takket være massetab, så slutter stjerner med Startmasser op til mindst 8 msun (og måske endnu mere) sandsynligvis deres liv som hvide dværge. Men vi ved, at stjerner kan have masser så store som 150 (eller flere) msun. De har en anden slags død i vente for dem. Som vi vil se, dør disse stjerner med et brag.

nuklear Fusion af tunge grundstoffer

efter at helium i dets kerne er opbrugt (se udviklingen af mere Massive stjerner), tager udviklingen af en massiv stjerne et væsentligt andet forløb end stjerner med lavere masse. I en massiv stjerne er vægten af de ydre lag tilstrækkelig til at tvinge kulstofkernen til at trække sig sammen, indtil den bliver varm nok til at smelte kulstof til ilt, neon og magnesium. Denne cyklus af sammentrækning, opvarmning og tænding af et andet nukleart brændsel gentages flere gange. Når hvert af de mulige nukleare brændstoffer er opbrugt, sammentrækkes kernen igen, indtil den når en ny temperatur, der er høj nok til at smelte stadig tungere kerner. Produkterne fra carbon fusion kan yderligere omdannes til silicium, svovl, calcium og argon. Og disse elementer, når de opvarmes til en stadig højere temperatur, kan kombineres for at producere jern. Massive stjerner gennemgår disse faser meget, meget hurtigt. I virkelig massive stjerner kan nogle fusionsstadier mod slutningen kun tage måneder eller endda dage! Dette er langt fra de millioner af år, de bruger i hovedsekvensfasen.

på dette stadium af dens udvikling ligner en massiv stjerne en løg med en jernkerne. Når vi kommer længere væk fra centrum, finder vi skaller med faldende temperatur, hvor nukleare reaktioner involverer kerner med gradvis lavere masse—silicium og svovl, ilt, neon, kulstof, helium og endelig brint (Figur 1).

Figur 1: struktur af en gammel massiv stjerne. Lige før dens endelige gravitationskollaps ligner kernen i en massiv stjerne en løg. Jernkernen er omgivet af lag af silicium og svovl, ilt, neon, kulstof blandet med noget ilt, helium og endelig brint. Uden for kernen er sammensætningen hovedsageligt hydrogen og helium. (Bemærk, at dette diagram ikke er nøjagtigt at skalere, men kun er beregnet til at formidle den generelle ide om, hvordan en sådan stjerne ville være.) (kredit: ændring af arbejde fra ESO, digitaliseret Sky Survey)

men der er en grænse for, hvor længe denne proces med opbygning af elementer ved fusion kan fortsætte. Fusionen af silicium til jern viser sig at være det sidste trin i sekvensen af ikke-eksplosiv elementproduktion. Indtil dette tidspunkt har hver fusionsreaktion produceret energi, fordi kernen i hvert fusionsprodukt har været lidt mere stabilt end kernerne, der dannede det. Som beskrevet i solen: Et atomkraftværk, lette kerner opgiver noget af deres bindende energi i processen med at smelte sammen til mere tæt bundne, tungere kerner. Det er denne frigjorte energi, der opretholder det udadvendte Tryk i kernen, så stjernen ikke kollapser. Men af alle de kendte kerner er jern den mest tætbundne og dermed den mest stabile.

du tænker måske på situationen som denne: alle mindre kerner vil “vokse op” for at være som jern, og de er villige til at betale (producere energi) for at bevæge sig mod det mål. Men jern er en moden kerne med god selvtillid, perfekt indhold er jern; det kræver betaling (skal absorbere energi) for at ændre sin stabile nukleare struktur. Dette er det nøjagtige modsatte af, hvad der hidtil er sket i hver nuklear reaktion: i stedet for at give energi til at afbalancere tyngdekraftens indadgående træk, ville eventuelle nukleare reaktioner, der involverer jern, fjerne noget energi fra stjernens kerne.

kan ikke generere energi, stjernen står nu over for katastrofe.

