Supernova

Från Rilpedia

Hoppa till: navigering, sök
Wikipedia_letter_w.pngTexten från svenska WikipediaWikipedialogo_12pt.gif
rpsv.header.diskuteraikon2.gif
icon_anmal.gif
rp-wp-sv.gif
Resterna efter Keplers supernova, SN 1604

En supernova är en exploderande stjärna. Supernovorna hör till de våldsammaste händelserna i universum. I en supernova utvecklas oerhörda mängder energi, som lämnar reststjärnan i form av enorma neutrinoflöden, gasmassor och strålning, vilket gör att de under en viss tid kan lysa upp till hundra miljarder gånger starkare än vår sol. Det är lika mycket som lyskraften i en hel galax. En supernova inträffar dock inte särskilt ofta, man brukar säga att i en typisk galax inträffar detta ungefär en gång vart femtonde år. De flesta supernovorna är dock dolda av stoft och gas och kan inte observeras. I Vintergatan räknar man med ungefär tre synliga supernovor per tusen år.

Om en supernova skulle bildas inom 100 - 200 ljusår från jorden kan detta innebära jordens undergång. Nu finns det dock inga tecken på att någon av stjärnorna inom det området är på väg att bli en supernova på länge.

Den senaste supernovan man har kunnat se med blotta ögat inträffade år 1987 i det Stora magellanska molnet och var mycket viktig för forskningen kring supernovorna. Supernovan döptes till SN 1987A. Stjärnan som exploderade var av typ II och dog endast 10 miljoner år gammal, vilket är ganska lite om man jämför med att man räknar med att solen beräknas bli 10 miljarder år gammal.

Innehåll

Typer och orsaker

Man brukar klassificera supernovor i olika varianter beroende på vilka ämnen som finns med i deras ljusspektra. Huvudkriteriet är huruvida ljuset från supernovan innehåller en viss typ av absorptionslinjer för väte som kallas Balmer-serien. Supernovor vars spektra saknar dessa linjer (och som alltså är fattiga på väte) kallas typ I, och de som uppvisar sådana kallas typ II. Typ I indelas vidare i tre undervarianter beroende på vilka andra ämnen som istället är närvarande: Typ Ia, som innehåller en linje för kisel (Si II på 6150 Å); typ Ib, som innehåller en linje för helium (He I på 5776 Å), och typ Ic, som inte innehåller någon av dessa eller bara en svag heliumlinje.

Typ I är oftast förekommande där det finns äldre stjärnor och i dubbelstjärnesystem och de ökar snabbt i ljusstyrka för att sedan avta i ljusstyrka i flera månader. Supernovor av typ II kommer ur massiva yngre stjärnor.

Den mest accepterade teorin om orsaken till supernovor av typ Ia är att de kommer ur dubbelstjärnor, där materia förs över från den ena, normala, stjärnan till en följeslagare som är en kompakt vit dvärg. I den vita dvärgen startas då termonukleära reaktioner som får denna att explodera våldsamt.

Inuti en massiv, utvecklad stjärna (a) undergår de lök-strukturerade skalen av olika grundämnen fusion, vilket bildar en järnkärna (b) som når Chandrasekhar-massan och börjar kollapsa. Den inre delen av kärnan är sammanpressad till neutroner (c), vilket får infallande material att studsa ut (d) och bilda en shock-front som rör sig utåt (röd). Shocken börjar överstegra (e), men den blir åter-uppiggad av neutrino-växelverkan. Det omgivande materialet kastas iväg (f), och lämnar bara en degenererad rest.

