki tummia viivoja Auringon spektrissä 1859 Kirchhoff ja Bunsen tunnistivat useita alkuaineita Auringon spektrissä 1868 Uusi alkuaine He löydetään Auringon spektristä (Janssen, Lockyer) 1929 Russel arvioi silmämääräisesti 56 alkuaineen suhteelliset runsaudet Auringon spektriviivojen kirkkauksien perusteella. Vety osoittautui yleisimmäksi alkuaineeksi.
Historiaa (2) Maanpäälliset laboratoriomittaukset 1900-luvun alussa analysoitiin maankuoren ja meteoriittien koostumusta 1917 Harkins totesi, että varausluvultaan parilliset alkuaineet ovat yleisempiä kuin parittomat 1938 Goldschmidt julkaisee 66 alkuaineen kosmiset runsaudet meteoriittidatan perusteella Auringon ja Maan alkuainerunsauksien todettiin olevan enimmäkseen samaa luokkaa (Poikkeuksia: H,He,Li,C,N,O, jalokaasut)
Historiaa (3) 1920-40 Tähtien spektroskopiassa suurta edistystä: mm. spektriluokkien OBAFGKM yhteys pintalämpötilaan, atmosfäärimallit ja tarkemmat menetelmät runsauksien määrittämiseksi
Alkuaineiden runsaudet tähdissä Tähden atmosfäärin alkuainerunsauksien määritys nykyisin: 1) luodaan numeerinen atmosfäärimalli 2) lasketaan synteettinen spektri 3) verrataan tätä havaittuun spektriin
Runsaudet aurinkokunnassa (1) 36 ensimmäisen alkuaineen keskimääräiset runsaudet suhteessa vetyyn Auringon fotosfäärissä ja meteoriiteissä. Runsaus on annettu muodossa log[x]/[h]+12.0. Z Aurinko Meteoriitit A/M Z Aurinko Meteoriitit A/M 1 H 12.00 19 K 5.12 (0.13) 5.11 (0.02) 1.03 2 He 10.99 (0.02) 20 Ca 6.36 (0.02) 6.33 (0.01) 1.07 3 Li 1.10 (0.10) 3.30 (0.04) 0.006 21 Sc 3.17 (0.10) 3.08 (0.01) 1.22 4 Be 1.40 (0.09) 1.41 (0.04) 0.98 22 Ti 5.02 (0.06) 4.95 (0.04) 1.18 5 B 2.70 (0.21) 2.77 (0.04) 0.74 23 V 4.00 (0.02) 3.99 (0.02) 1.02 6 C 8.39 (0.04) 7.39 (0.04) 9.90 24 Cr 5.67 (0.03) 5.67 (0.01) 0.99 7 N 7.93 (0.11) 6.32 (0.04) 40.6 25 Mn 5.39 (0.03) 5.51 (0.01) 0.75 8 O 8.69 (0.05) 8.43 (0.04) 1.82 26 Fe 7.45 (0.08) 7.49 (0.01) 0.92 9 F 4.56 (0.3) 4.45 (0.06) 1.29 27 Co 4.92 (0.04) 4.90 (0.01) 1.05 10 Ne 8.00 (0.07) 28 Ni 6.25 (0.04) 6.23 (0.02) 1.05 11 Na 6.33 (0.03) 6.30 (0.02) 1.07 29 Cu 4.21 (0.04) 4.28 (0.04) 0.85 12 Mg 7.54 (0.06) 7.56 (0.01) 0.94 30 Zn 4.60 (0.08) 4.66 (0.04) 0.87 13 Al 6.47 (0.07) 6.46 (0.01) 1.02 31 Ga 2.88 (0.10) 3.11 (0.02) 0.59 14 Si 7.54 (0.05) 7.55 (0.01) 0.99 32 Ge 3.41 (0.14) 3.62 (0.04) 0.62 15 P 5.45 (0.04) 5.44 (0.04) 1.02 33 As 2.35 (0.02) 16 S 7.33 (0.11) 7.19 (0.04) 1.37 34 Se 3.40 (0.04) 17 Cl 5.5 (0.3) 5.26 (0.06) 1.74 35 Br 2.61 (0.04) 18 Ar 6.40 (0.06) 36 Kr 3.30 (0.06) Taulukko on kokonaisuudessaan esitetty lähteessä Palme & Jones (2003, Treatise on Geochemistry, p. 41) - C, N, O eivät täysin tiivistyneet meteoriitteihin - Li vähentynyt Auringossa ydinreaktioiden takia - Jalokaasujen runsaudet Auringossa perustuvat koronan spektroskopiaan ja malleihin
