Tack vare massförlust, sedan, stjärnor med Startmassor upp till minst 8 msun (och kanske ännu mer) avslutar förmodligen sina liv som vita dvärgar. Men vi vet att stjärnor kan ha massor så stora som 150 (eller mer) MSun. De har en annan typ av död i beredskap för dem. Som vi kommer att se, dör dessa stjärnor med ett slag.

kärnfusion av tunga element

Efter att heliumet i dess kärna är uttömt (se utvecklingen av mer massiva stjärnor), tar utvecklingen av en massiv stjärna en signifikant annan kurs än den hos stjärnor med lägre massa. I en massiv stjärna är vikten på de yttre skikten tillräcklig för att tvinga kolkärnan att dra ihop sig tills den blir tillräckligt varm för att smälta kol till syre, neon och magnesium. Denna cykel av sammandragning, uppvärmning och tändning av ett annat kärnbränsle upprepas flera gånger. Efter att vart och ett av de möjliga kärnbränslena är uttömda, kontraherar kärnan igen tills den når en ny temperatur som är tillräckligt hög för att smälta fortfarande tyngre kärnor. Produkterna av kolfusion kan omvandlas ytterligare till kisel, svavel, kalcium och argon. Och dessa element, när de upphettas till en ännu högre temperatur, kan kombinera för att producera järn. Massiva stjärnor går igenom dessa steg mycket, mycket snabbt. I riktigt massiva stjärnor kan vissa fusionssteg mot slutet ta bara månader eller till och med dagar! Detta är långt ifrån de miljoner år de spenderar i huvudsekvensfasen.

i detta skede av sin utveckling liknar en massiv stjärna en lök med en järnkärna. När vi kommer längre från mitten hittar vi skal av minskande temperatur där kärnreaktioner involverar kärnor av progressivt lägre massa—kisel och svavel, syre, neon, kol, helium och slutligen väte (Figur 1).

Figur 1: struktur av en gammal massiv stjärna. Strax före dess slutliga gravitationskollaps liknar kärnan i en massiv stjärna en lök. Järnkärnan är omgiven av lager av kisel och svavel, syre, neon, kol blandat med lite syre, helium och slutligen väte. Utanför kärnan är kompositionen huvudsakligen väte och helium. (Observera att detta diagram inte är exakt i skala utan bara är avsett att förmedla den allmänna tanken på hur en sådan stjärna skulle vara.) (kredit: ändring av arbete av ESO, Digitized Sky Survey)

men det finns en gräns för hur länge denna process för att bygga upp element genom fusion kan fortsätta. Fusionen av kisel till järn visar sig vara det sista steget i sekvensen av icke-explosiv elementproduktion. Fram till denna punkt har varje fusionsreaktion producerat energi eftersom kärnan i varje fusionsprodukt har varit lite stabilare än kärnorna som bildade den. Som diskuterats i solen: Ett kärnkraftverk, lätta kärnor ger upp en del av sin bindande energi i processen att smälta in i mer tätt bundna, tyngre kärnor. Det är denna frigjorda energi som upprätthåller det yttre trycket i kärnan så att stjärnan inte kollapsar. Men av alla kända kärnor är järn den mest tätt bundna och därmed den mest stabila.

Du kanske tänker på situationen så här: alla mindre kärnor vill ”växa upp” för att vara som järn, och de är villiga att betala (producera energi) för att gå mot det målet. Men järn är en mogen kärna med god självkänsla, perfekt innehåll att vara järn; det kräver betalning (måste absorbera energi) för att ändra sin stabila kärnstruktur. Detta är det exakta motsatsen till vad som har hänt i varje kärnreaktion hittills: i stället för att ge energi för att balansera tyngdkraftens inre drag, skulle alla kärnreaktioner som involverar järn ta bort lite energi från stjärnans kärna.

