Supernova

Af Erling Poulsen

Type II Supernovaer.

Stjerner meget tungere end Solen har et kort men strålende liv. Det område, hvor energien dannes, er meget stort¹, så selv om en tung stjerne har mere brint, der kan dannes energi af, så bruger den det hurtigt.

En sådan meget lysende og varm stjerne findes øverst til venstre på Herzsprung-Russel Diagrammet. Når brinten i centrum er omdannet til helium, ophører energiproduktionen, og heliumkernen falder langsomt sammen mens temperaturen vokser. De ydre dele af stjernen svulmer op og afkøles. Den vandrer fra venstre mod højre i diagrammet og bliver til en Superkæmpe. På et tidspunkt begynder heliumatomer at smelte sammen til kulatomer i centrum, samtidig dannes mere helium af brint i en skal uden om. Temperaturen og trykket vokser i centrum, og kul og helium smelter sammen til iltatomer. Nu består stjernen af en iltkerne så en skal, hvor kul omdannes til ilt, en skal hvor helium omdannes til kul og en skal hvor brint omdannes til helium.
Disse atomkernesammensmeltninger fortsætter, indtil der i centrum dannes jernatomer. Uden om er en række skaller, som i et løg, hvor lettere atomer dannes af endnu lettere. Alle processerne giver energi, så i en ret kort periode kan stjernen holde sin indre balance på denne måde. En stor del af energien udsendes på dette tidspunkt som neutrinoer², der dannes når kernetemperaturen når over 500 mill. °C. Jernkernen bliver tungere og tungere, men ingen yderligere sammensmeltninger sker, for tungere atomkerner end jern koster det energi at producere.

Når jernkernen når op på en masse af 1,4 gange Solens, og dermed er halv så stor som Jorden, går det galt: Den kollapser til en kugle med kun 100 km i radius. Hele kollapset tager en brøkdel af et sekund, og der udsendes en mængde neutrinoer. Kollapset stopper, idet den inderste del når op på samme massefylde som atomkerner, 270 mia. kg per cm3. De ydre dele af kernen falder stadig sammen, og der dannes en trykbølge, som bevæger sig udad. Tætheden er så stor, at en lille del af neutrinoerne vekselvirker med stoffet og derved vedligeholder trykbølgens styrke. Det første, man ser udefra, er, når bølgen når stjernens overflade, varmer den op og får hele stjernen, bortset fra de centrale dele, til at eksplodere ud i rummet. Den samlede energifrigørelse ved supernovadannelsen er omkring 100 gang så stor som hele den energi, Solen frigør i hele sin tilværelse (ca. 10 mia. år). Resterne, der ligger tilbage i centrum ender som neutronstjerne.

Krabbetågen, som er resterne af en eksplosion, der kunne ses i 1054, var af denne type

Type Ia Supernovaer.
Mange stjerner er i et dobbeltstjernesystem. Er den ene af dem en hvid dværgstjerne, kan følgende ske: Den hvide dværg har opbrugt al sin brint til energiproduktion og skulle egentlig langsomt afkøles til en sort slagge, men den anden stjerne i systemet overfører stof til dværgen. En hvid dværg har en stor tyngde og temperatur. Stoffet, der overføres, adlyder derfor ikke de almindelige gaslove, og hvis atomkernesammensmeltninger igen går igang, medfører de kun højere temperatur, som medfører flere sammensmeltninger. Energiproduktionen går grassat, og hele den hvide dværg eksploderer.
Den nye” stjerne, som Tycho Brahe skrev om i 1573 var en type Ia; også Keplers nova, som han så i 1604 var denne type.
Det har vist sig, at disse meget lysstærke supernovaers lysstyrke er lidt forskellig, og at forskellen hænger sammen med, hvor hurtigt deres lysstyrke aftager. Man kan altså se, hvor hurtigt deres lysstyrke aftager, finde deres virkelige lysudsendelse, og da de kan ses meget langt væk, kan deres afstand findes ved at sammenligne med deres tilsyneladende lysstyrke.
Nye resultater hvor type Ia har spillet en stor rolle.

Type 1b Supernovaer.
Nogle meget tunge stjerner har så store indre strømninger og udsender så meget stof, at de, når jernkernen når op på 1,4 solmasser, intet brint har tilbage. Så ses denne type, den mangler alle spor af brint.

Type 1c Supernovaer.
De indre strømninger kan blive så voldsomme, at også stjernens helium bliver udsendt inden kolapset, og man ser denne type.

Almindelige Novaer
Hvis et dobbeltstjernesystem består af en hvid dværgstjerne og en stjerne på vej mod kæmpestadiet, kan gas overføres til en hurtig roterende skive rundt om dværgen. Når brint fra skiven slår ned på overfladen af dværgen, kan den opvarmes til 20 mill. °C, og en kernereaktion er resultatet. Denne eksplosion ødelægger ikke dværgen og senere kan flere eksplosioner ske.

Et af de vigtigste resultater af stjerneeksplosioner er, at der derved tilføres stoffet mellem stjernerne tungere grundstoffer, som så kan indgå i nye stjerner. Grunden til at der er andet end brint og helium (som fandtes fra begyndelsen, men havde gjort vor natur lidt kedelig) i vort solsystem skyldes, at solstoffet har været gennem tidligere stjernegenerationer.
I 1987 nåede lyset fra en supernova frem til Jorden. Stjernen, som var eksploderet, ses til højre før og under eksplosionen.
I 1988 opdagede danske astronomer en anden supernova. En sammenligning af eksplosionsstyrken og den smule lys, der nåede os, gav afstanden 5 mia. lysår, da en rekordafstand. Lyset, der nåede os, var udsendt da Solsystemets blev dannet. Rekorden i dag er ca. 13 mia. lysår.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1)I en stjerne som Solen foregår energiproduktionen i et centerområde med en radius på ca. 1% af stjernens radius, i tunge stjerner udgør det tilsvarende område ca. 25% af stjernens radius.

2)Neutrinoer er meget lette elementarpartikler, der dannes ved en lang række atomkernereaktioner. De vekselvirker næsten ikke med almindeligt stof (for en neutrino virker Jorden som en tynd glasplade gør for lys, den går lige igennem), og kan derfor strømme uhindret ud i rummet gennem stjernens ydre lag.