kollaps i en kugle af neutroner

når nukleare reaktioner stopper, understøttes kernen i en massiv stjerne af degenererede elektroner, ligesom en hvid dværg er. For stjerner, der begynder deres udvikling med masser på mindst 10 MSun, er denne kerne sandsynligvis hovedsageligt lavet af jern. (For stjerner med indledende masser i området 8 til 10 MSun er kernen sandsynligvis lavet af ilt, neon og magnesium, fordi stjernen aldrig bliver varm nok til at danne elementer så tunge som jern. Den nøjagtige sammensætning af stjernekernerne i dette masseområde er meget vanskelig at bestemme på grund af de komplekse fysiske egenskaber i kernerne, især ved de meget høje tætheder og temperaturer, der er involveret.) Vi vil fokusere på de mere massive jernkerner i vores diskussion.

mens der ikke genereres energi i stjernens hvide dværgkerne, forekommer der stadig fusion i skallerne, der omgiver kernen. Når skallerne afslutter deres fusionsreaktioner og holder op med at producere energi, falder asken fra den sidste reaktion på den hvide dværgkerne og øger dens masse. Som død af Lavmassestjerner viser, betyder en højere masse en mindre kerne. Kernen kan trække sig sammen, fordi selv en degenereret gas stadig for det meste er tom plads. Elektroner og atomkerner er trods alt ekstremt små. Elektronerne og kernerne i en stjernekerne kan være overfyldte i forhold til luften i dit værelse, men der er stadig masser af plads mellem dem.

elektronerne modstår først at blive overfyldt tættere sammen, og så krymper kernen kun en lille mængde. I sidste ende når jernkernen imidlertid en masse så stor, at selv degenererede elektroner ikke længere kan understøtte den. Når densiteten når 4 liter 1011 g / cm3 (400 milliarder gange vandtætheden), presses nogle elektroner faktisk ind i atomkernerne, hvor de kombineres med protoner for at danne neutroner og neutrinoer. Denne transformation er ikke noget, der er kendt fra hverdagen, men bliver meget vigtigt, da en sådan massiv stjernekerne kollapser.

Nogle af elektronerne er nu væk, så kernen kan ikke længere modstå den knusende masse af stjernens overliggende lag. Kernen begynder at krympe hurtigt. Flere og flere elektroner skubbes nu ind i atomkernerne, som i sidste ende bliver så mættede med neutroner, at de ikke kan holde fast i dem.

på dette tidspunkt presses neutronerne ud af kernerne og kan udøve en ny kraft. Som det er tilfældet for elektroner, viser det sig, at neutronerne stærkt modstår at være på samme sted og bevæge sig på samme måde. Den kraft, der kan udøves af sådanne degenererede neutroner, er meget større end den, der produceres af degenererede elektroner, så medmindre kernen er for massiv, kan de i sidste ende stoppe sammenbruddet.

dette betyder, at den kollapsende kerne kan nå en stabil tilstand som en knust kugle, der hovedsageligt er lavet af neutroner, som astronomer kalder en neutronstjerne. Vi har ikke et nøjagtigt tal (en “Chandrasekhar-grænse”) for den maksimale masse af en neutronstjerne, men beregninger fortæller os, at den øvre massegrænse for et legeme lavet af neutroner måske kun er omkring 3 MSun. Så hvis kernens masse var større end dette, ville selv neutron degeneration ikke være i stand til at stoppe kernen fra at kollapse yderligere. Den døende stjerne skal ende som noget endnu mere ekstremt komprimeret, som indtil for nylig blev antaget at være kun en mulig type objekt—tilstanden af ultimativ komprimering kendt som et sort hul (som er genstand for vores næste kapitel). Dette skyldes, at der ikke blev antaget nogen kraft, der kunne stoppe et sammenbrud ud over neutronstjernestadiet.

kollaps og eksplosion

når sammenbruddet af en højmassestjernes kerne stoppes af degenererede neutroner, reddes kernen fra yderligere ødelæggelse, men det viser sig, at resten af stjernen bogstaveligt talt sprænges fra hinanden. Sådan sker det.