Det går inte att generera energi, stjärnan står nu inför katastrof.

kollapsa i en boll av neutroner

När kärnreaktioner slutar stöds kärnan i en massiv stjärna av degenererade elektroner, precis som en vit dvärg är. För stjärnor som börjar sin utveckling med massor av minst 10 MSun, är denna kärna sannolikt huvudsakligen gjord av järn. (För stjärnor med initiala massor i intervallet 8 till 10 MSun är kärnan sannolikt gjord av syre, neon och magnesium, eftersom stjärnan aldrig blir tillräckligt varm för att bilda element så tunga som järn. Den exakta sammansättningen av kärnorna av stjärnor i detta massområde är mycket svårt att bestämma på grund av de komplexa fysiska egenskaperna i kärnorna, särskilt vid de mycket höga densiteterna och temperaturerna.) Vi kommer att fokusera på de mer massiva järnkärnorna i vår diskussion.

medan ingen energi genereras i den vita dvärgkärnan i stjärnan, förekommer fusion fortfarande i skalen som omger kärnan. När skalen avslutar sina fusionsreaktioner och slutar producera energi faller askan från den sista reaktionen på den vita dvärgkärnan och ökar dess massa. Som döden av Lågmassstjärnor visar, betyder en högre massa en mindre kärna. Kärnan kan dra ihop sig eftersom även en degenererad gas fortfarande är mestadels tomt utrymme. Elektroner och atomkärnor är trots allt extremt små. Elektronerna och kärnorna i en stjärnkärna kan vara trånga jämfört med luften i ditt rum, men det finns fortfarande mycket utrymme mellan dem.

elektronerna motstår först att vara trånga närmare varandra, och så krymper kärnan bara en liten mängd. I slutändan når emellertid järnkärnan en massa så stor att även degenererade elektroner inte längre kan stödja den. När densiteten når 4 1011 g/cm3 (400 miljarder gånger vattendensiteten), pressas vissa elektroner faktiskt in i atomkärnorna, där de kombineras med protoner för att bilda neutroner och neutriner. Denna omvandling är inte något som är bekant från vardagen, men blir mycket viktigt när en sådan massiv stjärnkärna kollapsar.

några av elektronerna är nu borta, så kärnan kan inte längre motstå den krossande massan av stjärnans överliggande lager. Kärnan börjar krympa snabbt. Fler och fler elektroner skjuts nu in i atomkärnorna, som i slutändan blir så mättade med neutroner att de inte kan hålla fast vid dem.

vid denna tidpunkt pressas neutronerna ut ur kärnorna och kan utöva en ny kraft. Som det är sant för elektroner visar det sig att neutronerna starkt motstår att vara på samma plats och rör sig på samma sätt. Kraften som kan utövas av sådana degenererade neutroner är mycket större än den som produceras av degenererade elektroner, så om inte kärnan är för massiv kan de i slutändan stoppa kollapsen.

detta innebär att den kollapsande kärnan kan nå ett stabilt tillstånd som en krossad boll som huvudsakligen består av neutroner, vilka astronomer kallar en neutronstjärna. Vi har inte ett exakt tal (en” Chandrasekhar-gräns”) för den maximala massan av en neutronstjärna, men beräkningar säger att den övre massgränsen för en kropp gjord av neutroner kanske bara är ca 3 MSun. Så om kärnans massa var större än detta, skulle inte ens neutrondegeneration kunna stoppa kärnan från att kollapsa ytterligare. Den döende stjärnan måste hamna som något ännu mer extremt komprimerat, vilket tills nyligen tros vara bara en möjlig typ av objekt—tillståndet för ultimat komprimering som kallas ett svart hål (vilket är föremål för vårt nästa kapitel). Detta beror på att ingen kraft tros existera som kan stoppa en kollaps bortom neutronstjärnstadiet.

kollaps och Explosion

När kollapsen av en högmassstjärns kärna stoppas av degenererade neutroner, sparas kärnan från ytterligare förstörelse, men det visar sig att resten av stjärnan bokstavligen blåses isär. Så här händer det.

kollapsen som sker när elektroner absorberas i kärnorna är mycket snabb. På mindre än en sekund kollapsar en kärna med en massa av ca 1 MSun, som ursprungligen var ungefär jordens storlek, till en diameter på mindre än 20 kilometer. Hastigheten med vilken materialet faller inåt når en fjärdedel av ljusets hastighet. Kollapsen stannar endast när kärnans densitet överstiger densiteten hos en atomkärna (som är den tätaste formen av materia vi känner till). En typisk neutronstjärna är så komprimerad att för att duplicera densiteten måste vi pressa alla människor i världen till en enda sockerbit! Detta skulle ge oss en sockerkubs värde (en kubikcentimeter värde) av en neutronstjärna.

