Supernovor

En supernova är en högst spektakulär händelse som inträffar när mer kärnenergi inte kan utvinnas genom att öka temperatur och tryck i centrum av en stjärna samt att storleken hos denna massa överskrider chandrasekharmassan. Detta är fallet när en stor stjärna genom kiselförbränning har bildat så mycket järn att massan är lika med chandrasekhargränsen (typ II).

Under själva supernovan kan lika mycket energi alstras på en bråkdel av en sekund genom gravitationell sammandragning som stjärnan har gjort under miljontals år av kärnsyntes. Den exploderande stjärnan kan under en kort tid vara lika ljusstark som resten av galaxen den ligger i. Samtidigt ger den ifrån sig tiotalet gånger mer rörelseenergi och hundratalet gånger mer energi iform av neutriner.

Sammandragningen av kärnan möjliggör för delar av stjärnan att kastas ut i rymden med hög hastighet och berika det interstellära mediet med stora mängder anrikade grundämnen som både bildats under tiden på huvudserien och vid själva supernovan.

Supernovor är näst efter hypernovor, d v s sammansmältandet av två svarta hål eller neutronstjärnor, de mest effektutvecklande händelserna som kan ske i universum. Supernovorna är dessutom betydligt vanligare och sker ungefär en gång per år i en galax.

Typer av supernovor

Det finns två huvudtyper av supernovor. Dels stjärnor med ovanligt stor massa som kollapsar när järnkärnan överstiger Chandrasekhargränsen (typ II) och dels när en vit dvärgstjärna ingår i ett dubbelstjärnepar med en annan stjärna som har kommit ur huvudserien och till följd av expansionen förlorar så mycket material till den vita dvärgen att den överstigen chandrasekhargränsen (typ I).

Typ II supernovorna var från början uppkallad i tre underklasser av Fritz Zwicky (1898-1974) som dessutom definierade supernovor av klass III, IV och V.

Supernova SN1987A var av typ I. Typ I supernovorna är kraftigare än typ II. Typ I supernovor är indelade i tre underklasser, nämligen Ia, Ib och Ic. Vilken underklass som typ I supernovan tillhör beror huvudsakligen på tillståndet hos den icke degenererade stjärnan. Se Supernova Taxonomy för mer information om supernovatyper.

En supernova inträffar

Nu skall vi studera hur en supernova av typ II går till. Största delen av informationen om händelseförloppet är återgivet ur "How a Supernova Explodes".

Det som har hänt i kunskapen om supernovor sedan dess är att kollapsen är asymmetrisk i latitudled och att materian huvudsakligen strömmar ut via polerna eftersom stjärnan roterar extremt fort i slutdelen av kollapsen. Eftersom en supernova är en gravitationell kollaps så fås energin genom att materia faller till en lägre potential, d v s lägesenergi omvandlas till annan energi. Omvandlandet av gravitationsenergi är den mest effektiva energiformen. Eftersom det krävs mycket energi för att skicka ut materia kan endast en mindre del av den skickas ut i det interstellära mediet. Det är samtidigt i kärnan av stjärnan som de mest förädlade grundämnena finns. Dessa fås då ut genom i princip samma rotationsdrivna mekanism som skapar jeten hos kvasarer, protostjärnor m m.

Tiden innan supernovan

Stjärnan som vi skall studera hade 20 solmassor från början. Den har genomgått miljontals år på huvudserien av väteförbränning med kolcykeln i kärnan, hundratusentals år av heliumförbränning med trippelalfaprocessen, hundratals år med kolförbränning, entals år av neonförbränning och månader av syreförbränning. Elementsyntesen har nu fortgått till det stadium att kislet håller på att omvandlas till järn längst in i kärnan, ifrån mitten och utåt, likt en brinnande stubin. Omvandlingshastigheten är enorm med astronomiska mått sett för när kiselförbränningen kommer igång återstår bara dagar innan supernovan är ett faktum. Utanför kärnan befinner sig i detta ögonblick likt en lök skal av de ovan uppräknade elementsynteserna med utåt fallande temperatur. Av de 20 solmassorna återstår det nu bara ett par solmassor ty när heliumförbränningen startade så började massutkastningen som har kastat ut mer och mer material allt eftersom fusionen har fortgått.

