supernova i stjärnbilden Cassiopeia. Omgivande material plus fortsatt emission av EM-strålning spelar båda en roll för att lämningen fortsätter att lysa upp. NASA, ESA och Hubble Heritage STScI/AURA -ESA/Hubble-samarbetet. Tack: Robert A. Fesen (Dartmouth College, USA) och James Long (ESA/Hubble)
Skapa en stjärna som är tillräckligt massiv och den kommer inte att dö med ett gnäll som vår sol gör, utan kommer att brinna lugnt i miljarder och åter miljarder år innan den drar ihop sig till en vit dvärg. Istället kommer dess kärna att kollapsa, vilket leder till en överdriven fusionsreaktion som spränger stjärnans yttre delar i en supernovaexplosion, allt medan det inre kollapsar ner till antingen en neutronstjärna eller ett svart hål. Det är åtminstone den konventionella visdomen. Men om din stjärna är tillräckligt massiv kanske du inte får någon supernova alls. En annan möjlighet är direkt kollaps, där hela stjärnan bara försvinner och bildar ett svart hål. Ett annat alternativ är en så kallad hypernova, som är mycket mer energirik och ljusstark än en supernova och som inte lämnar någon kärnrest efter sig alls. Hur slutar de mest massiva stjärnorna av alla sina liv? Här är vad vetenskapen har att säga hittills.
synlig i röntgen-, radio- och infraröda våglängder. Det krävs en stjärna som är minst 8-10 gånger så massiv som solen för att gå in i en supernova och skapa de nödvändiga tunga grundämnen som universum behöver för att ha en planet som jorden. Röntgenstrålar: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al: Palomar: NSF/NRAO/VLA
Varje stjärna smälter väte till helium i sin kärna när den först föds. Solliknande stjärnor, röda dvärgar som bara är några gånger större än Jupiter och supermassiva stjärnor som är tiotals eller hundratals gånger så massiva som vår genomgår alla denna kärnreaktion i första skedet. Ju mer massiv en stjärna är, desto hetare blir dess kärntemperatur och desto snabbare bränner den igenom sitt kärnbränsle. När en stjärnas kärna får slut på väte att smälta drar den ihop sig och värms upp, där den – om den blir tillräckligt varm och tät – kan börja smälta ännu tyngre grundämnen. Solliknande stjärnor blir tillräckligt varma för att smälta helium till kol när vätgasförbränningen är avslutad, men det är slutet för solen. Det krävs en stjärna som är ungefär åtta (eller fler) gånger så massiv som vår sol för att gå vidare till nästa steg: kolfusion.
dess omgivande nebulosa, är en av tusentals stjärnor i Vintergatan som skulle kunna vara vår galax nästa supernova. Den är också mycket, mycket större och mer massiv än vad som skulle kunna bildas i ett universum som bara innehåller väte och helium, och den kan redan ha kommit in i det kolförbrännande skedet av sitt liv. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Om din stjärna är så massiv är du dock ämnad för några riktiga kosmiska fyrverkerier. Till skillnad från de solliknande stjärnor som försiktigt blåser av sina yttre skikt i en planetarisk nebulosa och drar ihop sig till en (kol- och syrerik) vit dvärg, eller de röda dvärgar som aldrig når heliumförbränning och helt enkelt drar ihop sig till en (heliumbaserad) vit dvärg, så är de mest massiva stjärnorna förutbestämda för en kataklysmisk händelse. Oftast, särskilt i den lägre massans ände (~20 solmassor och mindre) av spektrumet, fortsätter kärnans temperatur att stiga när fusionen övergår till tyngre grundämnen: från kol till syre och/eller neonbränning, och sedan uppåt i det periodiska systemet till magnesium-, kisel- och svavelbränning, som kulminerar i en kärna av järn, kobolt och nickel. Eftersom fusionen av dessa element skulle kosta mer energi än man vinner, är det här kärnan imploderar, och det är därifrån man får en supernova med kärnkollaps.