den neutrondegenererade kärnan motstår starkt ytterligare kompression och stoppar plötsligt kollapsen. Chocken av den plötsliga stöten initierar en chockvåg som börjar sprida sig utåt. Men denna chock ensam räcker inte för att skapa en stjärnexplosion. Den energi som produceras av den utgående materien absorberas snabbt av atomkärnor i de täta, överliggande gaslagren, där den bryter upp kärnorna i enskilda neutroner och protoner.vår förståelse av kärnprocesser indikerar (som vi nämnde ovan) att varje gång en elektron och en proton i stjärnans kärna smälter samman för att göra en neutron, släpper fusionen en neutrino. Dessa spöklika subatomära partiklar, introducerade i solen: ett kärnkraftverk, bär bort en del av kärnenergin. Det är deras närvaro som lanserar stjärnans sista katastrofala explosion. Den totala energin i neutrinerna är enorm. I den första sekunden av stjärnans explosion är kraften som bärs av neutrinerna (1046 Watt) större än kraften som alla stjärnor släpper ut i över en miljard galaxer.medan neutriner vanligtvis inte interagerar mycket med vanlig materia (vi anklagade dem tidigare för att vara rent antisociala), är materia nära mitten av en kollapsande stjärna så tät att neutrinerna interagerar med den i viss utsträckning. De deponerar en del av denna energi i stjärnans lager strax utanför kärnan. Denna enorma, plötsliga inmatning av energi vänder infall av dessa lager och driver dem explosivt utåt. Det mesta av stjärnans massa (bortsett från det som gick in i neutronstjärnan i kärnan) matas sedan ut i rymden. Som vi såg tidigare kräver en sådan explosion en stjärna på minst 8 MSun, och neutronstjärnan kan ha en massa på högst 3 MSun. Följaktligen kastas minst fem gånger massan av vår sol ut i rymden i varje sådan explosiv händelse!

den resulterande explosionen kallas en supernova (Figur 2). När dessa explosioner inträffar i närheten kan de vara bland de mest spektakulära himmelska händelserna, som vi kommer att diskutera i nästa avsnitt. (Egentligen finns det minst två olika typer av supernovaexplosioner: den typ vi har beskrivit, som är kollapsen av en massiv stjärna, kallas av historiska skäl en typ II supernova. Vi kommer att beskriva hur typerna skiljer sig senare i detta kapitel).

Figur 2: Fem supernovaexplosioner i andra galaxer. Pilarna i den övre raden av bilder pekar på supernovorna. Den nedre raden visar värdgalaxerna före eller efter att stjärnorna exploderade. Var och en av dessa supernovaer exploderade mellan 3, 5 och 10 miljarder år sedan. Observera att supernovorna när de först exploderar kan vara lika ljusa som en hel galax. (kredit: modifiering av arbete av NASA, ESA och A. Riess (STScI))

tabell 1 sammanfattar diskussionen hittills om vad som händer med stjärnor och substellära föremål av olika initiala massor i slutet av deras liv. Liksom så mycket av vår vetenskapliga förståelse representerar denna lista en lägesrapport: det är det bästa vi kan göra med våra nuvarande modeller och observationer. Massgränserna som motsvarar olika resultat kan förändras något när modellerna förbättras. Det finns mycket vi ännu inte förstår om detaljerna om vad som händer när Stjärnor dör.

supernovan ger och supernovan tar bort

efter supernovaexplosionen är livet för en massiv Star kommer till ett slut. Men varje massiv stjärnas död är en viktig händelse i galaxens historia. Elementen som byggts upp genom fusion under stjärnans liv ”återvinns” nu i rymden av explosionen, vilket gör dem tillgängliga för att berika gasen och dammet som bildar nya stjärnor och planeter. Eftersom dessa tunga element som kastas ut av supernovaer är kritiska för bildandet av planeter och livets ursprung, är det rättvist att säga att utan massförlust från supernovaer och planetariska nebulosor skulle varken författarna eller läsarna av denna bok existera.

men supernovaexplosionen har ytterligare ett kreativt bidrag att göra, en vi hänvisade till i stjärnor från ungdomar till ålderdom när vi frågade var atomerna i dina smycken kom ifrån. Supernovaexplosionen producerar en översvämning av energiska neutroner som tunnar genom det expanderande materialet. Dessa neutroner kan absorberas av järn och andra kärnor där de kan förvandlas till protoner. Således bygger de upp element som är mer massiva än järn, inklusive sådana markbundna favoriter som guld och silver. Detta är det enda stället vi vet var sådana tyngre atomer som bly eller uran kan göras. Nästa gång du bär några guldsmycken (eller ge lite till din älskling), Kom ihåg att dessa guldatomer en gång var en del av en exploderande stjärna!