Evolutionen av en massiv stjärna (Courtesy Thomas Weaver, Hans Bethe and Gerald Brown)
Kärnsyntesen för en massiv stjärna är en snabbt accelererande process mot allt högre densitet, högre temperatur och snabbare förbränning i slutet av stjärnans korta men hektiska liv. Periodernas längd är ungefärliga. (Courtesy Thomas Weaver, Hans Bethe & Gerald Brown).

Densitet och temperatur som funktion av  radie (Courtesy Bethe and Brown)
Densitet och temperatur i jättestjärnan före supernovan som funktion av massan innanför radien. Observera det stora fallet i densitet och temperatur i snittet där vätesyntesen pågår (Courtesy Bethe and Brown).

Fusionen av kisel till järn går nu i rasande fart i skiktet mellan järnet och kislet som snabbt rör sig utåt. Innanför skiktet finns bara järn som nu hindrar gravitationens tryck endast genom elektronernas degerationstryck. Eftersom kisel och järn har en större antal neutroner i förhållandet till antalet elektroner än vad som är fallet med kol och syre, som huvudsakligen finns i en vit dvärg, så är chandrasekhargränsen för järnkärnan mindre än de vanliga 1,44 solmassorna, troligtvis ca 1,3 solmassor.

Fritt fall

När järnkärnan har uppnått chandrasekhargränsen så kan inte elektronerna hålla emot längre utan ett fritt fall inträffar i kärnan - en supernova håller på att inträffa. Det fria fallet leder till att temperaturen ökar drastiskt. Detta innebär dock inte att det utåtriktade trycket ökar och det fria fallet bromsas utan snarare tvärtom eftersom när en del av järnkärnorna slås sönder så krävs det energi för att kunna göra det och denna tas från elektronerna. Resultatet blir att samtidigt som antalet partiklar blir större så blir deras medelenergi betydligt mindre och trycket minskar eftersom det är en kombination av partikelantal och energi per partikel.

Den snabbt ökande densiteten gör nu att elektroner börjar slås ihop med protoner och bildar en neutron samt en neutrino Elektroninfångning, s k elektroninfångning. Neutrinon försvinner omedelbart från stjärnan med nästan all energi. Att elektronerna försvinner leder till att det utåtriktade trycket minskar ytterligare och implosionen accelererar ytterligare. Dessutom så sjunker elektron till neutron kvoten från ca 0,44 till 0,39 vilket även innebär att chandrasekhargränsen minskar från ca 1,3 solmassor till 0,9 solmassor.

Neutronernas degenerationstryck ger sig inte till känna ännu eftersom entropin är så låg, trycket är för litet. Trycket kan inte heller öka genom fission av järnkärnor till fler partiklar som skulle utöva ett större tryck eftersom entropin är så låg. När densiteten överstiger ca 4*10^11 kg/dm^3 blir materien inte längre genomskinlig för neutrinostrålning utan de börjar istället absorberas och återemitteras vilket tar mycket längre tid för dem att ta sig ur kärnan.

Chandrasekhargränsen får nu en annan roll än att vara den största denererade massan som elektrontrycket kan upphålla. Den blir den största massan som kollapsar homologt, d v s som en enda kropp. Inuti den homologa delen är kollapshastigheten proportionell mot avståndet från centrum.

Studsen

När densiteten i kärnan uppnår ca 2,7*10^14 kg/dm3 blir densitet lika stor som den i en atomkärna och stjärnkärnan börjar beté sig som en jättelik atomkärna. En atomkärna är mycket svår att trycka ihop eftersom neutronernas degenerationstryck bestämmer här och för stjärnan innebär det att kollapsen av materien upphör. Dock inte ögonblickligen eftersom till och med kärnmateria går att trycka ihop. Enligt övertygande beräkningar går materien att trycka ihop som en gummiboll ungefär 2,5 ggr vid "maximum scrunch". Ljudvågor bildas och skickas ut från kärnan när materian träffar den.