Runsaudet aurinkokunnassa (2) Auringon fotosfäärille ja eräälle hiilimeteoriittityypille (CI kondriitit) johdetut runsaudet happea (O) raskaammille alkuaineille (poislukien jalokaasut) ovat varsin samanlaiset. Näiden uskotaan vastaavan Auringon alkusumun runsauksia, siis tilannetta n. 4.6 miljardia vuotta sitten. Tähtitieteilijän kemiaa (osuudet massasta): X=0.735 (H), Y=0.248 (He), Z=0.017 (kaikki muut eli metallit )
Runsaudet tähtienvälisessä aineessa (1) Yksi standardikohteista: ζ Ophiuchi (O9III, etäisyys 140 pc) Spektrit mitattu Hubblen GHRS-spektrograafilla (UV) Tähtienvälinen kaasu koostu pääasiassa vedystä ja heliumista 30-40 He raskaamman alkuaineen runsaudet on määrätty Auringon lähiympäristön pilvissä (local ISM, säteellä 1.5 kpc)
Runsaudet tähtienvälisessä aineessa (2) Alkuaineiden runsaudet tähtienvälisessä aineessa verrattuna aurinkokunnan runsauksiin tiivistymislämpötilan funktiona ISM-runsaudet on johdettu ζ Oph -tähden suunnassa tehdyistä absorptioviivahavainnoista (Savage & Sembach 1996, ARA&A 34, 279) Helposti haihtuvien aineiden runsaudet ovat kertoimen 2 sisällä samat kuin Auringossa Kuvion oikeassa laidassa näkyvä kato johtuu ko. aineiden tiivistymisestä pölyhiukkasiin Jakauma edustaa todennäköisesti faasitasapainoa siinä lämpötilassa, jossa pölyhiukkaset ovat muodostuneet Vaikeus: alkuaineet ovat sekä kaasutilassa että kiinteitä hiukkasina
Nuoret F- ja G-tähdet Läheisten nuorten tähtien fotosfääreissä havaittujen runsauksien on ehdotettu edustavan Local ISM -arvoja Esim. Sofia & Meyer (2001, ApJ 544, L221), log[x]/[h]+12.0: B-tähdet F- ja G-tähdet Aurinko C 8.28 ± 0.17 8.55 ± 0.10 8.59 ± 0.11 N 7.81 ± 0.22 7.93 ± 0.11 O 8.54 ± 0.16 8.55 ± 0.15 8.74 ± 0.08 Mg 7.36 ± 0.13 8.65 ± 0.17 7.54 ± 0.06 Si 7.27 ± 0.20 7.63 ± 0.14 7.54 ± 0.05 Fe 7.45 ± 0.26 7.45 ± 0.12 7.45 ± 0.08 -Nuoret ( 2 Gyr) F- ja G-tähdet antavat jotakuinkin aurinkokunnassa havaitut runsaudet -B-tähdissä havaitut metallipitoisuudet liian alhaisia sopiakseen yhteen ISM-runsauksien kanssa -Johtopäätös: aurinkokunta on toistaiseksi paras standardi paikallisille ISM-runsauksille
Läheiset B-tähdet Przybilla et al. (2008, ApJ 688, L103) sai aikaisempaa suurempia metallipitoisuuksia läheisille B-spektriluokan tähdille (ESO/La Silla, FEROS/2.2-m) B-tähdet ISM (kaasu) Aurinkokunta He 10.98 ± 0.02 10.99 ± 0.02 C 8.32 ± 0.03 8.15 ± ±0.06 8.52 ± 0.06 N 7.76 ± 0.05 7.79 ± ±0.03 7.92 ± 0.06 O 8.76 ± 0.03 8.59 ± ±0.01 8.83 ± 0.06 Ne 8.08 ± 0.03 8.08 ± 0.06 Mg 7.56 ± 0.05 6.17 ± ±0.02 7.58 ± 0.05 Si 7.50 ± 0.02 6.35 ± ±0.05 7.55 ± 0.05 Fe 7.44 ± 0.04 5.41 ± ±0.04 7.50 ± 0.05 Runsaudet muodossa log[x]/[h]+12.0 Tekijät uskovat B-tähdistä saatujen alkuainerunsauksien edustavan tämän hetken ISM-arvoja (kaasu + pöly) Auringon lähiympäristössä. Massaosuudet: X=0.715 (H), Y=0.271 (He), Z=0.014 ( metallit )