När supernovaer exploderar sprutas dessa element (liksom de som stjärnan gjorde under mer stabila tider) ut i den befintliga gasen mellan stjärnorna och blandas med den. Således spelar supernovaer en avgörande roll för att berika sin galax med tyngre element, vilket bland annat gör att de kemiska elementen som utgör jordliknande planeter och livets byggstenar blir vanligare med tiden (Figur 3).

Figur 3: Kepler Supernova Remant. Denna bild visar de expanderande resterna av en supernovaexplosion, som först sågs för 400 år sedan av himmelskådare, inklusive den berömda astronomen Johannes Kepler. Den bubbelformade höljet av gas och damm är nu 14 ljusår bred och expanderar med 2000 kilometer per sekund (4 miljoner miles per timme). Resterna avger energi vid våglängder från röntgenstrålar (visas i blått och grönt) till synligt ljus (gult) och in i infrarött (rött). Det expanderande skalet är rikt på järn, som producerades i stjärnan som exploderade. Huvudbilden kombinerar de enskilda enfärgade bilderna som ses längst ner i en bild med flera våglängder. (kredit: modifiering av arbete av NASA, ESA, R. Sankrit och W. Blair (Johns Hopkins University))

supernovaer tros också vara källan till många av de kosmiska strålpartiklar med hög energi som diskuteras i kosmiska strålar. Fångade av galaxens magnetfält fortsätter partiklarna från exploderade stjärnor att cirkulera runt Vintergatans stora spiral. Forskare spekulerar i att höghastighets kosmiska strålar som träffar det genetiska materialet i jordorganismer under miljarder år kan ha bidragit till de stadiga mutationerna—subtila förändringar i den genetiska koden—som driver utvecklingen av livet på vår planet. På alla sätt vi har nämnt har supernovaer spelat en roll i utvecklingen av nya generationer av stjärnor, planeter och liv.

men supernovaer har också en mörk sida. Antag att en livsform har oturen att utvecklas runt en stjärna som råkar ligga nära en massiv stjärna som är avsedd att bli en supernova. Sådana livsformer kan finna sig snuffade ut när den hårda strålningen och högenergipartiklarna från grannstjärnans explosion når sin värld. Om, som vissa astronomer spekulerar, livet kan utvecklas på många planeter runt långlivade (lägre massa) stjärnor, då är lämpligheten för det livets egen stjärna och planet kanske inte allt som betyder något för dess långsiktiga utveckling och överlevnad. Livet kan mycket väl ha bildats kring ett antal behagligt stabila stjärnor bara för att utplånas eftersom en massiv närliggande stjärna plötsligt gick supernova. Precis som barn födda i en krigszon kan befinna sig de orättvisa offren för deras våldsamma grannskap, kan livet för nära en stjärna som går supernova falla offer för att ha fötts på fel plats vid fel tidpunkt.

vad är ett säkert avstånd från en supernovaexplosion? Mycket beror på våldet i den speciella explosionen, vilken typ av supernova det är (se utvecklingen av binära stjärnsystem) och vilken nivå av förstörelse vi är villiga att acceptera. Beräkningar tyder på att en supernova mindre än 50 ljusår bort från oss säkert skulle avsluta allt liv på jorden, och att även en 100 ljusår bort skulle få drastiska konsekvenser för strålningsnivåerna här. En mindre utrotning av havslevelser för cirka 2 miljoner år sedan på jorden kan faktiskt ha orsakats av en supernova på ett avstånd av cirka 120 ljusår.

den goda nyheten är att det för närvarande inte finns några massiva stjärnor som lovar att bli supernovaer inom 50 ljusår från solen. (Detta beror delvis på att de typer av massiva stjärnor som blir supernovaer är totalt sett ganska sällsynta.) Den massiva stjärnan närmast oss, Spica (i konstellationen Virgo), är cirka 260 ljusår bort, förmodligen ett säkert avstånd, även om det skulle explodera som en supernova inom en snar framtid.

ordlista

neutronstjärna: ett kompakt objekt med extremt hög densitet som nästan helt består av neutroner

typ II supernova: en stjärnexplosion som produceras vid slutpunkten för utvecklingen av stjärnor vars massa överstiger ungefär 10 gånger solens massa