03.01.22: Supernovaer og hypernovaer er blant Universets mest dramatiske og spektakulære hendelser og involverer gjerne endeliktet til stjerner eller at stjernerester eksploderer. Slike eksplosjoner kan medføre dannelsen av ekstremt kompakte stjernerester som nøytronstjerner og sorte hull.

av Knut Jørgen Røed Ødegaard

Krabbetåken i vår egen galakse oppsto da en stjerne eksploderte i år 1054 og etterlot seg en nøytronstjerne.
Foto: NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)

Supernovaer kan i noen måneder lyse like sterkt som en stor galakse med mange milliarder stjerner og kan derfor observeres selv på store avstander. Den foreløpig siste supernovaen i vår galakse ble observert i 1604, og den var et virkelig lyssterkt og iøynefallende objekt selv uten kikkert (som ble oppfunnet bare 5 år senere!).

Det finnes en rekke typer supernovaer (hypernovaer regnes som en undergruppe av supernovaer), og disse deles inn på to uavhengige måter:

1. Etter hvordan eksplosjonen skjer
Her skilles det mellom kjernekollaps i mer eller mindre masserike stjerner og hvite dverger som sprenger seg selv.

2. Etter hvordan eksplosjonen observeres/oppfattes av oss
Her gjøres det et grovt skille mellom spektre som ikke inneholder hydrogen (type I) og de som inneholder hydrogen (type II).

De senere årene er det også oppdaget supernovaer som skiller seg sterkt fra disse to hovedkategoriene, men disse klassifiseres ut ifra spektret som type I eller II.

Typiske lyskurver for ulike supernovatyper.
Illustrasjon: OOCalc chart / Wikipedia

Kunstnerisk fremstilling av supernovaer i fjerne galakser.
Film: ESO

Det er en rekke grunner til at supernovaer er svært viktige fenomen, bl.a.:

• De representerer en avgjørende fase i livene til tunge stjerner.
• De danner nøytronstjerner og sorte hull.
• De produserer store mengder tunge grunnstoffer som fordeles i vertsgalaksen og blir del av nye generasjoner stjerner og planeter – vi består faktisk selv av slikt stjernestøv!
• De har stor betydning for utviklingen til galakser, stjernehoper og nye generasjoner stjerner.
• Enkelte typer supernovaer kan benyttes til å måle avstandene i kosmos og dermed hvordan Universet har utviklet seg og hvordan det vil utvikle seg i fremtiden.
• Takket være observasjoner av supernova type Ia, har kosmologene bevist at Universet utvider seg stadig raskere!

SN1994D.jpg: Eksempel på supernova i en annen galakse (den lyse prikken/stjernen nede til venstre), i dette tilfellet NGC 4526 som befinner seg i Virgohopen 55 millioner lysår unna.
Foto: NASA/ESA, The Hubble Key Project Team and The High-Z Supernova Search Team

Type Ia supernovaer

Nesten alle supernovaer av denne typen sender ut like mye energi. Det betyr at den observerte lysstyrken forteller oss avstanden, og supernova type Ia (SN Ia) er derfor ekstremt viktige for å måle avstandene til fjerne deler av Universet. Det var observasjoner av disse supernovaene som i 1998 ble brukt til å gjøre den svært overraskende oppdagelsen av at Universet utvider seg stadig raskere.

Når eksplosjonsenergien er lik for nesten alle SN Ia, må også det som eksploderer være tilnærmet likt. De kollapsende kjernene til tunge stjerner har ganske varierende masser og kan derfor ikke forklare SN Ia. Det kan derimot hvite dverger. Disse har en øvre massegrense på 1,44 solmasser – den såkalte Chandrasekhars massegrense.

Hvite dverger i tette dobbeltstjernesystemer kan trekke til seg masse fra ledsageren og dermed nærme seg Chandrasekhars grense selv om den hvite dvergen ble dannet med noe mindre masse. Når de er like under grensen, har temperaturen i kjernen av den hvite dvergen blitt så høy at kjernereaksjoner starter samtidig i store områder. Fordi gassen i kompakte stjernerester med stor tetthet oppfører seg etter spesielle kvantemekaniske prinsipper (degenerert gass), rekker kjernereaksjonene å frigjøre enorme energimengder før trykket stiger og stjernen begynner å ekspandere.

Men da er det for sent for den hvite dvergen – de ekstreme energimengdene som er frigjort i løpet av noen sekunder er mer enn nok til å blåse hele dvergen i filler og å forårsake en supernova av type Ia.