Kymmenen yleisintä alkuainetta Aurinkokunta ja sen lähiympäristön kaasu aurinkokunta Paikallinen ISM Z alkuaine [X]/[H] osuus massasta kaasu, [X]/[H] pöly, [X]/[H] 1 1 H 1 0.71 2 4 He 0.098 0.28 8 16 O 4.9 10 4 5.6 10 3 2.8 10 4 2.6 10 4 6 12 C 2.5 10 4 2.1 10 3 1.8 10 4 2.1 10 4 10 20 Ne 1.0 10 4 1.4 10 3 7 14 N 8.5 10 5 8.5 10 4 5.0 10 5 3.6 10 5 14 28 Si 3.5 10 5 6.9 10 4 5.0 10 6 2.9 10 5 12 24 Mg 3.5 10 5 5.9 10 4 2.9 10 6 3.2 10 5 26 56 Fe 2.8 10 5 1.1 10 3 1.4 10 6 2.7 10 5 16 32 S 2.1 10 5 4.9 10 4 1.1 10 5 1.0 10 5 Kimura et al. 2003, ApJ 582, 846 Runsaussuhteissa on vaihtelua Linnunradan sisällä ja galaksista toiseen. Metallipitoisuus ([Fe/H]) on pienempi aurinkoa vanhemmissa kohteissa, esim. populaation II tähdissä
Isotooppisuhteiden mittaukset (1) Kevyet atomit: Tähtien spektrit ja UV-alueen absorptioviivat kirkkaiden tähtien suunnassa (isotooppien viivojen aallonpituuserot suurempia kuin viivan leveneminen) Esim. D/H - Lyman-viivat (Hubble, FUSE) Yleensä mittaukset rajoittuvat paikalliseen ympäristöön ( 1 kpc), mutta mittauksia tehty myös intergalaktisesta aineesta kvasaarien suunnassa
Isotooppisuhteiden mittaukset (2) Muita tapoja: (Radioalueen) rekombinaatioviivat ( 4 He + ) Spin flip -viivat (HI, DI, 3 He + ) Molekyylien rotaatioviivat (esim. HD J = 1 0 (112µm) lämpimissä pilvissä) Kun atomimassa > 12 joudutaan usein turvautumaan molekyyliviivoihin Ongelmana voi olla isotooppien erilainen virittyminen (viivojen optisen paksuuden funktiona), kemiallinen fraktionaatio sekä selektiivinen fotodissosiaatio (esim. HD/H 2, CO:n isotoopit)
Joitakin isotooppisuhteita lukumääräsuhde aurinkokunta Local ISM D/H 3.4 10 5 1.6 10 5 4 He/H 9.8 10 2 8.9 10 2 3 He/ 4 He 1.4 10 4... 7 Li/H a 1.9 10 9... 7 Li/ 6 Li 12.3 6-13 12 C/ 13 C 89 b 60-80 14 N/ 15 N 270 b,c 430-470 16 O/ 18 O 490 b 530-590 18 O/ 17 O 5.5 b 3-4 32 S/ 34 S 22 b 22 lähde: Wilson & Rood 1994, ARA&A, 32, 191 IGM: D/H 2.8 10 5 (primordial) a Populaatio II:n tähdet: 7 Li/H 1.7 10 10 (primordial?) b Anders & Grevesse 1989, Geochim. Cosmochim. Acta 53, 197 c 250-500 Marti & Kerridge 2010, Science 328, 1112 Galaktinen gradientti: 12 C/ 13 C, 14 N/ 15 N, 16 O/ 18 O kasvavat keskustasta lasketun etäisyyden funktiona
Alkuaineiden jaksollinen järjestelmä tähtitieteessä Nykyhetken tilanne - aikojen alussa raskaammat alkuaineet ja pöly puuttuivat Miten tähän on tultu?
