supernova i stjernebilledet Cassiopeia. Omkringliggende materiale plus fortsat udsendelse af EM-stråling spiller begge en rolle for restens fortsatte belysning. NASA, ESA og Hubble Heritage STScI/AURA) -ESA/Hubble-samarbejdet. Anerkendelse: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) og James Long (ESA/Hubble)
Skab en stjerne, der er massiv nok, og den vil ikke gå ud med en klynken, som vores sol gør, og den vil brænde jævnt i milliarder og atter milliarder af år, før den trækker sig sammen til en hvid dværg. I stedet vil dens kerne kollapse og føre til en løbsk fusionsreaktion, der sprænger de ydre dele af stjernen i luften i en supernovaeksplosion, alt imens det indre kollapser ned til enten en neutronstjerne eller et sort hul. Det er i hvert fald den konventionelle visdom. Men hvis din stjerne er massiv nok, får du måske slet ikke en supernova. En anden mulighed er direkte kollaps, hvor hele stjernen bare forsvinder og danner et sort hul. En anden mulighed er en hypernova, som er langt mere energisk og lysstærk end en supernova, og som slet ikke efterlader nogen rest af kernen. Hvordan vil de mest massive stjerner af alle ende deres liv? Her er, hvad videnskaben har at sige indtil videre.
synlig i røntgenstråler, radio og infrarøde bølgelængder. Det kræver en stjerne, der er mindst 8-10 gange så massiv som Solen, at gå i supernova og skabe de nødvendige tunge grundstoffer, som universet har brug for for at have en planet som Jorden. Røntgenstråler: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; infrarødt: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Alle stjerner fusionerer brint til helium i deres kerne, når de fødes første gang. Sollignende stjerner, røde dværgstjerner, der kun er få gange større end Jupiter, og supermassive stjerner, der er titusinder eller hundreder af gange så massive som vores, gennemgår alle denne første fase af kernereaktionen. Jo mere massiv en stjerne er, jo varmere bliver dens kernetemperatur, og jo hurtigere brænder den sit nukleare brændstof af. Når en stjernes kerne løber tør for brint til at fusionere, trækker den sig sammen og opvarmes, hvor den – hvis den bliver varm og tæt nok – kan begynde at fusionere endnu tungere grundstoffer. Sollignende stjerner vil blive varme nok til at smelte helium til kulstof, når brintforbrændingen er afsluttet, men det er slut i Solen. Man skal bruge en stjerne, der er omkring otte (eller mere) gange så massiv som vores Sol, for at gå videre til næste fase: kulstoffusion.
dens omgivende tåge, er en af tusindvis af Mælkevejsstjerner, der kunne være vores galakses næste supernova. Den er også meget, meget større og mere massiv, end man ville kunne danne i et univers, der kun indeholder brint og helium, og den er måske allerede i gang med den kulstofforbrændende fase af sit liv. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Hvis din stjerne er så massiv, er du dog bestemt til noget rigtigt kosmisk fyrværkeri. I modsætning til de sollignende stjerner, der forsigtigt blæser deres ydre lag af i en planetarisk tåge og trækker sig sammen til en (kulstof- og iltrig) hvid dværg, eller de røde dværge, der aldrig når heliumforbrænding og blot trækker sig sammen til en (heliumbaseret) hvid dværg, er de mest massive stjerner bestemt til en kataklysmisk begivenhed. Oftest, især i spektrets lavere masseende (~20 solmasser og derunder), fortsætter kernetemperaturen med at stige, efterhånden som fusionen overgår til tungere grundstoffer: fra kulstof til ilt- og/eller neonforbrænding og derefter op i det periodiske system til magnesium-, silicium- og svovlforbrænding, som kulminerer i en kerne af jern, kobolt og nikkel. Da fusionering af disse grundstoffer ville koste mere energi, end man vinder, er det her kernen imploderer, og herfra man får en kerne-kollaps-supernova.
liv, der kulminerer i en Supernova af type II. Nicole Rager Fuller for NSF
Det er en strålende, spektakulær afslutning for mange af de massive stjerner i vores univers. Af alle de stjerner, der skabes i dette univers, er mindre end 1 % massive nok til at opnå denne skæbne. Efterhånden som man kommer op i højere og højere masse, bliver det sjældnere og sjældnere at få en så stor stjerne. Omkring 80 % af stjernerne i universet er røde dværgstjerner: kun 40 % af Solens masse eller mindre. Solen selv er mere massiv end ca. 95 % af alle stjerner i universet. Nattehimlen er fuld af usædvanligt klare stjerner: de er de letteste for det menneskelige øje at se. Ud over den nedre grænse for supernovaer findes der imidlertid stjerner, som er mange dusinvis eller endog hundrede gange så tunge som vores Sol. De er sjældne, men kosmisk set er de ekstremt vigtige. Årsagen er, at supernovaer ikke er den eneste måde, hvorpå disse massive stjerner kan leve-eller-dø.