En av flere mulige mekanismer bak en Supernova type Ia:
Slike supernovaer oppstår i dobbeltstjernesystemer (1. bilde). Den mest masserike utvikler seg til å bli en kjempe (bilde 2) og mister gass til ledsageren (bilde 3) som utvider seg og blir innhyllet i gass. De to stjernene beveger seg deretter i spiral langsomt nærmere hverandre (bilde 4) mens de er innhyllet i en felles gass-kappe. Den felles kappen blir deretter blåst bort (bilde 5) mens avstanden mellom de to stjernene avtar. Kun kjernen er igjen av den tidligere kjempen, og denne trekker seg deretter sammen og blir en hvit dverg (bilde 6).
Den aldrende ledsageren begynner å svulme og mister gass til den hvite dvergen (bilde 7). Den hvite dvergen får stadig mer masse inntil den når den kritiske grensen og eksploderer som en supernova type Ia (bilde 8) og forårsaker at ledsagerstjernen forsvinner vekk (bilde 9).
Illustrasjon: NASA, ESA and A. Feild (STScI)

Glødende gassrester etter en supernova type Ia
Foto: NASA/CXC/U.Texas

Unntak

Noen få SN Ia er mer lyssterke enn forventet. Dette kan skyldes at den eksploderende hvite dvergen har vesentlig større masse enn Chandrasekhars grense.

Dette kan enten skyldes at dvergen roterer raskt og at sentrifugalkreftene tillater stjernen å få større masse enn grensen på 1,44 solmasser, eller at to hvite dverger sirkler mot hverandre og smelter sammen med den følge at de en kort stund utgjør en hvit dverg med masse langt over Chandrasekhars massegrense.

Som følge av den store massen, blir mye mer materiale enn normalt fusjonert, og dermed blir også svært mye energi frigjort.

Kunstnerisk fremstilling av to hvite dverger som er i ferd med å smelte sammen. Den samlede massen avgjør om det oppstår en supernova-eksplosjon eller om de to dvergene smelter sammen til én masserik hvit dverg.
Illustrasjon: Copyright University of Warwick/Mark Garlick

Les mer om sammensmeltende hvite dverger

Kunstnerisk fremstilling av to hvite dverger som sirkler mot hverandre og snart kommer til å smelte sammen. Under sirklingen blir det sendt ut gravitasjonsbølger (vist som spiralmønster).
Illustrasjon: CfA

Kunstnerisk fremstilling av to hvite dverger som har sirklet så nær hverandre at materiale har begynt å strømme fra den ene stjernen og over på den mest masserike dvergen.
Illustrasjon: David A. Aguilar (CfA)

Type II supernovaer – eksplosjoner utløst av kjernekollaps

Stjerner som blir dannet med masse over ca. 9 eller 10 solmasser, ender trolig sine liv i form av supernova-eksplosjoner. Dette skjer ved at trykket i kjernen blir for lavt til å klare å bære både seg selv og vekten av resten av stjernen. Det kan være en rekke grunner til at dette inntreffer:

Oversikt over mulige kilder til ulike typer kjernekollaps-supernovaer beregnet for masserike stjerner uten rotasjon. Med rotasjon kan resultatene blir annerledes (se nedenfor). Etter Wikipedia og Heger, A.; Fryer, C. L.; Woosley, S. E.; Langer, N.; Hartmann, D. H. (2003). "How Massive Single Stars End Their Life". Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. Metallisitet er et mål for andelen av grunnstoffer tyngre enn helium og betegnes med Z.

Legg merke til at noen av disse supernovaene som skyldes kjernekollaps klassifiseres som type I og ikke II. Tidligere mente man at alle kjernekollapser forårsaket supernovaer av type II, men fordi en del stjerner mister de ytre lagene med hydrogen (og delvis også helium) før eksplosjonen blir de i stedet spektroskopisk klassifisert som type I.

Det finnes langt færre stjerner med virkelig stor masse enn med mer moderat masse, og fenomenene på de siste linjene i tabellene forekommer derfor sjelden. Men supernovaer, og trolig de som skyldes stjerner med veldig stor masse, er så lyssterke at de kan observeres selv på virkelig stor avstand i kosmos. Dermed vil en del sjeldne eksplosjoner også bli observert, men som regel på stor avstand.

Tyngdekreftene inne i kjernen er mest ekstreme i kollapsende jernkjerner. Der kan lagene som faller innover nå hastigheter på opptil 70 000 km/s (0,23c)!