liv, som kulminerar i en supernova av typ II. Nicole Rager Fuller för NSF
Det är ett lysande, spektakulärt slut för många av de massiva stjärnorna i vårt universum. Av alla stjärnor som skapas i detta universum är mindre än 1 % tillräckligt massiva för att uppnå detta öde. När man kommer till högre och högre massor blir det alltmer sällsynt att få en så stor stjärna. Ungefär 80 % av stjärnorna i universum är röda dvärgstjärnor: endast 40 % av solens massa eller mindre. Själva solen är mer massiv än ungefär 95 % av stjärnorna i universum. Natthimlen är full av exceptionellt ljusstarka stjärnor: de som är lättast att se för det mänskliga ögat. Men bortom den nedre gränsen för supernovor finns det stjärnor som är dussintals eller till och med hundratals gånger så tunga som vår sol. De är sällsynta, men kosmiskt sett är de extremt viktiga. Anledningen är att supernovor inte är det enda sättet för dessa massiva stjärnor att leva eller dö.
supernovarester som inträffade för tusentals år sedan. Om avlägsna supernovor befinner sig i dammigare miljöer än deras moderna motsvarigheter kan detta kräva en korrigering av vår nuvarande förståelse av mörk energi. T.A. Rector/University of Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN och NOAO/AURA/NSF
För det första har många massiva stjärnor utflöden och utkast. Med tiden, när de närmar sig antingen slutet av sitt liv eller slutet av ett visst fusionsstadium, orsakar något att kärnan kortvarigt drar ihop sig, vilket i sin tur leder till att den värms upp. När kärnan blir varmare ökar hastigheten för alla typer av kärnfusion, vilket leder till en snabb ökning av den energi som skapas i en stjärnas kärna. Denna energiökning kan blåsa bort stora mängder massa och skapa en händelse som kallas en supernovaimpost: den är ljusstarkare än någon normal stjärna och orsakar förlust av material till ett värde av upp till tiotals solmassor. Stjärnan Eta Carinae (nedan) blev en supernovaimpostor på 1800-talet, men i den nebulosa som den skapade brinner den fortfarande, i väntan på sitt slutgiltiga öde.
fällde ett gigantiskt utbrott, som spydde ut material till ett värde av många solars värde i det interstellära mediet från Eta Carinae. Stjärnor med hög massa som denna i metallrika galaxer, som vår egen, kastar ut stora fraktioner av massa på ett sätt som stjärnor i mindre galaxer med lägre metallhalt inte gör. Nathan Smith (University of California, Berkeley) och NASA
Vad blir det slutliga ödet för en stjärna som är mer massiv än 20 gånger vår sol? Tja, det finns tre möjligheter, och vi är inte helt säkra på vilka förhållanden som kan driva var och en av dem. En är en supernova, som vi redan har diskuterat. Varje ultramassiv stjärna som förlorar tillräckligt mycket av de ”saker” som den består av kan lätt bli en supernova om den totala stjärnstrukturen plötsligt hamnar i rätt massområde. Men det finns två andra massområden – och återigen är vi osäkra på vad de exakta siffrorna är – som möjliggör två andra utfall. Båda måste finnas; de har redan observerats.
massiv stjärna, ungefär 25 gånger solens massa, som har blinkat ut ur existensen, utan supernova eller annan förklaring. Direkt kollaps är den enda rimliga förklaringen. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Direkt kollapsande svarta hål. När en stjärna blir en supernova imploderar dess kärna och kan antingen bli en neutronstjärna eller ett svart hål, beroende på massan. Men så sent som förra året observerade astronomer för första gången att en stjärna med 25 solmassor bara försvann. Stjärnor försvinner inte helt enkelt utan tecken, men det finns en fysikalisk förklaring till vad som kan ha hänt: stjärnans kärna slutade att producera tillräckligt mycket strålningstryck utåt för att balansera gravitationens dragning inåt. Om det centrala området blir tillräckligt tätt, med andra ord om tillräckligt mycket massa komprimeras i en tillräckligt liten volym, kommer man att bilda en händelsehorisont och skapa ett svart hål. Och om man skapar ett svart hål kan allt annat dras in.
som är framhävd av massiva, kortlivade, ljusblå stjärnor. Inom bara cirka 10 miljoner år kommer majoriteten av de mest massiva att explodera i en supernova av typ II… eller så kan de helt enkelt direkt kollapsa. ESO / VST-undersökning
Direkt kollaps var en teori om att den skulle inträffa för mycket massiva stjärnor, bortom kanske 200-250 solmassor. Men när en sådan stjärna med låg massa nyligen försvann har allt detta ifrågasatts. Kanske förstår vi inte stjärnkärnornas inre så bra som vi tror, och kanske finns det flera sätt för en stjärna att helt enkelt implodera helt och hållet och blinka ut ur existensen, utan att kasta ut någon märkbar mängd materia. Om så är fallet kan bildandet av svarta hål via direkt kollaps vara mycket vanligare än vad vi tidigare hade förväntat oss, och det kan vara ett mycket snyggt sätt för universum att bygga upp sina supermassiva svarta hål från extremt tidiga tider. Men det finns ett annat resultat som går i helt motsatt riktning: att sätta upp en ljusshow som är mycket mer spektakulär än vad en supernova kan erbjuda.