Alkuaineiden synty Yleinen periaate Big Bang: Z=1-4 (H,He,Li,Be) -kaikki vety (H,D), suurin osa heliumista ( 3 He, 4 He), ja osa litiumista ( 7 Li) -alkuaineita Z=2-4 syntyy lisää tähdissä, seurauksena H ja D vähenenevät Fuusioreaktiot tähdissä: Z=5-26 Supernovaräjähdykset: Z=27-94 (93 Np ja 94 Pu esiintyvät harvinaisina luonnossa) Kosmisten säteiden (p,α) aiheuttama CNO-ytimien spallaatio tähtienvälisessä aineessa tuottaa pääosan alkuaineista Z=4-5
Big Bang -nukleosynteesi (1) protonit ja neutronit (ja niiden antihiukkaset) syntyivät laajenevassa ja jäähtyvässä maailmankaikkeudessa noin 1 µs alkuräjähdyksen jälkeen, jolloin termisessä tasapainossa olevien hiukkasten energia oli noin 1GeV (T 10 13 K) Suurin osa niistä annihiloitui p + p γ, n + n γ, mutta pieni määrä nukleoneja jäi jäljelle Korkeissa lämpötiloissa p ja n voivat muuttua toisikseen, esim. e + p ν e + n (endoterminen E = 0.83MeV) Kun maailmankaikkeus jäähtyi neutronien β-hajoaminen, n e + ν e + p, alkoi verottaa neutronikantaa
Big Bang -nukleosynteesi (2) Fuusioreaktio alkoi synnyttää deuterium-ytimiä (d) lämpötilan laskiessa p + n d + γ (eksoterminen E = 2.22 MeV). Reaktio tuli kuitenkin termodynaamisesti edulliseksi hetkellä t 100 s (T < 0.3 MeV, 3 10 9 K) Lämpötilassa T 0.06 0.07 MeV (7 10 8 K) D-ytimiä oli riittävästi helium-ytimien ( 3 He ++, 4 He ++ ) syntyyn
Big Bang -nukleosynteesi (3): helium Deuteriumin reaktiot (varausmetrit jätetty pois) d + p 3 He + γ, d + d 3 He + n n + 3 He 4 He + γ, d + 3 He 4 He + p Tritium (t): n + d t + n, d + d t + p, n + 3 He t + p p + t 4 He + γ d + t 4 He + n
Big Bang -nukleosynteesi (4) Ytimien D, 3 He ja 3 He lisäksi syntyi hyvin pieniä määriä 7 Lija 7 Be-ytimiä: 4 He + 3 He 7 Be + γ 4 He + t 7 Li + γ 7 Be + n 7 Li + p Litium voi hajota heliumiksi: 7 Li + p 4 He + 4 He Epästabiili tritium muuttui β-hajoamisen kautta 3 He:ksi, ja 7 Be protonisieppauksella 7 Li:ksi (sekä 7 Be että 8 Be epästabiileja, pysyvä muoto 9 Be) Luonnossa ei ole alkuainetta, jonka massaluku A = 5, eikä ole stabiilia ydintä massaluvulla A = 8
Big Bang -nukleosynteesi (5) Koska fuusioreaktion vaikutusala pienenee voimakkaasti lämpötilan laskiessa, nukleosynteesi pysähtyi käytännollisesti katsoen heliumiin Neutronien sitoudutta D- ja He-ytimiin n/p-lukumääräsuhde jäätyi arvoon 1/7 (vapaan neutronin keskim. elinikä on noin 15 min) n/p-suhde määrää myös 4 He/ 1 H-lukumääsuhteen 1/12 ( 4 He:n massaosuus Y 0.25) Runsaussuhteet 4 He/H, 3 He/H, D/H ja 7 Li/H riippuvat voimakkaasti baryonien ja fotonien suhteesta (η). Niiden avulla on voitu johtaa baryonien tiheysparametri Ω B, kun fotonien tiheys on voitu mitata kosmisesta taustasäteilystä.
