supernova

Resterne af den supernova, som Tycho Brahe observerede i 1572, blev i 2003 fotograferet af NASAs Chandra X-ray Observatory, som efter opsendelse med rumfærgen Columbia blev placeret i kredsløb om Jorden i 1999. Farverne på billedet angiver energien af røntgenstrålingen og dermed temperaturen i resterne af supernovaen; blå farve, som ses i det ydre lag, svarer til størst energi, og omsat til temperatur betydet det, at elektronerne i det yderste lag, som udsender røntgenstrålingen, har en temperatur på ca. 20 mio. grader. Rød og grøn farve i det indre svarer til elektroner med en temperatur på ca. 10 mio. grader. Den højere temperatur på overfladen er skabt af en chokbølge, som opstår, fordi supernovaresten ekspanderer med supersonisk hastighed (ca. 3000 km/s). Efter en standardteori ville chokbølgen være langt foran den øvrige del af stoffet, men det forhold, at chokbølgen bremses på overfladen, har ført forskerne til at antage, at en stor del af chokbølgens energi afgives til atomkerner, der accelereres til hastigheder nær lysets. Disse atomkerner formodes at være en af de væsentligste kilder til den kosmiske stråling, der rammer Jordens atmosfære med ekstremt høje energier.

.
Licens: Begrænset anvendelse

En supernova er en enorm stjerneeksplosion, der opstår, fordi en stjernes kerne pludselig kollapser. hvis lysudsendelse i nogle dage eller uger kan overstråle hele den galakse, supernovaen befinder sig i.

Faktaboks

Etymologi
af super- og latin nova (stella) 'ny (stjerne)', af novus 'ny'.

Under supernovaeksplosionen bliver store dele af stjernens stjernens masse blæst væk, og tilbage er kun en lille kompakt stjerne. Afhængig af den oprindelige stjernes masse, vi denne kompakte kerne være en neutronstjerne eller et sort hul.

Denne meget kraftige supernovaeksplosion sker i et begrænset antal stjerner hen mod slutningen af deres livscyklus.

Observerede supernovaer

Billedet tv. er optaget før stjernen, der er markeret med pilen, eksploderede som supernovaen SN 1987A. Billedet th. er optaget i februar 1987, da supernovaen var tæt på at have sin største lysstyrke. SN 1987A, som befandt sig ca. 170.000 lysår væk i Den Store Magellanske Sky, var den første supernova, der kunne studeres i detaljer i hele det elektromagnetiske spektrum, og hvis neutrinoudsendelse kunne måles, hvilket har givet værdifulde oplysninger om supernovaers udvikling.

.
Licens: Begrænset anvendelse

I ældre kinesiske optegnelser har man kunnet identificere flere supernovaer, bl.a. en i 1054. Særlig berømt er Tycho Brahes supernova fra 1572. Keplers supernova observeret i 1604 er den sidst kendte supernova i Mælkevejssystemet.

I vore dage opdages et par hundrede supernovaeksplosioner hvert år i fjerne galakser. I en typisk galakse som Mælkevejssystemet forventes cirka en supernova pr. århundrede, men støv og gas i galaksens skive kan forhindre, at den kan observeres fra Jorden.

Supernovaer – hovedkategorier

Supernovaer opdeles i to hovedkategorier, type I og II, karakteriseret ved hhv. mangel på eller forekomst af brintlinjer i stjernens spektrum. Disse typer opdeles yderligere i en række undertyper. Begge hovedtyper spiller en vigtig rolle for dannelse og spredning af grundstoffer i rummet.

Type II-supernovaer

Type II-supernovaer opstår, når stjerner, som er mere end 5-8 gange tungere end Solen, har gennemløbet deres fusionsprocesser op til dannelse af nikkel og jern i den centrale kerne. Herefter er det ikke energetisk favorabelt at fusionere yderligere.

Stjernens kerne kollapser

Stjernens centrale energiproduktion falder, trykket mindskes, og gravitationen får på mindre end 1 sekund den centrale kerne på cirka 1,4 solmasser til at kollapse fra en radius større end Jordens til en radius på ca. 10 km.

Efter supernovaeksplosionen er der kun en meget kompakt stjerne tilbage. Afhængig af den oprindelige stjernes masse vil det tilbageværende være en neutronstjerne eller et sort hul.

Kraftig eksplosion

Under kollapset omdannes protoner til neutroner pga. elektronindfangning i kernerne, og når radius er ca. 10 km, er neutrongassen så tæt, at den bremser yderligere kollaps og skubber tilbage på de omgivende lag, således at en chokbølge breder sig ud i stjernen og får det resterende stof med en masse på flere gange Solens til at slynges ud med en hastighed på over 10.000 km/s.

Neutronstjerne eller sort hul

Den ekspanderende gaståge udsender kraftigt lys og holdes varm af radioaktive kerners henfald i tågen. Tilbage i centrum findes efter eksplosionen en neutronstjerne (der evt. kan observeres som en pulsar) eller — hvis den oprindelige stjerne er meget tung (mere end 20 solmasser) — et sort hul.

Omkring 99% af energien i en supernovaeksplosion af type II udsendes som neutrinoer, hvilket blev bekræftet, da man detekterede en snes neutrinoer fra SN 1987A.

Type Ib- og Ic-supernovaer

Det formodes at type Ib- og Ic-supernovaer dannes på samme måde som type II-supernovaer, blot har de eksploderende stjerner her allerede inden supernovaeksplosionen bortkastet deres yderste lag af brint (type Ib) og helium (type Ic). Dette er enten sket på grund af en kraftig stjernevind eller gennem vekselvirkning med en anden stjerne i et dobbeltstjernesystem.

Type Ia-supernovaer

Type Ia-supernovaer minder i lysudsendelse noget om type II, da også de holdes varme af radioaktive henfald, men eksplosionsmekanismen er en helt anden: En hvid dværg, som i et dobbeltstjernesystem har fået overført så meget gas fra følgestjernen, at den til sidst når over cirka 1,4 solmasser.

Stjernen bliver ustabil og undergår en hurtig fusionskæde fra kulstof og ilt til nikkel og jern, hvorefter den eksploderer som følge af den voldsomme energifrigivelse. Opdagelsen af mange Type Ia-supernovaer på kosmologisk store afstande spiller en vigtig rolle for bestemmelsen af Universets dynamiske udvikling.

Disse studier tyder på, at den kosmologiske konstant er forskellig fra nul.

Historiske observationer af supernovaer

Alle observationer af historiske supernovaerne har befundet sig i Mælkevejssystemet.

Særlig berømt er Tycho Brahes supernova fra 1572. Brahe observerede denne nøje, og ud fra den nye stjernes konstante position påviste han, at der var tale om et fænomen længere borte end Månen — et brud med troen på den uforanderlige stjernesfære.

år i stjerne-billedet tilsyneladende størrelsesklasse1 varighed optegnelser supernovarest
1851 Kentauren –8 8 el. 20 mdr. kinesiske RCW 86 (?)
3932 Skorpionen –1 8 mdr. kinesiske CTB 37A/B (?)
1006 Ulven –8 til –10 flere år kinesiske, japanske, koreanske, arabiske, europæiske PKS 1459-41
1054 Tyren –5 22 mdr. kinesiske, japanske, arabiske Krabbetågen
11812 Cassiopeia 0 6 mdr. kinesiske, japanske 3C58 (?)
1572 Cassiopeia –4 18 mdr. kinesiske, koreanske, europæiske Brahe (3C10)
1604 Slangebæreren –2,5 12 mdr. kinesiske, koreanske, europæiske

Kepler (3C358)

1Tvivlsom; den eneste kendte optegnelse omhandler muligvis en komet. 2Sandsynlig, men ikke sikkert etableret.

Vedrørende kolonne 3, tilsyneladende størrelsesklasse: Jo mere negativ størrelsesklassen er, jo klarere lyser supernovaen set fra Jorden. Den klareste stjerne på nattehimlen, Sirius, har tilsyneladende størrelsesklasse –1,86; fuldmånen har tilsyneladende størrelsesklasse –12,7.

Læs mere i Den Store Danske

Kommentarer (4)

skrev René Fléron

Hej Peter,

Der mangler et r i bremses:
"...men det forhold, at chokbølgen bemses på overfladen, har ført forskerne til at antage..."

mvh,
René

Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.

eller registrer dig

Fagansvarlig for Stjerneudvikling

Peter Thejll
Ph.D., seniorforsker, Danmarks Meteorologiske Institut