Medan kollapshastigheten hos den homologa kärnan ökar proportionellt mot avståndet från centrum så minskar ljudhastigheten med ökande avstånd eftersom densiteten hos materien gör det. Längst in i kärnan är ljudhastigheten större än kollapshastigheten men vid den soniska radien har ljudhastigheten minskat och kollapshastigheten ökat så att ljudhastigheten är lika stor som kollapshastigheten. Detta sker ungefär på 50 kilometers radie. Följden blir att ljudvågorna stannar här på sin väg ut genom stjärnan. Det är även detta fenomén som gör att kärnan innanför är homolog och inte kan kommunicera med omgivningen. Chandrasekharradien borde därför vara identisk med den soniska radien.

Ljud- och infallshastighet som funktion av radien (Courtesy Bethe and Brown)
Ljud- och infallshastighet som funktion av radien. I den soniska punkten där ljud- och infallshastigheten är lika stora rör sig inte ljudvågorna längre utåt utan ackumuleras till en chockvåg (Courtesy Bethe and Brown).

Efter flera millisekunder (Chockvågen bildas, får fart och tappar fart)

Under någon millisekund så ansamlas ljudvågorna och byggs upp i den soniska punkten likt energi gör i membranparadigmet hos ett svart hål observerat oändligt långt bort. Kärnan studsar tillbaka och orsakar ännu mer ljudvågor som förenar sig med de övriga i soniska radien. Till slut så finns så mycket energi i radien att en chockvåg bildas. Till skillnad från en ljudvåg som alltid håller ljudhastigheten för mediet och som återställer mediet efter den har passerat så överstiger chockvågens hastighet ljudhastigheten och är destruktiv. Detta gör att chockvågen börjar sprida sig utåt med en hastighet på ca 40000 km/s, d v s ungefär en tiodel av ljusets.

Chockvågen tappar dock snabbt hastighet eftersom vågen leder till att atomerna splittras.

Efter flera sekunder (Chockvågen får ny fart av neutrinovinden)

Chockvågen stannar av p g a rörelseenergin går åt till att fusionera lättare grundämnen till järn. Densiteten hos mediet har dock avtagit så pass mycket att neutrinovinden lyckas få fart på chockvågen igen.

Efter flera minuter (Blandning av grundämnen)

Nu uppstår en blandning av grundämnen till följd av Rayleigh-Taylor instabilitet. Rayleigh-Taylor instabilitet är även centralt vid vätebomber och kan bl a observeras vid de videoupptagningar som har gjorts av vätebomber som sprängts i rymden utanför vår atmosfär. Neutrinovinden utåt är kraftig och hjälper grundämnena att röra sig utåt mer än annars vore fallet. Eftersom Bethe och Brown, samt nedanstående simulering, har räknat på en symmetrisk supernova kommer inte så mycket av ämnena ut oändligt långt ifrån supernovan. Det som krävs är en asymmetrisk kollaps där grundämnena sprutas ut vid polerna.

Supernova simulation (Courtesy Kifonidis et al - Max Planck Institut)
Ögonblicksbild av en simulerad supernova 1170 sekunder efter studsen. Radien hos simulationen är 2 miljoner kilometer och är baserad på en stjärna med 15 solmassor. Rayleigh-Taylor instabilitet orsakad av neutrinokonvektion gör att lökstrukturen hos stjärnan förstörs och de tyngre grundämnena som har bildats längre in i kärnan blandar sig med de yttre lagren. Den vänstra sidan visar densiteten hos materien och den högra densiteten hos syre, kisel samt nickel (Courtesy Kifonidis et al - Max Planck Institut).

Vätebombsexplosion (Från dokumentären "Trinity and beyond")
Foto av vätebombsexplosion utanför Jordens atmosfär visar tydliga tecken på Rayleigh-Taylor konvektion (Från dokumentären "Trinity and beyond").

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida