Supernova

Nova betyr ny på latin og er en betegnelse på hva som ser ut til å være nye stjerner på himmelen. Det brukes nå gjerne om det vi klassifiserer som Supernova 1a. Ordet supernova ble først tatt i bruk i 1931. Mer enn halvparten av stjernene kretser sammen med en eller flere andre stjerner. Hvite dverger i slike system kan, om de er nærme nok hverandre, suge til seg hydrogenmasse fra den andre stjernen. Slik kan den enes masse øke. Om den øker til en kritisk grense rundt 38% større masse enn vår egen sol blir stjernen ustabil og vi får en kraftig eksplosjon hvor hele stjernen sprenges i biter. Dette kaller vi en type 1a supernova. Disse avgir voldsomt mye lysenergi, men lysenergien er bare 1/10000 av den totale energien som her forbrukes – det meste går ut som stråling.

Type 2 supernova er supernova fra stjerner som er fra 6 ganger større enn sola. Disse store stjernene har mer energi til å lage også tyngre atomer enn karbon, og de fusjonerer frem oksygen som igjen blir neon og magnesium og så silisium og sulfat. Superkjemper får så stort trykk og energi inni kjernen at de ved 5 milliarder grader Kelvin kan fusjonere frem jern. Så når de nærmer seg døden har de flere lag med forskjellige grunnstoff i seg. Ytterst har vi det opprinnelige drivstoffet hydrogen og så lag på lag med stadig tyngre element med jern i kjernen.

Så stopper fusjonsprosessen etter hvert opp da fusjon fra jern til andre grunnstoff ikke vil frigjøre energi, men vil kreve energi (da jern samt nikkel er grunnstoffene med minst masse per nukleon). Dermed blir gravitasjonskreftene sterkere enn strålingskreftene som har kommet av fusjonen i stjernen, og kjernen i superkjempen trekker seg raskt sammen i en implosjon.

Når stjernen når en kritisk grense i forhold til tetthet i kjernen oppstår en sjokkbølge som sprenger ut store deler av stjernen i rommet. Kjernen får en voldsom kollaps og i løpet av et halvt sekund blir en kjerne på størrelse med jorda sammenpresset til å bli bare 16 km i diameter. På et øyeblikk i denne prosessen presser kjernen på de ytterste lagene av stjerna og det fører til en kjempeeksplosjon som er en supernova type 2. Disse kollapsene av jernkjernene er av de kraftigste eksplosjonene som finnes i hele universet. Store mengder potensiell energi frigjøres og det gjør at det dannes tyngre grunnstoff i superkjempen. Alle grunnstoff tyngre enn jern er lagd av superkjemper som blir supernovaer.

En slik supernova kan stråle med større effekt enn en hel galakse av stjerner og sende ut mer energi i brøkdelen av et sekund enn stjernen gjorde på millioner av år!

 

Bildet til venstre viser restene av supernova 1987A og er satt sammen fra tre teleskop (ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/A. Angelich. Visible light image: the NASA/ESA Hubble Space Telescope. X-Ray image: The NASA Chandra X-Ray Observatory).

 

De største variantene av stjerne-eksplosjoner kaller vi hypernovaer og disse er veldig sjeldne. Vi antar disse oppstår når de største gigantene kollapser ved slutten av sitt liv, eller når to nøytronstjerner, to sorte hull eller en nøytronstjerne og et sort hull kolliderer sammen. En hypernova resulterer i et sort hull og to svært energirike plasmastråler med intensiv gammastråling som sendes fra dens poler i en hastighet nær lysets.

I 2006 kunne astronomer observere den største eksplosjonen vi kjenner til i hele kosmos. 240 millioner lysår unna sprengte en kjempestjerne. Og det med en energi 100 ganger større enn en ”vanlig” supernova. Det ser ut til at vi observerte enn stjernes død som var 150-200 ganger større enn sola. Det er omtrent så stor som en inntil få år siden trodde det var teoretisk mulig for en stjerne å bli. Men ESA sin Very Large Telescope har funnet stjernen R136a1 i stjernehopen R136 som ser ut til å ha startet opp med 300 solmasser (den har nå ca 265 solmasser). Den er 1 million år gammel. En antar at de første stjernene i universet var slike kjemper som døde med kjempeeksplosjoner.  Supernovaer er veldig viktige for oss som noe langt mer enn fantastisk fyrverkeri. I denne energiutløsningen skapes nemlig de tyngre elementene enn jern.

Astronomer har undret seg over at vi finner blå kjemper i stjernegrupper med bare vanlige mindre stjerner. En antar nå dette skyldes at to vanlige stjerner har kollidert med hverandre og dannet en ny større stjerne.  Om en hvit dverg skulle kolliderer en hvit dverg vil den først dra til seg en del av den andre stjernens masse mens de suser mot hverandre, og den vil skape slike sjokkbølger i den andre at det vil bli en kjempeeksplosjon. Nå er vår sol i en veldig lite ”befolket” del av galaksen så det er bare en sjanse på en milliard for at sola i løpet av hele sin 10 milliarder års levetid skal krasje borti en annen stjerne. Men andre steder er stjernene mye tettere på hverandre. Jo nærmere galaksekjernen man kommer jo større er tettheten, og i en del irregulære galakser og ellipsegalakser blir det også mer fare for kollisjoner. En del steder er det en million ganger større stjernetetthet enn her langt ute i spiralarmen til melkeveien. Da er den statistiske faren for at kollisjoner skal skje hvert 10.000 år.