Tettheten i den innerste delen av kjernen kan nå 10¹⁵ g/cm³ og temperaturen 100 milliarder grader – denne delen av kjernen er da en proto-nøytronstjerne.

Skjematisk fremstilling av hvordan kjernen til en masserik stjerne kollapser og forårsaker en supernova-eksplosjon.
a: Gjentatte fusjonsprosesser i en stjerne med stor masse har dannet lag på lag med tyngre grunnstoffer innover mot den innerste delen av kjernen som består av jern.
b: Jernkjernen når Chandrasekhars masse og begynner å kollapse: de ytre delene av kjernen (sorte piler) beveger seg med supersonisk hastighet (og er sjokkpåvirket) mens den tettere indre kjernen (hvite piler) beveger seg saktere enn lokal lydhastighet.
c: Den indre kjernen blir presset sammen til nøytroner, og gravitasjonsenergien omdannes til nøytrinoer.
d: Innfallende materiale spretter ut igjen fra kjernen og danner en utadgående sjokkbølge (rødt).
e: Sjokkbølgen begynner å stanse siden kjernefysiske prosesser som den utløser krever energi, men revitaliseres av vekselvirkninger med nøytrinoer.
f: Materiale utenfor den indre kjernen blir blåst av og etterlater en knøttliten, degenerert rest.
Illustrasjon: R.J. Hall. Redrawn in Inkscape by Magasjukur2 /Wikipedia

Årsak til kollaps

Kollapsene til kjerner i masserike stjerner er ekstremt kompliserte prosesser som involverer bl.a. svært mye partikkel-fysikk, kvantemekanikk, kjernefysikk og annen fysikk som ikke er fullt forstått og som bare kan undersøkes i detalj ved hjelp av omfattende datamodelleringer, helst i flere dimensjoner for å være mest mulig realistiske. Dette er også årsaken til at forskerne etter mange tiår fortsatt sliter med å forstå og forklare supernovaer.

Men skjematisk utløses kjernekollapsene av et av følgende fenomener:

Elektroninnfangning i degenererte kjerner av O+Ne+Mg: Tettheten i kjernen er høy i forhold temperaturen, og elektronene er degenerte og står derfor for det aller meste av trykket. Når tettheten har økt til et visst nivå, blir elektronene presset inn i kjernene, og trykket blir plutselig altfor lavt til å holde stjernen oppe. Den første observerte supernovaen av denne typen ble trolig oppdaget i mars 2018.

Jernkjerner: Fusjon av jern fra grunnstoffer i silisium-gruppen er den siste prosessen en masserik stjerne kan utnytte for å frigjøre energi og dermed vedlikeholde trykket i kjernen. Når alt materialet i kjernen er omdannet til jern, blir derfor trykket for lavt og kjernen kollapser. Ekstremt intens produksjon av nøytrinoer på grunn av den svært høye temperaturen og tettheten i kjernen tapper kjernen effektivt for energi og trykk siden nøytrinoer som regel passerer uhindret ut av stjernen.

Par-instabilitet: Når temperaturen er svært høy samtidig som tettheten er moderat, dannes store mengder av elektron-positron-par fra den elektromagnetiske strålingen i kjernen (som hovedsakelig består av oksygen). Dermed fjernes fotoner, strålingstrykket som er avgjørende i denne type stjerner avtar, og kjernen kollapser. Mer informasjon om par-instabilitetssupernovaer

Fotodisintegrasjon: Svært høye temperaturer i kjernen forårsaker at den elektromagnetiske strålingen blir så energirik at den kan splitte atomkjerner. Slik fotodisintegrasjon fjerner energi fra gassen (prosessen er den motsatte av fusjonsprosessene som frem til nå har frigjort energien som fikk stjernen til å holde seg oppe), trykket blir for lavt og en kollaps begynner.

Når tyngdekreftene (som virker innover) blir sterkere enn trykket (som virker utover), kollapser stjernens kjerne.
Illustrasjon: NASA/CXC/M. Weiss

Supernovatyper ut ifra stjernens opprinnelige masse og sammensetning (metallisitet)
Illustrasjon: Wikipedia /  A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann: How massive single stars end their life. The Astrophysical Journal, 591:288–300, 2003 July 1

Rester etter masserike stjerner som funksjon av masse og metallisitet.
Illustrasjon: Wikipedia /  A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, D. H. Hartmann: How massive single stars end their life. The Astrophysical Journal, 591:288–300, 2003 July 1

Kompliserende faktorer:

Massen til en stjerne har frem til ganske nylig blitt ansett som den viktigste faktoren som bestemmer stjernens skjebne, men de senere årene har man forstått at flere faktorer kan være svært viktige:

• Tette dobbeltstjerner med masseoverføring. I tette dobbeltstjernesystem kan masse overføres frem og tilbake mellom komponentene, danne en felles kappe eller forårsake andre kompliserende faktorer. Se også over i forbindelse med supernova type Ia.

