Supernova

Wikipedia

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 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.

[redigera] 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 mycket 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.

Supernovor av typ II, och troligtvis också av typ Ib och Ic, anses inträffa i mycket massiva stjärnor då bränslet i form av väte i stjärnans inre börjar ta 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 en balans mellan strålningstrycket utåt och gravitationen inåt. När vätet tar 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 chockvåg 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.

[redigera] "Alkemister"

Forskare och fysiker tror att de tyngsta atomslagen inte kan bildas på annat sätt än vid en supernovaexplosion. Här handlar det om atomslag tyngre än järn, till exempel guld. Det är på grund av att dessa tyngre atomslag 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.

[redigera] Senaste nytt

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.

Den senaste supernovan man har kunnat se med blotta ögat inträffade år 1987 och var mycket viktig för forskningen kring supernovorna. Supernovan döptes till SN1987A. 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.

[redigera] 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.

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