Hoppa till innehållet

Supernova

Från Wikipedia
Supernova

Resterna efter Keplers supernova, SN 1604.

Resterna efter Keplers supernova, SN 1604.
  • Huvudtyp: Kataklysmisk variabel
  • Förkortning: SN[1]
  • Undergrupper: SN typ I, SN typ II[1]
  • Karaktäristika: En exploderande stjärna som under en period ökar sin ljusstyrka mycket kraftigt, 20 magnituder eller mer,[1] och en kort tid ger stjärnan lyskraften motsvarande en hel galax[2]
  • Antal: 7 stjärnor fanns upptagna i GCVS (2009)[1]
Ej att förväxla med nova.

En supernova är en exploderande eller en exploderad stjärna. Supernovorna hör till de våldsammaste händelserna i universum. I en supernova utvecklas oerhörda mängder energi som lämnar reststjärnan i form av enorma neutrinoflöden, gasmassor 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 femtionde år. De flesta supernovorna är dock dolda av stoft och gas och kan inte observeras. I Vintergatan räknar man med ungefär tre, från jorden synliga supernovor per tusen år.

Om en supernova skulle förekomma inom 100–200 ljusårs avstånd från jorden kunde det 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.

Den senaste supernovan man har kunnat se med blotta ögat observerades år 1987 i det Stora magellanska molnet och var mycket viktig för forskningen kring supernovor. Supernovan namngavs SN 1987A. Stjärnan som exploderade var av typ II (ljus jättestjärna) och dog endast 10 miljoner år gammal, vilket är tämligen normalt för stjärnor av den storleken. Som jämförelse kan nämnas att solen beräknas bli 12 miljarder år gammal.

Typer och orsaker

[redigera | redigera wikitext]

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 Balmerserien. 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.[3][4]

Typ I

[redigera | redigera wikitext]

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 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 en normal stjärna till dess följeslagare som är en kompakt vit dvärg. I den vita dvärgen startas då termonukleära reaktioner som får denna att explodera våldsamt.

Inuti en massiv, utvecklad stjärna (a) undergår de lökstrukturerade skalen av olika grundämnen fusion, vilket bildar en järnkärna (b) som når Chandrasekhar-massan och börjar kollapsa. Den inre delen av kärnan pressas samman till neutroner (c), vilket får infallande material att studsa ut (d) och bilda en chockfront som rör sig utåt (röd). Chockvågen bromsas upp (e), men neutriner från fusionsprocesserna ger den ny fart. Det omgivande materialet kastas iväg (f), och lämnar bara en degenererad rest.

Typ II

[redigera | redigera wikitext]

Supernovor av typ II, och troligtvis också av typ Ib och Ic, anses inträffa i mycket massiva yngre stjärnor då bränslet i form av väte och helium i stjärnans inre har tagit 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 skal av kol och närmast tyngre grundämnen en lökformad struktur, som håller balans mellan strålningstrycket utåt och gravitationen inåt. När bränslet börjar ta slut, upphör fusionen och därmed strålningen. Denna kraftmätning, som pågått i årmiljoner, 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 chock, en detonationsvåg, rusar förbi det expanderande molnet av rester 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.

Typ III, IV och V

[redigera | redigera wikitext]

Den schweiziske astronomen Fritz Zwicky definierade ytterligare supernovatyper baserat på mycket få exempel som inte passade ln i parametrarna för supernovor av typ I eller typ II.

SN 1961i i NGC 4303 var prototypen och det enda objektet i supernovaklassen typ III, känd för sin breda ljuskurva, maximala och breda balmerlinjer av väte som utvecklas långsamt i spektrumet.

SN 1961f i NGC 3003 var prototypen och det enda objektet i klassen typ IV, med en ljuskurva som liknar en supernova av typ II-P, med absorptionslinjer men svaga emissionslinjer av väte.