  

  Kunstnerisk fremstilling av stjerne som får tilført masse fra ledsager som har blitt en rød kjempe.
  Illustrasjon: A. M. Geller

  
  

• Rotasjon: Mange stjerner med stor masse har hurtig rotasjon, og i slike stjerner foregår en rekke, kompliserende fenomen, blant annet endring av energitransport, sammensetning, magnetfelt og massetap i forhold til stjerner som roterer langsomt.

  

  Illustrasjon av den hurtig roterende stjernen Achernar i stjernebildet Eridanus (Floden)
  Illustrasjon: Fred the Oyster /Wikipedia

  
  

• Kjemisk sammensetning: Den såkalte metallisiteten er svært viktig. Som nevnt over er dette et mål for andelen av grunnstoffer tyngre enn helium og betegnes med Z. I Solen er Z=0,02 (omtrentlig, tallet har blitt omdiskutert i senere år). Stjerner med høy metallisitet mister mer masse enn stjerner med lav metallisitet, utvikler seg derfor annerledes og får et annet sluttresultat.

Hypernovaer

De siste 40 årene har ulike definisjoner av hypernovaer blitt benyttet, men nå mener de fleste forskerne supernovaer der den kinetiske energien til gassen som blir blåst ut i rommet er minst 10⁴⁵ joule, dvs. minst 10 ganger energien fra en typisk kjernekollaps-supernova. Ofte roterer den eksploderende stjernen raskt og forårsaker en ikke-sfærisk eksplosjon der store energimengder blir utløst langs objektets rotasjonspoler, gjerne i form av jet-stråler med hastigheter på opptil 99 % av lyshastigheten. Slike eksplosjoner knyttes til spesielle undertyper supernovaer av type Ic og langvarige gammaglimt.

Den elektromagnetiske energien som frigjøres varierer fra energier som er normale for Ic-supernovaer og opp til noen av de mest lyssterke supernovaene som er kjent.

Gammaglimt i seg selv er et av de mest energirike fenomenene vi kjenner og kan observeres ut til store kosmologiske avstander – mye større avstander enn supernovaer. Dersom de fleste langvarige gammaglimt skyldes hypernovaer, vil denne typen eksplosjoner i virkeligheten være langt kraftigere enn en «standard» kjernekollaps-supernova!

Mer om hypernovaer

Fra nært hold ville kanskje en hypernova og et gammaglimt sett slik ut. Ekstreme stråler av gass spruter ut av en intenst het stjerne som kort etter kommer til å bli blåst i filler som følge av sjokkbølger fra kjernen.
Illustrasjon: Dana Berry, SkyWorks Digital
Klikk her for å se en film av det som skjer i kjernen av stjernen. Dypt inne i midten av den døende Wolf-Rayet-stjernen virvler stoffet rundt og klemmes sammen til en pannekake. I midten dannes et sort hull, og to gass-stråler skyter ut fra kjernen med over 1 milliard km/t!
Animasjon: McFadyen og Woosley
Klikk her for å se en film av det som skjer når gass-strålen presser seg ut mot overflaten og skyter ut i rommet Et gammaglimt har oppstått!
Animasjon: Dana Berry, SkyWorks Digital

Mer om gammaglimt

Nukleosyntese – hvordan grunnstoffene er dannet

Supernovaer produserer og slynger store mengder med tunge grunnstoffer ut i rommet slik at de kan inngå i nye generasjoner av stjerner og planeter. Karbon, oksygen, jern og andre grunnstoffer i kroppene våre stammer faktisk fra minst to tidligere generasjoner med stjerner. Det er derfor vanlig å si at vi alle består av stjernestøv!

Nedenfor vises hovedkildene til de ulike grunnstoffene:

Slik har grunnstoffene blitt til!
Illustrasjon: Jennifer Johnson, Ohio State University / Sannes & Ødegaard

Klikk på “Liker” og få melding når nye saker legges ut!

MER INFORMASJON

astroevents.no: Flere artikler om stjerner

astroevents.no: Artikler om gammaglimt

astroevents.no: Artikler om sorte hull