Rekombinaatio Maailmankaikkeuden jäähtyessä ytimet ja elektronit yhdistyivät (rekombinoituivat) neutraaleiksi atomeiksi Maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi: CMB Ensin rekombinoitui helium: He ++ + e He + + hν (z 6000, T 16000 K) He + + e He + hν (z 2700, T 7000 K) Vety: H + + e H + hν Li: z 500 400 (t 1.6 milj.v.) (z 1300, T 3600 K, t 380000 v.)
Tähden elämä Nukleosynteesi jatkuu tähdissä
Alkuaineiden synty pienimassaisissa tähdissä (1) Ydinreaktioiden käynnistyminen riippuu voimakkaasti tähden massasta lämpötilan kautta. Ruskea kääpiö M 0.08 M - vedyn palaminen ei ala ollenkaan Pienimassaisilla tähdillä (M 1 M ) vety palaa heliumiksi protoni-protoni-ketjussa. Päähaara (ppi): p + p d + e + + ν e d + p 3 He + γ 3 He + 3 He 4 He + 2p
Alkuaineiden synty pienimassaisissa tähdissä (2) Helium syttyy kuitenkin jättiläisvaiheessa (jos M > 0.26M ), kun 3α-reaktio alkaa degeneroituneessa helium-ytimessä (Helium flash) Punaisesta jättiläisesta tulee valkoinen kääpiö, ulko-osat hajoavat avaruuteen planetaarisena sumuna
Alkuaineiden keskiraskailla tähdillä (1) Keskiraskailla ja raskailla tähdillä vedyn palaminen heliumiksi tapahtuu hiilisyklin kautta (jos tähtienvälisestä aineesta peräisin olevia CNO-isotooppeja on käytettävissä) CNO-isotopit toimivat tässä vain katalyytteinä
Alkuaineiden keskiraskailla tähdillä (2) Heliumin palaminen hiileksi (3α 12 C) käynnistyy jättiläisvaiheessa rauhallisesti. Siirtyy palamiskuoreen hiiliytimen tieltä Reaktio voi jatkua 12 C(α, γ) 16 O, 16 O(α, γ) 20 Ne erityisesti massiivisilla tähdillä Pieni- ja keskimassaisilla tähdillä (1 10M ) ydin ei kuumene niin paljon että hiiliydin syttyisi
Alkuaineiden synty massiivisissa tähdissä (1) Hiili muuttuu tehokkaasti hapeksi em. alfa-reaktiossa Heliumin loputtua alkaa hiilen palaminen 12 C + 12 C, joka tuottaa enimmäkseen 20 Ne-ytimiä: 12 C( 12 C, α) 20 Ne mutta myös 12 C( 12 C, γ) 24 Mg ja 12 C( 12 C, p) 23 Na Neonin palaminen alkaa sen hajoamisella hapeksi fotonin vaikutuksesta (fotohajoaminen): 20 Ne(γ, α) 16 O α-hiukkasia ( 4 He-ytimiä) käytetään edelleen: 20 Ne(α, γ) 24 Mg, 24 Mg(α, γ) 28 Si Sivutuotteina syntyy esim. 27 Al, 31 P, ja 32 S Hapen palamisen, 16 O+ 16 O, päätuotteita ovat ns. α-ytimet 28 Si, 32 S, 36 Ar ja 40 Ca
Alkuaineiden synty massivisissa tähdissä (2) Piin, 28 Si, palaminen alkaa samalla tavalla kuin neonin, eli fotohajoamisella. Kevyemmät ytimet alkavat vähitellen muodostaa raskaampia, niin kauan kuin sidosenergia nukleonia kohden, Q, kasvaa massan mukana Q = [Zm p + Nm n m(z, N)]c 2 /A Lopputuloksena on nikkeliä ja rautaa, lyhyesti: 28 Si + 28 Si 56 Ni + γ, 56 Ni 56 Fe + 2e + + 2ν e, Ytimen sidosenergia nukleonia kohti saavuttaa maksimin 56 Fe:n kohdalla, jonka jälkeen fuusiossa ei enää vapaudu energiaa