Supernovor av typ II, och troligtvis också av typ Ib och Ic, anses inträffa i mycket massiva yngre stjärnor, då bränslet i form av väte och helium i stjärnans inre har tagit slut. Man räknar med att det krävs en stjärna med minst fem gånger större massa än solens. Så länge fusionen fortgår produceras strålning, som trycker de yttre lagren utåt. Det uppstår skal av kol och närmast tyngre grundämnen en lökformad struktur, som håller balans mellan strålningstrycket utåt och gravitationen inåt. När bränslet börjar ta slut, upphör fusionen och därmed strålningen. Den kraftmätning som pågått i årmiljoner, och länge varit så jämn, nalkas nu sitt hastiga slut, när gravitationen tar överhanden. Då faller enorma mängder materia in mot centrum, och en neutronstjärna bildas. Om det handlar om en extremt stor stjärna bildas ett svart hål. Den infallande materian har mycket stor kinetisk energi. Partiklarna pressas så nära inpå varandra att den starka kärnkraftens attraktion mellan dem gör sig gällande. Detta är en sorts fusion i kolossalformat. Partiklarna förlorar därmed mycket potentiell energi, som omvandlas till ytterligare kinetisk energi, så att temperaturen stiger till miljarder grader Celsius. Efter några timmar inträffar en explosion som blåser bort allt utom neutronstjärnan i mitten. En termonukleär chock, en detonationsvåg, rusar förbi det expanderande molnet av resterna av den stora stjärnan. Detta gör att de lättare atomerna fusionerar och det uppstår ett ljussken, som är flera miljarder gånger starkare än det som kommer från solen.

Astronomer har nyligen upptäckt ett märkligt undantag vid undersökning av en bild från teleskopet Hubble. En stjärna i kluster NGC 1818 i Stora Magellanska molnet, som tidigare ha varit en stjärna med motsvarande 7,6 solmassor, har istället för att explodera som supernova utvecklats till en vit dvärg. Denna upptäckt kommer sannolikt att tvinga astronomerna att revidera massgränsen som används för bestämning av supernovauppkomst till ett högre värde.

Kärnreaktioner

Forskare och fysiker tror att de tyngsta grundämnena inte kan bildas på annat sätt än vid en supernovaexplosion. Här handlar det om atomer tyngre än järn, till exempel guld. Det är på grund av att dessa tyngre atomkärnor inte kan bildas förrän vid enorma temperaturer, hundratals miljarder grader Celsius. Dessa temperaturer uppnås endast vid supernovaexplosioner.

De grundämnen som är viktiga för livet, som syre och kol, kan bildas i stjärnor, men för deras spridning i rymden spelar supernovorna en viktig roll.

Kända supernovor

Det är relativt länge sedan (över 400 år) en supernova exploderade i Vintergatan. De mest kända supernovorna man sett genom tiderna inträffade år 1054, den som bildade Krabbnebulosan, år 1572, Tycho Brahes supernova, och år 1604, Keplers nova. Tychos supernova syntes i 1,5 år, även i dagsljus .

Supernovorna benämns nedan med de årtal vid vilka de iakttogs.

  • 1006 – Extremt ljusstark supernova. Den observerades i Egypten, Irak, Italien, Schweiz, Kina, Japan, och eventuellt Frankrike och Syrien.
  • 1054 – Uppkomsten av Krabb-nebulosan beskrevs av Kinesiska astronomer och möjligen också av amerikanska indianer.
  • 1572 – Supernovan i Cassiopeia observerades av Tycho Brahe. Det är från hans bok De Nova Stella vi har fått ordet "nova".
  • 1604 – Supernovan (Keplers stjärna) i stärngruppen Ormbäraren, observerades av Johannes Kepler. Det är den senaste supernova som observerats i Vintergatan, jordens galax.
  • 1885 – Denna supernova i Andromedagalaxen upptäcktes av Ernst Hartwig.
  • 1987 – Supernova i Stora Magellanska molnet, observerades inom några timmar efter att det första ljuset från den hade kommit fram till Jorden. Med den fick man för första gången möjlighet att testa de moderna teorierna om hur supernovor bildas. Här fick professor Koshiba även den första bekräftande observationen av neutrinoskuren från en supernova. Nobelpriset 2002 blev därmed också erkännandet av att neutrinoastronomi blivit ett nytt fönster mot universum.
  • SN 2005ap var den ljusstarkaste supernovan som detekterats och inträffade på ett avstånd av 4.7 miljarder ljusår från jorden.
  • SN 2008D upptäcktes av röntgenstrålning från kärnans kollaps, ett dygn innan dess synliga spektrum blev starkt.