hela saken skulle kunna sprängas sönder och inte lämna någon kvarleva alls! NASA / Skyworks Digital
Hypernovaexplosioner. Dessa händelser, som även kallas superluminösa supernovor, är mycket ljusare och uppvisar mycket annorlunda ljuskurvor (mönstret av ljusning och avklingning) än alla andra supernovor. Den främsta förklaringen bakom dem är den så kallade parinstabilitetsmekanismen. När man kollapsar en stor massa – något hundratusentals till många miljoner gånger massan av hela vår planet – i en liten volym avger den en enorm mängd energi. I teorin skulle energin från en stjärna som är tillräckligt massiv, till exempel mer än 100 gånger så massiv som solen, vara så stor att de enskilda fotonerna skulle kunna delas upp i par av elektroner och positroner. Elektroner känner du till, men positroner är elektronernas antimateriella motsvarigheter och de är mycket speciella.
process som astronomer tror utlöste den hypernovahändelse som kallas SN 2006gy. När tillräckligt energirika fotoner produceras kommer de att skapa elektron/positronpar, vilket orsakar ett tryckfall och en överstyrd reaktion som förstör stjärnan. NASA/CXC/M. Weiss
När positroner finns i stor mängd kommer de oundvikligen att kollidera med alla närvarande elektroner. Denna kollision resulterar i annihilation av båda, vilket ger upphov till två gammastrålefotoner med en mycket specifik, hög energi. Om positronproduktionen (och därmed gammastrålningen) är tillräckligt låg förblir stjärnans kärna stabil. Men om produktionen av gammastrålar är tillräckligt snabb kommer alla dessa 511 keV-fotoner i överskott att värma upp kärnan. Med andra ord, om du börjar producera dessa elektron-positronpar med en viss hastighet, men din kärna kollapsar, kommer du att börja producera dem snabbare och snabbare… och fortsätta att värma upp kärnan! Och du kan inte göra detta i all oändlighet; det orsakar så småningom den mest spektakulära supernovaexplosionen av alla: en parinstabil supernova, där hela stjärnan med över 100 solmassor sprängs i bitar!
Detta innebär att det finns fyra möjliga utfall som kan uppstå från en supermassiv stjärna:
- en neutronstjärna och gasen från en supernovarest, från en supernova med låg massa,
- ett svart hål och gasen från en supernovarest, från en supernova med högre massa,
- ett mycket massivt svart hål utan rest, från den direkta kollapsen av en massiv stjärna,
- eller gasen från enbart en rest, från en hypernovaexplosion.
massiv stjärna i slutskedet, före supernova, av kiselförbränning. En Chandra-bild (till höger) av Cassiopeia A:s supernovarest idag visar grundämnen som järn (i blått), svavel (grönt) och magnesium (rött). Men detta var kanske inte oundvikligt. NASA/CXC/M.Weiss; Röntgen: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
När vi ser en mycket massiv stjärna är det frestande att anta att den kommer att gå i supernova och att ett svart hål eller en neutronstjärna blir kvar. Men i verkligheten finns det två andra möjliga utfall som har observerats och som inträffar ganska ofta på kosmisk skala. Forskarna arbetar fortfarande med att förstå när var och en av dessa händelser inträffar och under vilka förhållanden, men de inträffar alla. Nästa gång du tittar på en stjärna som är många gånger större och har samma massa som vår sol, tänk inte ”supernova” som en självklarhet. Det finns mycket liv kvar i dessa objekt, och många möjligheter till deras undergång också. Vi vet att vårt observerbara universum började med en smäll. När det gäller de mest massiva stjärnorna är vi fortfarande inte säkra på om de slutar med den ultimata smällen, där de förstör sig själva helt och hållet, eller med det ultimata gnällandet, där de kollapsar helt och hållet i en gravitationell avgrund av tomhet.
Följ mig på Twitter. Kolla in min webbplats eller några av mina andra arbeten här.