stjerner Med Startmasser Opp Til Minst 8 msun (Og Kanskje enda mer) slutter sannsynligvis livet som hvite dverger. Men vi vet at stjerner kan ha masser så store som 150 (Eller flere) MSun. De har en annen form for død i vente for dem. Som vi vil se, dør disse stjernene med et slag.

Kjernefysisk Fusjon av Tunge Grunnstoffer

etter at heliumet i kjernen er oppbrukt (Se Utviklingen Av Mer Massive Stjerner), tar utviklingen av en massiv stjerne en vesentlig annen kurs enn for stjerner med lavere masse. I en massiv stjerne er vekten av de ytre lagene tilstrekkelig til å tvinge karbonkjernen til å trekke seg sammen til den blir varm nok til å smelte karbon til oksygen, neon og magnesium. Denne syklusen av sammentrekning, oppvarming og tenning av et annet atombrensel gjentar flere ganger. Etter at hvert av de mulige kjernebrenslene er oppbrukt, samler kjernen igjen til den når en ny temperatur som er høy nok til å smelte tyngre kjerner. Produktene av karbonfusjon kan videre omdannes til silisium, svovel, kalsium og argon. Og disse elementene, når de oppvarmes til en fortsatt høyere temperatur, kan kombineres for å produsere jern. Massive stjerner går gjennom disse stadiene veldig, veldig raskt. I virkelig massive stjerner kan noen fusjonsstadier mot slutten bare ta måneder eller dager! Dette er langt fra de millioner av år de bruker i hovedsekvensstadiet.

På dette stadiet av evolusjonen ligner en massiv stjerne en løk med en jernkjerne. Når vi kommer lenger fra sentrum, finner vi skall med avtagende temperatur der kjernereaksjoner involverer kjerner med gradvis lavere masse—silisium og svovel, oksygen, neon, karbon, helium og til slutt hydrogen (Figur 1).

Figur 1: Struktur Av En Gammel Massiv Stjerne. Like før den endelige gravitasjonskollapsen ligner kjernen til en massiv stjerne en løk. Jernkjernen er omgitt av lag av silisium og svovel, oksygen, neon, karbon blandet med noe oksygen, helium og til slutt hydrogen. Utenfor kjernen er sammensetningen hovedsakelig hydrogen og helium. (Merk at dette diagrammet ikke er nøyaktig å skalere, men bare er ment å formidle den generelle ideen om hva en slik stjerne ville være.) (kreditt: modification of work BY ESO, Digitized Sky Survey)

Men det er en grense for hvor lenge denne prosessen med å bygge opp elementer ved fusjon kan fortsette. Sammensmeltingen av silisium til jern viser seg å være det siste trinnet i sekvensen av nonexplosive elementproduksjon. Opp til dette punktet har hver fusjonsreaksjon produsert energi fordi kjernen til hvert fusjonsprodukt har vært litt mer stabil enn kjernene som dannet den. Som diskutert I Solen: Et Kjernekraftverk, lette kjerner gir opp noe av sin bindende energi i ferd med å smelte inn i mer tett bundet, tyngre kjerner. Det er denne frigjorte energien som opprettholder det ytre trykket i kjernen slik at stjernen ikke faller sammen. Men av alle kjernene som er kjent, er jern den tettest bundet og dermed den mest stabile.Du kan tenke på situasjonen slik: alle mindre kjerner vil «vokse opp» for å være som jern, og de er villige til å betale (produsere energi) for å bevege seg mot det målet. Men jern er en moden kjerne med god selvtillit, perfekt innhold er jern; det krever betaling (må absorbere energi) for å endre sin stabile atomstruktur. Dette er det motsatte av hva som har skjedd i hver kjernereaksjon så langt: i stedet for å gi energi til å balansere gravitasjonskraften innover, vil eventuelle kjernereaksjoner som involverer jern fjerne noe energi fra kjernen av stjernen.

Kan ikke generere energi, stjernen står nå overfor katastrofe.

Kollapser til En Ball Av Nøytroner

når kjernereaksjoner stopper, støttes kjernen til en massiv stjerne av degenererte elektroner, akkurat som en hvit dverg er. For stjerner som begynner sin utvikling med masser på minst 10 MSun, er denne kjernen sannsynligvis hovedsakelig laget av jern. (For stjerner med innledende masse i området 8 Til 10 MSun, er kjernen sannsynligvis laget av oksygen, neon og magnesium, fordi stjernen aldri blir varm nok til å danne elementer så tunge som jern. Den nøyaktige sammensetningen av stjernekjernene i dette masseområdet er svært vanskelig å fastslå på grunn av de komplekse fysiske egenskapene i kjernene, spesielt ved de svært høye tetthetene og temperaturene som er involvert.) Vi vil fokusere på de mer massive jernkjernene i vår diskusjon.mens det ikke genereres energi i den hvite dvergkjernen til stjernen, oppstår det fortsatt fusjon i skjellene som omgir kjernen. Når skjellene fullfører fusjonsreaksjonene og slutter å produsere energi, faller asken av den siste reaksjonen på den hvite dvergkjernen, og øker massen. Som Død Av Lavmassestjerner viser, betyr en høyere masse en mindre kjerne. Kjernen kan trekke seg sammen fordi selv en degenerert gass fortsatt er stort sett tom plass. Elektroner og atomkjerner er tross alt ekstremt små. Elektronene og kjernene i en stjernekjerne kan være overfylt i forhold til luften i rommet ditt, men det er fortsatt mye plass mellom dem.elektronene motstår først å bli overfylt tettere sammen, og så krymper kjernen bare en liten mengde. Til slutt når jernkjernen en masse så stor at selv degenererte elektroner ikke lenger kan støtte den. Når tettheten når 4 × 1011 g / cm3 (400 milliarder ganger tettheten av vann), blir noen elektroner faktisk presset inn i atomkjernene, hvor de kombinerer med protoner for å danne nøytroner og nøytriner. Denne transformasjonen er ikke noe som er kjent fra hverdagen, men blir svært viktig da en slik massiv stjernekjerne kollapser.

Noen av elektronene er nå borte, så kjernen kan ikke lenger motstå knusemassen til stjernens overliggende lag. Kjernen begynner å krympe raskt. Flere og flere elektroner skyves nå inn i atomkjernene, som til slutt blir så mettede med nøytroner at de ikke kan holde fast på dem.

på dette punktet klemmes nøytronene ut av kjernene og kan utøve en ny kraft. Som det er sant for elektroner, viser det seg at nøytronene sterkt motstår å være på samme sted og beveger seg på samme måte. Kraften som kan utøves av slike degenererte nøytroner er mye større enn den som produseres av degenererte elektroner, så med mindre kjernen er for massiv, kan de til slutt stoppe sammenbruddet.dette betyr at den kollapsende kjernen kan nå en stabil tilstand som en knust ball laget hovedsakelig av nøytroner, som astronomer kaller en nøytronstjerne. Vi har ikke et eksakt tall (En «Chandrasekhar-grense») for maksimal masse av en nøytronstjerne, men beregninger forteller oss at den øvre massegrensen for en kropp laget av nøytroner kanskje bare er omtrent 3 MSun. Så hvis kjernens masse var større enn dette, ville ikke nøytron degenerasjon kunne stoppe kjernen fra å kollapse ytterligere. Den døende stjernen må ende opp som noe enda mer ekstremt komprimert—som til nylig ble antatt å være bare en mulig type objekt – tilstanden til ultimate komprimering kjent som et svart hull (som er gjenstand for vårt neste kapittel). Dette skyldes at ingen kraft ble antatt å eksistere som kunne stoppe et sammenbrudd utover nøytronstjernestadiet.

Kollaps og Eksplosjon

når en kjerne med høy masse stoppes av degenererte nøytroner, blir kjernen reddet fra ytterligere ødeleggelse, men det viser seg at resten av stjernen bokstavelig talt blåses fra hverandre. Slik skjer det.

kollapsen som finner sted når elektroner absorberes i kjernene, er veldig rask. På mindre enn et sekund kollapser en kjerne med en masse på ca 1 MSun, som opprinnelig var omtrent Jordens størrelse, til en diameter på mindre enn 20 kilometer. Hastigheten som materialet faller innover når en fjerdedel av lysets hastighet. Kollapsen stopper bare når tettheten av kjernen overskrider tettheten av en atomkjerne (som er den tetteste form for materie vi kjenner). En typisk nøytronstjerne er så komprimert at for å duplisere dens tetthet, må vi presse alle menneskene i verden inn i en enkelt sukkerbit! Dette vil gi oss en sukkerbit er verdt (en kubikkcentimeter er verdt) av en nøytronstjerne.

neutron degenererte kjerne motstår sterkt ytterligere kompresjon, og stopper plutselig sammenbruddet. Sjokket av den plutselige støt initierer en sjokkbølge som begynner å forplante utover. Men dette sjokket alene er ikke nok til å skape en stjerneeksplosjon. Energien som produseres av det utgående stoffet absorberes raskt av atomkjerner i de tette, overliggende lagene av gass, hvor den bryter opp kjernene i individuelle nøytroner og protoner.Vår forståelse av kjerneprosesser indikerer (som vi nevnte ovenfor) at hver gang et elektron og et proton i stjernens kjerne smelter sammen for å lage et nøytron, frigjør fusjonen et nøytrino. Disse spøkelsesaktige subatomære partiklene, introdusert I Solen: Et Atomkraftverk, bærer bort noe av atomenergien. Det er deres tilstedeværelse som lanserer den endelige katastrofale eksplosjonen av stjernen. Den totale energien som finnes i nøytrinene er enorm. I det første sekundet av stjernens eksplosjon er kraften som bæres av nøytrinene (1046 watt) større enn kraften som er slukket av alle stjernene i over en milliard galakser.mens nøytriner vanligvis ikke samhandler veldig mye med vanlig materie (vi tidligere anklaget dem for å være rett og slett antisosial), er saken nær sentrum av en kollapsende stjerne så tett at nøytrinene samhandler med det til en viss grad. De deponerer noe av denne energien i lagene av stjernen like utenfor kjernen. Denne enorme, plutselige energiinngangen reverserer innfallet av disse lagene og driver dem eksplosivt utover. Det meste av stjernens masse (bortsett fra det som gikk inn i nøytronstjernen i kjernen) blir så kastet ut i rommet. Som vi så tidligere, krever en slik eksplosjon en stjerne på minst 8 MSun, og nøytronstjernen kan ha en masse på maksimalt 3 MSun. Følgelig blir minst fem ganger Massen av Vår Sol kastet ut i rommet i hver slik eksplosiv hendelse!

den resulterende eksplosjonen kalles en supernova (Figur 2). Når disse eksplosjonene skjer i nærheten, kan de være blant de mest spektakulære himmelske hendelsene, som vi vil diskutere i neste avsnitt. (Faktisk er det minst to forskjellige typer supernovaeksplosjoner: den typen vi har beskrevet, som er sammenbruddet av en massiv stjerne, kalles av historiske årsaker en type II supernova. Vi vil beskrive hvordan typene varierer senere i dette kapitlet).

Tabell 1 oppsummerer diskusjonen så langt om hva som skjer med stjerner og substellare objekter av forskjellige innledende masser i slutten av livet. Som så mye av vår vitenskapelige forståelse representerer denne listen en fremdriftsrapport: det er det beste vi kan gjøre med våre nåværende modeller og observasjoner. Massegrensene som tilsvarer ulike utfall, kan endres noe ettersom modellene forbedres. Det er mye vi ennå ikke forstår om detaljene om hva som skjer når stjerner dør.

supernovaen gir og supernovaen tar bort

etter supernovaeksplosjonen, vil livet til en massiv, massiv, massiv, massiv, massiv star kommer til en slutt. Men døden til hver massiv stjerne er en viktig begivenhet i galaksenes historie. Elementene bygget opp av fusjon under stjernens liv, blir nå «resirkulert» i rommet ved eksplosjonen, noe som gjør dem tilgjengelige for å berike gassen og støvet som danner nye stjerner og planeter. Fordi disse tunge grunnstoffene som blir kastet ut av supernovaer er avgjørende for dannelsen av planeter og livets opprinnelse, er det rimelig å si at uten massetap fra supernovaer og planetariske tåker, ville verken forfatterne eller leserne av denne boken eksistere.Men supernovaeksplosjonen har enda et kreativt bidrag å gjøre, en vi refererte til I Stjerner fra Ungdom Til Alderdom da vi spurte hvor atomene i smykkene dine kom fra. Supernovaeksplosjonen produserer en flom av energiske nøytroner som tønner gjennom det ekspanderende materialet. Disse nøytronene kan absorberes av jern og andre kjerner hvor de kan bli protoner. Dermed bygger de opp elementer som er mer massive enn jern, inkludert slike jordbaserte favoritter som gull og sølv. Dette er det eneste stedet vi vet hvor slike tyngre atomer som bly eller uran kan gjøres. Neste gang du bære noen gull smykker (eller gi noen til kjæresten din), husk at disse gull atomer var en gang en del av en eksploderende stjerne!

når supernovaer eksploderer, blir disse grunnstoffene (så vel som de som stjernen laget i mer stabile tider) kastet ut i den eksisterende gassen mellom stjernene og blandet med den. Dermed spiller supernovaer en avgjørende rolle i å berike deres galakse med tyngre elementer, slik at blant annet de kjemiske elementene som utgjør jordlignende planeter og livets byggesteiner blir vanligere etter hvert som tiden går (Figur 3).

Figur 3: Kepler Supernova Remant. Dette bildet viser de ekspanderende resterne av en supernovaeksplosjon, som først ble sett for 400 år siden av sky watchers, inkludert Den berømte astronomen Johannes Kepler. Den bobleformede hylsen av gass og støv er nå 14 lysår bred og ekspanderer på 2000 kilometer per sekund (4 millioner miles per time). Resten avgir energi på bølgelengder Fra Røntgenstråler (vist i blått og grønt) til synlig lys (gult) og inn i infrarødt (rødt). Det ekspanderende skallet er rik på jern, som ble produsert i stjernen som eksploderte. Hovedbildet kombinerer de enkelte enkeltfargede bildene som ses nederst i ett bilde med flere bølgelengder. (kreditt: modification of work by NASA, ESA, R. Sankrit og W. Blair (Johns Hopkins University))

Supernovaer antas også å være kilden til mange av de kosmiske strålepartiklene med høy energi som diskuteres i Kosmiske Stråler. Fanget av Galaksens magnetfelt fortsetter partiklene fra eksploderte stjerner å sirkulere rundt Melkeveiens store spiral. Forskere spekulerer i at høyhastighets kosmiske stråler som rammer det genetiske materialet Til Jordorganismer over milliarder år, kan ha bidratt til de stadige mutasjonene—subtile endringer i den genetiske koden—som driver utviklingen av livet på vår planet. På alle måter vi har nevnt, har supernovaer spilt en rolle i utviklingen av nye generasjoner av stjerner, planeter og liv.

men supernovaer har også en mørk side. Anta at en livsform har ulykken å utvikle seg rundt en stjerne som tilfeldigvis ligger nær en massiv stjerne som er bestemt til å bli en supernova. Slike livsformer kan finne seg slukket når den harde strålingen og høyenergipartiklene fra nabostjernens eksplosjon når sin verden. Hvis, som noen astronomer spekulerer, livet kan utvikle seg på mange planeter rundt langlivede (lavere masse) stjerner, så egnetheten til at livets egen stjerne og planet kan ikke være alt som betyr noe for sin langsiktige utvikling og overlevelse. Livet kan godt ha dannet seg rundt en rekke positivt stabile stjerner, bare for å bli utryddet fordi en massiv nærliggende stjerne plutselig ble supernova. Akkurat som barn født i en krigssone kan finne seg de urettferdige ofrene for deres voldelige nabolag, kan livet for nær en stjerne som går supernova, bli bytte for å ha blitt født på feil sted til feil tid.

Hva er en sikker avstand å være fra en supernovaeksplosjon? Mye avhenger av volden til den spesielle eksplosjonen, hvilken type supernova det er (se Utviklingen Av Binære Stjernesystemer), og hvilket nivå av ødeleggelse vi er villige til å akseptere. Beregninger tyder på at en supernova mindre enn 50 lysår unna oss sikkert ville ende alt liv på Jorden, og at selv en 100 lysår unna ville ha drastiske konsekvenser for strålingsnivåene her. En mindre utryddelse av sjødyr for ca 2 millioner år siden på Jorden kan faktisk ha blitt forårsaket av en supernova i en avstand på ca 120 lysår.Den gode nyheten er at det for tiden ikke er noen massive stjerner som lover å bli supernovaer innen 50 lysår Av Solen. (Dette er delvis fordi de typer massive stjerner som blir supernovaer er generelt ganske sjeldne.) Den massive stjernen Nærmest Oss, Spica (i stjernebildet Jomfruen), er omtrent 260 lysår unna, sannsynligvis en sikker avstand, selv om den skulle eksplodere som en supernova i nær fremtid.

Ordliste

nøytronstjerne: et kompakt objekt med ekstremt høy tetthet består nesten utelukkende av nøytroner

type II supernova: en stjerneeksplosjon produsert ved endepunktet av utviklingen av stjerner hvis masse overstiger omtrent 10 ganger Solens Masse