Ydinreaktiot massiivisessa tähdessä (M = 20M ) p.aine tuotteet sivutuotteet T (10 9 K) kesto (v) pääreaktio H He 14 N 0.037 8.1 10 6 4 1H 4 He (CNO-sykli) He O, C 18 O, 22 Ne 0.19 1.2 10 6 3 4 He 12 C (s-prosessi) 12 C(α, γ) 16 O C Ne, Mg Na 0.87 9.8 10 2 12 C + 12 C... Ne O, Mg Al, P 1.6 0.60 20 Ne 16 O + 4 He 20 Ne + 4 He 24 Mg O Si, S Cl, Ar, 2.0 1.3 16 O + 16 O... K, Ca Si Fe Ti, V, Cr, 3.3 0.031 28 Si 24 Mg + 4 He... Mn, Co, Ni 28 Si + 4 He 24 Mg... Rautaa raskaampia alkuaineita voi syntyä tähdessä ns. hitaan neutronisieppauksen tuloksena (s-prosessi). Tähän tarvitaan tähtienvälisestä aineesta peräisin olevaa rautaa.
Alkuaineiden synty supernovissa (1) Yksittäisen massiivisen tähden elämä päättyy tyypin II supernovana Fe-ytimen romahtamista seuraa ulospäin etenevä iskuaalto, joka käynnistää räjähdysmäisen ydinreaktioiden sarjan ulommissa kuorissa. Tämä alkaa ydinten pilkkoutumisella α-hiukkasiksi ja nukleoneiksi. α-reaktiot tuottavat nopeasti 4 He-ytimien monikertoja aina 64 Ge:hen asti. 40 Ca jälkeen nämä ovat epästabiileja (isotoopit 44 Ti, 52 Fe, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge). Räjähdyksen jälkeen radioaktiivinen hajoaminen tuottaa stabiileja ytimiä 48 Ti, 52 Cr, 56 Fe,...
Alkuaineiden synty supernovissa (2) Keskustaan syntyvästä neutronitähdestä lähtee valtava neutriinovuo joka vuorovaikuttaa ytimien kanssa. Harvinaisimmat aineet syntyvyt neutriinojen muuttaessa neutronin protoniksi tai poistaessa nukleonin: 138 Ba 138 La, 180 Hf 180 Ta, 12 C 11 B, 20 Ne 19 F Raskaimpien aineiden, A 130 140, uskotaan syntyvän r-prosessin (nopea neutronisieppaus) seurauksena neutriinojen kuumentamassa laajenevassa kuoressa
Alkuaineiden synty supernovissa (3) SNe II tuottaa suurin piirtein aurinkokunnassa havaitut runsaussuhteet, paitsi että ytimet 16 O - 40 Ca ovat väliin 48 Ti - 64 Zn nähden 2-3 kertaa runsaampia. Tämän perusteella voidaan päätellä, että SNe II tuottavat 1/3 1/2 "rautapiikin"aineista (Ti,V,Cr,Mn,Fe,Co,Ni,Cu,Zn) Loppu tulee luultavasti tyypin Ia supernovista (valkoisen kääpiön räjähdys kaksoistähtisysteemissä). Nikkelin hajoaminen raudaksi 56 Ni 56 Co 56 Fe tuottaa todennäköisesti suurimman osan niiden luminositeetista kirkkausmaksimin aikana (SNe Ia ovat maailmankaikkeuden kirkkaimpia tähtiä, ja tärkeitä kosmologisen etäisyysskaalan määrittämisessä)