Supernovan 1604 användes av Galileo Galilei som motbevis mot då gängse Aristoteliska föreställningar om att himlen (den himmelska sfären) är perfekt och oföränderlig.

Nya kandidater i Vintergatan

Nebulosan runt Wolf-Rayet-stjärnan WR124, som befinner sig på ett avstånd runt 21 000 ljusår.[1] NASA foto.

Flera större stjärnor i Vintergatan har föreslagits som möjliga supernovor inom de närmaste tusen till hundra millioner åren. De inbegriper Ro i Cassiopeja,[2] Eta Carinae,[3][4] RS i Ormbäraren,[5][6] VY i Stora hunden,[7] Betelgeuse, Antares och Spica.[8]

Många Wolf- Rayet-stjärnor, såsom Gamma i Seglet,[9] hålls också för möjliga föregångare till supernovaexplosion inom en "snar" framtid.

Den närmaste supernovakandidaten är IK i Pegasus (HR 8210), som befinner sig på endast 150 ljusårs avstånd. Denna täta binär består av en huvudseriestjärna, som alltså ännu inte utvecklats till en röd jätte, och en vit dvärg bara 31 miljoner  km därifrån. Dvärgens massa uppskattas motsvara 1,15 solmassor.[10] Det anses att vi har flera miljoner år på oss, innan den vita dvärgen kan samla på sig den kritiska massa som krävs för att den ska bli en Typ Ia supernova.[11][12]

Referenser och noter

  1. ↑ van der Sluys, Marc; Lamers, H. J. G. L. M. (2003). ”The dynamics of the Wolf-Rayet ring nebula M1-67”. Astronomical Institute, Utrecht. http://www.astro.uu.nl/~sluys/m1-67/. 
  2. ↑ Staff (January 31, 2003). ”The William Herschel telescope finds the best candidate for a supernova explosion”. Particle Physics and Astronomy Research Council. http://www.ing.iac.es/PR/press/ing12003.html. 
  3. ↑ van Boekel, R.; Schöller, M.; Herbst, T. (November 18, 2003). ”Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon”. European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO). http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-31-03.html. 
  4. ↑ Milan, Wil (March 7, 2000). ”Possible Hypernova Could Affect Earth”. space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html. 
  5. ↑ Than, Ker (July 19, 2006). ”Mystery of Explosive Star Solved”. space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060719_ophiuchi_nova.html. 
  6. ↑ Staff (July 25, 2006). ”Astronomers See Future Supernova Developing”. SpaceDaily. http://www.spacedaily.com/reports/Astronomers_See_Future_Supernova_Developing_999.html. 
  7. ↑ D. Weaver, R. Humphreys (January 8, 2007). ”Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts”. HubbleSite NewsCenter. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/03/full/. Läst 2007-01-16. 
  8. ↑ ”Supernova Remnants and Neutron Stars”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. August 2, 2005. http://chandra.harvard.edu/resources/faq/sources/snr/snr-5.html. 
  9. ↑ Kaler, Jim. ”Regor”. University of Illinois. http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/regor.html. 
  10. ↑ W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron (1999). "The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638". Astronomical Society of the Pacific 105 (690): 841–847. 
  11. ↑ Samuel, Eugenie (May 23, 2002). ”Supernova poised to go off near Earth”. New Scientist. http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn2311. 
  12. ↑ S. Y. Tzekova et al (2004). ”IK Pegasi (HR 8210)”. ESO. http://www.eso.org/outreach/eduoff/edu-prog/catchastar/CAS2004/casreports-2004/rep-310/. 

Se även

Externa länkar

Hämtad från "https://sv.rilpedia.org/wiki/Supernova"
Personliga verktyg