sammenbruddet, der finder sted, når elektroner absorberes i kernerne, er meget hurtigt. 1 MSun, som oprindeligt var omtrent Jordens størrelse, kollapser til en diameter på mindre end 20 kilometer. Den hastighed, hvormed materialet falder indad, når en fjerdedel af lysets hastighed. Sammenbruddet stopper kun, når kernens densitet overstiger densiteten af en atomkerne (som er den tætteste form for stof, vi kender). En typisk neutronstjerne er så komprimeret, at vi for at duplikere dens densitet bliver nødt til at presse alle mennesker i verden til en enkelt sukkerterning! Dette ville give os en sukkerkubes værdi (en kubikcentimeter værd) af en neutronstjerne.den neutrondegenererede kerne modstår stærkt yderligere kompression og stopper pludselig sammenbruddet. Chokket af den pludselige rystelse indleder en chokbølge, der begynder at udbrede sig udad. Imidlertid er dette chok alene ikke nok til at skabe en stjerneeksplosion. Den energi, der produceres af det udstrømmende stof, absorberes hurtigt af atomkerner i de tætte, overliggende lag af gas, hvor det bryder kernerne op i individuelle neutroner og protoner.

vores forståelse af nukleare processer indikerer (som vi nævnte ovenfor), at hver gang en elektron og en proton i stjernens kerne fusionerer for at lave en neutron, frigiver fusionen en neutrino. Disse spøgelsesagtige subatomære partikler, introduceret i solen: et atomkraftværk, bærer noget af atomenergien væk. Det er deres tilstedeværelse, der lancerer den endelige katastrofale eksplosion af stjernen. Den samlede energi indeholdt i neutrinoerne er enorm. I det første sekund af stjernens eksplosion er kraften, der bæres af neutrinoerne (1046 vand), større end den kraft, som alle stjernerne udsender i over en milliard galakser.mens neutrinoer normalt ikke interagerer meget med almindeligt stof (vi beskyldte dem tidligere for at være ligefrem antisociale), er Stof nær midten af en kollapsende stjerne så tæt, at neutrinoerne interagerer med det til en vis grad. De deponerer noget af denne energi i stjernens lag lige uden for kernen. Denne enorme, pludselige tilførsel af energi vender disse lags infall og driver dem eksplosivt udad. Det meste af stjernens masse (bortset fra det, der gik ind i neutronstjernen i kernen) skubbes derefter udad i rummet. Som vi så tidligere, kræver en sådan eksplosion en stjerne på mindst 8 MSun, og neutronstjernen kan have en masse på højst 3 msun. Derfor kastes mindst fem gange massen af vores Sol ud i rummet i hver sådan eksplosiv begivenhed!

den resulterende eksplosion kaldes en supernova (figur 2). Når disse eksplosioner sker i nærheden, kan de være blandt de mest spektakulære himmelske begivenheder, som vi vil diskutere i næste afsnit. (Faktisk er der mindst to forskellige typer supernovaeksplosioner: den slags, vi har beskrevet, som er sammenbruddet af en massiv stjerne, kaldes af historiske grunde en type II supernova. Vi vil beskrive, hvordan typerne adskiller sig senere i dette kapitel).

tabel 1 opsummerer diskussionen hidtil om, hvad der sker med stjerner og substellære objekter af forskellige indledende masser i slutningen af deres liv. Som så meget af vores videnskabelige forståelse repræsenterer denne liste en statusrapport: det er det bedste, vi kan gøre med vores nuværende modeller og observationer. Massegrænserne svarende til forskellige resultater kan ændre sig noget, når modellerne forbedres. Der er meget, vi endnu ikke forstår om detaljerne om, hvad der sker, når stjerner dør.

Den Supernova, der Giver og den Supernova, der borttager

Efter en supernova eksplosion, vil de livet af en tung stjerne, der kommer til en ende. Men hver massiv stjernes død er en vigtig begivenhed i dens galakses historie. De elementer, der er opbygget ved fusion under stjernens liv, “genanvendes” nu i rummet af eksplosionen, hvilket gør dem tilgængelige for at berige den gas og støv, der danner nye stjerner og planeter. Fordi disse tunge elementer, der udstødes af supernovaer, er kritiske for dannelsen af planeter og livets oprindelse, er det rimeligt at sige, at uden massetab fra supernovaer og planetariske tåger, ville hverken forfatterne eller læserne af denne bog eksistere.