Typ V-klassen fastställdes efter SN 1961V i NGC 1058, en ovanligt svag supernova eller supernova-impostor med en långsam ökning i ljusstyrka, maximal varaktighet många månader och ett ovanligt emissionspektrum. Likheten mellan SN 1961Vs utbrott och det stora utbrottet hos Eta Carinae noterades.[5] Supernovor i M101 (1909) och M83 (1923 och 1957) föreslogs också som möjliga supernovor av typ IV eller typ V.[6]

Dessa typer behandlas numera alla som speciella typ II-supernovor (IIpec), av vilka många fler exempel har upptäckts, även om det fortfarande diskuteras om SN 1961V var en riktig supernova, en impostor, eller hade ett LBV-utbrott.[7]

Kärnreaktioner

[redigera | redigera wikitext]

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

Namngivning

[redigera | redigera wikitext]

Supernovorna har en egen namnstandard skild från övriga variabla stjärnor. De betecknas med SN följt av upptäcktsår och en eller två bokstäver som räknas upp löpande under året. Först används A till Z, sedan aa till az, sedan ba till bz. Därför får exempelvis den tredje supernovan som upptäcks 2003 beteckningen SN 2003C.[8] Upptäckter av nya supernovor rapporteras till IAU:s Central Bureau for Astronomical Telegrams som också administrerar namnsättningen.

Kända supernovor

[redigera | redigera wikitext]

Det är relativt länge sedan sen en supernova exploderade i Vintergatan, som kunde observeras. 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 Krabbnebulosan 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 stjärngruppen 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. Här fick professor Koshiba även den första bekräftande observationen av neutrinoskuren från en supernova. Nobelpriset 2002 blev därmed också erkännandet av att neutrinoastronomi blivit ett nytt fönster mot universum.
  • SN 2005ap var den ljusstarkaste supernovan som detekterats och inträffade på ett avstånd av 4,7 miljarder ljusår från jorden.[9]
  • SN 2008D upptäcktes som röntgenstrålning från kärnans kollaps, ett dygn innan dess synliga spektrum observerades.

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

Nya kandidater i Vintergatan

[redigera | redigera wikitext]
Nebulosan runt Wolf-Rayet-stjärnan WR124, som befinner sig på ett avstånd runt 21 000 ljusår.[10] NASA foto.

Flera större stjärnor i Vintergatan har föreslagits som möjliga supernovor inom de närmaste tusen till hundra miljoner åren. De inbegriper Rho Cassiopeiae,[11] Eta Carinae,[12][13] RS Ophiuchi,[14][15] VY Canis Majoris,[16] Betelgeuse, Antares och Spica.[17]

Många Wolf-Rayet-stjärnor, såsom Gamma i Seglet,[18] hålls också för möjliga föregångare till supernovaexplosion inom en "snar" framtid.

Den närmaste supernovakandidaten är IK Pegasi (HR 8210) i Pegasus, som befinner sig på endast 150 ljusårs avstånd. Denna täta binär består av en huvudseriestjärna, som alltså ännu inte utvecklats till en röd jätte, och en vit dvärg bara 31 miljoner  km därifrån. Dvärgens massa uppskattas motsvara 1,15 solmassor.[19] Det anses att vi har flera miljoner år på oss, innan den vita dvärgen kan samla på sig den kritiska massa som krävs för att den ska bli en Typ la supernova.[20][21]

Se även

[redigera | redigera wikitext]