supernovarest, der opstod for tusinder af år siden. Hvis fjerne supernovaer befinder sig i mere støvede miljøer end deres nutidige modstykker, kan det kræve en korrektion af vores nuværende forståelse af mørk energi. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN og NOAO/AURA/NSF
Først og fremmest har mange massive stjerner udstrømninger og ejektaer. Med tiden, når de nærmer sig enten slutningen af deres liv eller slutningen af et bestemt fusionsstadie, er der noget, der får kernen til kortvarigt at trække sig sammen, hvilket igen får den til at varme op. Når kernen bliver varmere, øges hastigheden af alle typer af kernefusion, hvilket fører til en hurtig stigning i den energi, der skabes i en stjernes kerne. Denne energiforøgelse kan blæse store mængder masse afsted og skabe en begivenhed, der er kendt som en supernovaimpost: den er lysere end enhver normal stjerne og forårsager tab af materiale for op til titusindvis af solmasser. Stjernen Eta Carinae (nedenfor) blev en supernova-efterligner i det 19. århundrede, men i den tåge, som den skabte, brænder den stadig væk og venter på sin endelige skæbne.
udløste et gigantisk udbrud, der spyttede mange solers masse af materiale ud i det interstellare medium fra Eta Carinae. Stjerner med høj masse som denne i metalrige galakser, som vores egen, udstøder store dele af massen på en måde, som stjerner i mindre, mindre metalrige galakser ikke gør. Nathan Smith (University of California, Berkeley) og NASA
Så hvad vil den endelige skæbne være for en stjerne, der er mere massiv end 20 gange så massiv som vores sol? Tja, der er tre muligheder, og vi er ikke helt sikre på, hvilke betingelser der kan drive hver af dem. Den ene er en supernova, som vi allerede har diskuteret. Enhver ultra-massiv stjerne, der mister nok af de “ting”, som den består af, kan nemt blive en supernova, hvis den samlede stjernestruktur pludselig falder ned i det rigtige masseområde. Men der er to andre masseområder – og igen er vi usikre på, hvad de nøjagtige tal er – som giver mulighed for to andre udfald. Begge må eksistere; de er allerede blevet observeret.
massiv stjerne, ca. 25 gange Solens masse, der har blinket ud af tilværelsen, uden supernova eller anden forklaring. Direkte kollaps er den eneste rimelige kandidatforklaring. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Direkte kollaps af sorte huller. Når en stjerne bliver en supernova, imploderer dens kerne og kan enten blive til en neutronstjerne eller et sort hul, afhængigt af dens masse. Men så sent som sidste år observerede astronomer for første gang, at en stjerne med 25 solmasser bare forsvandt. Stjerner forsvinder ikke bare uden et tegn, men der er en fysisk forklaring på, hvad der kunne være sket: Stjernens kerne holdt op med at producere nok strålingstryk udadtil til at opveje tyngdekraftens tiltrækning indadtil. Hvis det centrale område bliver tæt nok, med andre ord, hvis nok masse bliver komprimeret i et lille nok volumen, vil man danne en begivenhedshorisont og skabe et sort hul. Og hvis man laver et sort hul, kan alt andet blive trukket ind i det.
fremhævet af massive, kortlivede, lyse blå stjerner. Inden for kun ca. 10 millioner år vil de fleste af de mest massive eksplodere i en supernova af type II … eller de kan simpelthen kollapse direkte. ESO / VST-undersøgelse
Direkte kollaps blev teoretiseret til at ske for meget massive stjerner, over måske 200-250 solmasser. Men den nylige forsvinden af en sådan stjerne med lav masse har sat spørgsmålstegn ved alt dette. Måske forstår vi ikke stjernernes indre så godt, som vi tror, og måske er der flere måder, hvorpå en stjerne simpelthen kan implodere helt og aldeles og blinke ud af tilværelsen uden at kaste nogen nævneværdig mængde stof af sig. Hvis dette er tilfældet, kan dannelse af sorte huller via direkte kollaps være langt mere almindeligt, end vi tidligere havde forventet, og det kan være en meget fin måde for universet at opbygge sine supermassive sorte huller på fra ekstremt tidlige tider. Men der er et andet resultat, der går i den helt modsatte retning: at sætte et lysshow op, der er langt mere spektakulært end det, som en supernova kan byde på.