men supernovaeksplosionen har endnu et kreativt bidrag at gøre, en vi hentydede til i stjerner fra ungdom til alderdom, da vi spurgte, hvor atomerne i dine smykker kom fra. Supernovaeksplosionen producerer en oversvømmelse af energiske neutroner, der løber gennem det ekspanderende materiale. Disse neutroner kan absorberes af jern og andre kerner, hvor de kan blive til protoner. Således opbygger de elementer, der er mere massive end jern, herunder sådanne jordbaserede favoritter som guld og sølv. Dette er det eneste sted, vi ved, hvor så tungere atomer som bly eller uran kan fremstilles. Næste gang du bærer nogle Guldsmykker (eller giver nogle til din kæreste), skal du huske på, at disse guldatomer engang var en del af en eksploderende stjerne!

når supernovaer eksploderer, skubbes disse elementer (såvel som dem, stjernen lavede i mere stabile tider) ud i den eksisterende gas mellem stjernerne og blandes med den. Supernovaer spiller således en afgørende rolle i berigelsen af deres galakse med tungere elementer, hvilket blandt andet gør det muligt for de kemiske elementer, der udgør jordlignende planeter og livets byggesten, at blive mere almindelige som tiden går (figur 3).

figur 3: Kepler Supernova Remant. Dette billede viser de ekspanderende rester af en supernovaeksplosion, som først blev set for omkring 400 år siden af himmelvagter, herunder den berømte astronom Johannes Kepler. Det bobleformede hylster af gas og støv er nu 14 lysår bredt og ekspanderer med 2.000 kilometer i sekundet (4 millioner miles i timen). Resten udsender energi ved bølgelængder fra røntgenstråler (vist i blåt og grønt) til synligt lys (gult) og ind i infrarødt (rødt). Den ekspanderende skal er rig på jern, som blev produceret i stjernen, der eksploderede. Hovedbilledet kombinerer de individuelle enkeltfarvebilleder, der ses i bunden, til et billede med flere bølgelængder. supernovaer menes også at være kilden til mange af de højenergi kosmiske strålepartikler, der diskuteres i kosmiske stråler. Fanget af galaksens magnetfelt fortsætter partiklerne fra eksploderede stjerner med at cirkulere rundt om Mælkevejens store spiral. Forskere spekulerer i, at kosmiske stråler med høj hastighed, der rammer det genetiske materiale fra jordorganismer gennem milliarder af år, kan have bidraget til de stadige mutationer—subtile ændringer i den genetiske kode—der driver udviklingen af livet på vores planet. På alle de måder, vi har nævnt, har supernovaer spillet en rolle i udviklingen af nye generationer af stjerner, planeter og liv.

men supernovaer har også en mørk side. Antag, at en livsform har ulykken at udvikle sig omkring en stjerne, der tilfældigvis ligger nær en massiv stjerne, der er bestemt til at blive en supernova. Sådanne livsformer kan blive sluppet ud, når den hårde stråling og højenergipartikler fra nabostjernens eksplosion når deres verden. Hvis, som nogle astronomer spekulerer i, livet kan udvikle sig på mange planeter omkring langlivede (lavere masse) stjerner, så er egnetheden af dette livs egen stjerne og planet muligvis ikke alt, hvad der betyder noget for dets langsigtede udvikling og overlevelse. Livet kan godt have dannet sig omkring et antal behageligt stabile stjerner, der kun skal udslettes, fordi en massiv nærliggende stjerne pludselig gik supernova. Ligesom børn født i et krigsområde kan finde sig selv de uretfærdige ofre for deres voldelige kvarter, kan livet for tæt på en stjerne, der går supernova, blive bytte for at være født på det forkerte sted på det forkerte tidspunkt.

Hvad er en sikker afstand at være fra en supernovaeksplosion? Meget afhænger af volden i den bestemte eksplosion, hvilken type supernova det er (se udviklingen af binære stjernesystemer), og hvilket niveau af ødelæggelse vi er villige til at acceptere. Beregninger tyder på, at en supernova mindre end 50 lysår væk fra os helt sikkert ville afslutte alt liv på jorden, og at selv en 100 lysår væk ville have drastiske konsekvenser for strålingsniveauerne her. En mindre udryddelse af havdyr for omkring 2 millioner år siden på jorden kan faktisk have været forårsaget af en supernova i en afstand af omkring 120 lysår.

den gode nyhed er, at der i øjeblikket ikke er nogen massive stjerner, der lover at blive supernovaer inden for 50 lysår fra solen. (Dette skyldes dels, at de slags massive stjerner, der bliver supernovaer, generelt er ret sjældne.) Den massive stjerne tættest på os, Spica (i stjernebilledet Jomfruen), er omkring 260 lysår væk, sandsynligvis en sikker afstand, selvom den skulle eksplodere som en supernova i den nærmeste fremtid.