Referenser

[redigera | redigera wikitext]
  1. ^ [a b c d] ”Variability types, General Catalogue of Variable Stars” (på engelska). Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt. Läst 13 februari 2020. 
  2. ^ Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P.. ”Variable Star Type Designations in the VSX” (på engelska). AAVSOs hemsida. American Association of Variable Star Observers. http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=about.vartypes. Läst 13 februari 2020. 
  3. ^ Cappellaro, E.; Turatto, M. (2001). ”Supernova Types and Rates” (på engelska). Influence of Binaries on Stellar Population Studies (Kluwer Academic Publisher, Dordrecht) 264: sid. 199. doi:10.1007/978-94-015-9723-4_16. ISSN 0067-0057. https://arxiv.org/abs/astro-ph/0012455. 
  4. ^ Turatto, M. (2003). ”Classification of Supernovae” (på engelska). Supernovae and Gamma-Ray Bursters. Lecture Notes in Physics. "598". sid. 21–36. doi:10.1007/3-540-45863-8_3. ISBN 978-3-540-44053-6. https://arxiv.org/abs/astro-ph/0301107 
  5. ^ Zwicky, F. (1964). "NGC 1058 and its Supernova 1961". The Astrophysical Journal. 139: 514. Bibcode:1964ApJ...139..514Z. doi:10.1086/147779.
  6. ^ Zwicky, F. (1962). "New Observations of Importance to Cosmology". In McVittie, G. C. (ed.). Problems of Extra-Galactic Research, Proceedings from IAU Symposium. 15. New York: Macmillan Press. p. 347. Bibcode:1962IAUS...15..347Z.
  7. ^ Doggett, J. B.; Branch, D. (1985). "A comparative study of supernova light curves". The Astronomical Journal. 90: 2303. Bibcode:1985AJ.....90.2303D. doi:10.1086/113934.
  8. ^ Kirshner, R. P. (1980). ”Type I supernovae: An observer's view” (på engelska). AIP Conference Proceedings 63: sid. 33–37. doi:10.1063/1.32212. 
  9. ^ "Enigmatic supernova smashes brightness record" Arkiverad 27 april 2008 hämtat från the Wayback Machine., New Scientist, 12 oktober 2007
  10. ^ van der Sluys, Marc; Lamers, H. J. G. L. M. (2003). ”The dynamics of the Wolf-Rayet ring nebula M1-67”. Astronomical Institute, Utrecht. Arkiverad från originalet den 10 januari 2005. https://web.archive.org/web/20050110052523/http://www.astro.uu.nl/~sluys/m1-67/. Läst 7 juni 2007. 
  11. ^ Staff (31 januari 2003). ”The William Herschel telescope finds the best candidate for a supernova explosion”. Particle Physics and Astronomy Research Council. http://www.ing.iac.es/PR/press/ing12003.html. 
  12. ^ van Boekel, R.; Schöller, M.; Herbst, T. (18 november 2003). ”Biggest Star in Our Galaxy Sits within a Rugby-Ball Shaped Cocoon”. European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO). Arkiverad från originalet den 3 januari 2007. https://web.archive.org/web/20070103235026/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-31-03.html. Läst 8 januari 2007. 
  13. ^ Milan, Wil (7 mars 2000). ”Possible Hypernova Could Affect Earth”. space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html. 
  14. ^ Than, Ker (19 juli 2006). ”Mystery of Explosive Star Solved”. space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060719_ophiuchi_nova.html. Läst 8 januari 2007. 
  15. ^ Staff (25 juli 2006). ”Astronomers See Future Supernova Developing”. SpaceDaily. http://www.spacedaily.com/reports/Astronomers_See_Future_Supernova_Developing_999.html. 
  16. ^ D. Weaver, R. Humphreys (8 januari 2007). ”Astronomers Map a Hypergiant Star's Massive Outbursts”. HubbleSite NewsCenter. http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2007/03/full/. Läst 16 januari 2007. 
  17. ^ ”Supernova Remnants and Neutron Stars”. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 2 augusti 2005. http://chandra.harvard.edu/resources/faq/sources/snr/snr-5.html. Läst 8 juni 2006. 
  18. ^ Kaler, Jim. ”Regor”. University of Illinois. Arkiverad från originalet den 5 december 2008. https://web.archive.org/web/20081205102141/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/regor.html. Läst 8 januari 2007. 
  19. ^ W. Landsman, T. Simon, P. Bergeron (29 oktober 1999). ”The hot white-dwarf companions of HR 1608, HR 8210, and HD 15638”. Astronomical Society of the Pacific "105" (690): ss. 841–847. http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..841L. Läst 1 februari 2007. 
  20. ^ Samuel, Eugenie (23 maj 2002). ”Supernova poised to go off near Earth”. New Scientist. http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn2311. Läst 12 januari 2007. 
  21. ^ S. Y. Tzekova et al (2004). ”IK Pegasi (HR 8210)”. ESO. Arkiverad från originalet den 26 maj 2012. https://www.webcitation.org/67wi0wRQg?url=https://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-310/. Läst 12 januari 2007. 


Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Supernova, 16 februari 2020.

Externa länkar

[redigera | redigera wikitext]
v • r
Universum
Kosmologi
Partikelkluster i vakuum
Galaxrelaterade artiklar
Stjärnrelaterade artiklar
Stjärnfenomen
Mindre himlakroppar
Rymdfart
Övrigt
Himmel · Himlakropp · Satellit (drabant) · Omloppsbana
Hämtad från ”https://sv.wikipedia.org/w/index.php?title=Supernova&oldid=55490349”