Det hele kunne blive sprængt i stykker og ikke efterlade nogen rester overhovedet! NASA / Skyworks Digital
Hypernovaeksplosioner. Disse begivenheder, der også er kendt som superluminøse supernovaer, er langt lysere og viser meget anderledes lyskurver (mønsteret med lysning og aftagende lys) end alle andre supernovaer. Den førende forklaring bag dem er kendt som parinstabilitetsmekanismen. Når man kollapser en stor masse – noget, der er hundredtusindvis til mange millioner gange så stort som hele vores planet – i et lille rumfang, afgiver den en enorm mængde energi. Hvis vi lavede en stjerne, der var massiv nok, f.eks. over 100 gange så massiv som Solen, ville den energi, den afgav, i teorien være så stor, at de enkelte fotoner kunne dele sig i par af elektroner og positroner. Elektroner kender du, men positroner er antistofmodstykker til elektroner, og de er meget specielle.
proces, som astronomerne mener udløste den hypernova-begivenhed, der er kendt som SN 2006gy. Når der produceres fotoner med tilstrækkelig høj energi, vil de skabe elektron/positron-par, hvilket forårsager et trykfald og en løbsk reaktion, der ødelægger stjernen. NASA/CXC/M. Weiss
Når positroner findes i store mængder, vil de uundgåeligt kollidere med eventuelle tilstedeværende elektroner. Dette sammenstød resulterer i en annihilation af dem begge og producerer to gammastrålefotoner med en meget specifik, høj energi. Hvis positron- (og dermed gammastråle-) produktionshastigheden er lav nok, forbliver stjernens kerne stabil. Men hvis produktionen af gammastråler er hurtig nok, vil alle disse overskydende 511 keV-fotoner opvarme kernen. Med andre ord, hvis du begynder at producere disse elektron-positronpar med en vis hastighed, men din kerne kollapser, vil du begynde at producere dem hurtigere og hurtigere … og fortsætte med at varme kernen op! Og det kan man ikke gøre i det uendelige; det fører til sidst til den mest spektakulære supernovaeksplosion af alle: en parinstabilitets-supernova, hvor hele stjernen med en masse på over 100 solceller sprænges i luften!
Det betyder, at der er fire mulige udfald, der kan opstå af en supermassiv stjerne:
- en neutronstjerne og gassen fra en supernovarest, fra en supernova med lav masse,
- et sort hul og gassen fra en supernovarest, fra en supernova med højere masse,
- et meget massivt sort hul uden rest, fra det direkte kollaps af en massiv stjerne,
- eller gassen fra en rest alene, fra en hypernovaeksplosion.
massiv stjerne i de sidste stadier, før supernovaen, af siliciumforbrænding. Et Chandra-billede (til højre) af Cassiopeia A-supernovarest i dag viser grundstoffer som jern (i blå), svovl (grøn) og magnesium (rød). Men dette har måske ikke været uundgåeligt. NASA/CXC/M.Weiss; Røntgen: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Når vi ser en meget massiv stjerne, er det fristende at antage, at den vil gå i supernova, og at der vil blive et sort hul eller en neutronstjerne tilbage. Men i virkeligheden er der to andre mulige udfald, som er blevet observeret, og som sker ret ofte på kosmisk skala. Forskerne arbejder stadig på at forstå, hvornår hver af disse begivenheder finder sted og under hvilke betingelser, men de sker alle sammen. Næste gang du ser på en stjerne, der er mange gange så stor og har samme masse som vores Sol, skal du ikke tænke “supernova” som en selvfølge. Der er masser af liv tilbage i disse objekter, og der er også mange muligheder for deres undergang. Vi ved, at vores observerbare univers startede med et brag. For de mest massive stjerners vedkommende er vi stadig ikke sikre på, om de ender med det ultimative brag, hvor de ødelægger sig selv fuldstændigt, eller den ultimative klynken, hvor de kollapser fuldstændigt ned i en gravitationel afgrund af intethed.
Følg mig på Twitter. Tjek mit websted eller nogle af mine andre værker her.