eksempel 1: ekstrem tyngdekraft

i dette afsnit blev du introduceret til nogle meget tætte objekter. Hvordan ville disse objekters tyngdekraft påvirke dig? Husk på, at tyngdekraften, F, mellem to legemer beregnes som

F=\frac{G{M}_{1}{M}_{2}}{{R}^{2}}

hvor G er gravitationskonstanten, 6,67 liter 10-11 Nm2/kg2, M1 og M2 er masserne af de to legemer, og R er deres adskillelse. Hvor A er accelerationen af en krop med masse M.

så lad os overveje situationen for en masse—sig, du—står på en krop, såsom jord eller en hvid dværg (hvor vi antager, at du vil bære en varmebestandig rumdragt). Du er M1, og den krop, du står på, er M2. Afstanden mellem dig og tyngdepunktet i kroppen, som du står på, er dens radius, R. Den kraft, der udøves på dig, er

F={M}_{1}\gange a={\mathrm{GM}}_{1}{M}_{2}/{R}^{2}

løsning for a, tyngdekraftens acceleration på den verden, vi får

g=\frac{\venstre(G\gange M\højre)}{{R}^{2}}

bemærk, at vi har erstattet det generelle symbol for acceleration, A, med det symbol, som forskere bruger til tyngdeacceleration, g.

sig, at en bestemt hvid dværg har Solens masse (2 lydende 1030 kg), men jordens radius (6,4 lydende 106 m). Hvad er tyngdeaccelerationen på overfladen af den hvide dværg?

Vis svar

tyngdeaccelerationen ved overfladen af den hvide dværg er

g\left (\tekst {hvid dværg} \ right)=\frac {\Left (G\times {M}_{\tekst{Sun}} \ right)} {{R} _ {\tekst{Earth}}{}^{2}}=\frac{\left (6.67 \ times {10}^{-11} {\tekst{m}}^{2} {\tekst {/kg s}}^{2} \ times 2 \ times {10}^{30} \ tekst{kg} \ right)} {{\left (6.4 \ times {10}^{6} \ tekst{m} \ right)}^{2}}=3.26\gange {10}^{6} {\tekst{m/s}}^{2}

Sammenlign dette med g på jordoverfladen, som er 9,8 m / s2.

Tjek din læring

Hvad er tyngdeaccelerationen på overfladen, hvis den hvide dværg har den dobbelte masse af Solen og kun er halvdelen af jordens radius?

Vis svar

g\left(\tekst{hvid dværg}\right)=\frac{\Left(G\times 2{M}_{\tekst{Sun}}\right)}{{\left(0.5{R}_{\tekst{Earth}}\right)}^{2}}=\frac{\venstre(6,67\gange {10}^{-11}{\tekst{m}}^{2}{\tekst{/Kg s}}^{2}\gange 4\gange {10}^{30}\tekst{kg}\højre)}{{\venstre(3,2\gange {10}^{6}\højre)}^{2}}=2.61 \ gange {10}^{7}{\tekst{m/s}}^{2}

nøglebegreber og Resume

i en massiv stjerne efterfølges hydrogenfusion i kernen af flere andre fusionsreaktioner, der involverer tungere grundstoffer. Lige før den udtømmer alle energikilder, har en massiv stjerne en jernkerne omgivet af skaller af silicium, svovl, ilt, neon, kulstof, helium og brint. Fusion af jern kræver energi (snarere end at frigive det). Hvis massen af en stjernes jernkerne overstiger Chandrasekhar-grænsen (men er mindre end 3 MSun), kollapser kernen, indtil dens densitet overstiger den for en atomkerne og danner en neutronstjerne med en typisk diameter på 20 kilometer. Kernen rebounds og overfører energi udad, blæser de ydre lag af stjernen i en type II supernova eksplosion.

ordliste

neutronstjerne: et kompakt objekt med ekstremt høj densitet sammensat næsten udelukkende af neutroner

type II supernova: en stjerneeksplosion produceret ved slutpunktet for udviklingen af stjerner, hvis masse overstiger omtrent 10 gange Solens masse