I kort tid, skinner en type II supernova, med samme lysstyrke som en milliard Sole. Lige som type Ia supernovaer, kan type II supernovaer være så lysstærke i et par uger, at de nemt kan ses i fjerne galakser. Astronomer bestemmer forskellen mellem de to typer supernovaer, ved at studere både spektre og lyskurver, fra disse pludseligt stærkt lysende objekter (se figur 16.11).
Den kinetiske energi, som bæres af lyset fra en supernova, repræsenterer kun cirka 1 procent af den kinetiske energi, der bæres væk af de yderste dele af stjernen. Denne kinetiske energi, er igen kun omkring 1 procent af den energi, der transporteres væk af neutrinoer. Det udstødte materiale indeholder omkring 1047 J af kinetisk energi – nok energi til at accelerere hele Solen op til en hastighed på 10.000 km/s. Den kinetiske energi i materialet, der udstødes af både type Ia og type II supernovaer, opvarmer de varmeste områder af det interstellare rum, og skubber rundt på skyer i det interstellare medium. Alligevel, er denne mængde energi lille, i sammenligning med den energi, som føres væk fra supernovaeksplosionen fa neutrinoer – en mængde energi, der er mindst 100 gange større.
I 1987 opdagede astronomerne en tung stjerne der eksploderede i den Store Magellanske Sky (SMS, en ledsagergalakse til Mælkevejen). Selvom den var 160.000 lysår væk, Supernova A1987 så lysstærk, at den blændede stjernekiggere på den sydlige halvkugle (se figur 16.12). Astronomer, som arbejdede i alle dele af det elektromagnetiske spektrum, vendte deres teleskoper mod den nye supernova – den første supernova, der kunne ses med det blotte øje, siden teleskopets opfindelse. Neutrinoteleskoper registrerede en eksplosion af neutrinoer, som passerede gennem Jorden fra denne enorme stjerneeksplosion, som var opstået i SMS. Påvisningen af neutrinoer fra SN 1987A, gav astronomerne et sjældent men afgørende glimt, af hjertet i en tung stjerne i dens dødsøjeblik, hvilket bekræftede de grundlæggende forudsigelser fra teorierne omkring kernens sammenbrud og dens virkninger. Astronomerne var i sidste ende overraskede over at opdage, at man ikke på gamle fotografier af regionen, så at stjernen ikke var en rød superkæmpe, men en blå B3 superkæmpe. Den 20 M stjerne Sanduleak, -69º 202, klassificeres nu, som en lysstærk, blå, variabel stjerne, en af flere typer af supernovaforstadier (se Grundlæggende Viden 16.1).
Supernovaers energiske og kemiske arv
Supernovaeksplosioner, efterlader en rig og varieret arv i universet. Kæmpe ekspanderende bobler af millioner K varm gas, gløder i røntgenområdet (se figur 16.14a) og i det ultraviolette område (se figur 16.14b), og driver synlige chokbølger (se figur 16.14c) i det omgivende interstellare medium (støvet og gassen mellem stjernerne). Disse bobler er de stadig kraftige chokbølger fra supernovaeksplosioner, som fandt sted for tusinder af år siden. Supernovaeksplosioner, komprimerer nærliggende skyer (se figur 16.14d), og udløser det indledende kollaps, som starter stjernedannelsen.
Måske endnu vigtigere, er den kemiske arv som efterlades af supernovaeksplosioner. Kun de letteste grundstoffer, blev dannet ved begyndelsen af universet: hydrogen, helium, spor af lithium, beryllium og bor. Alle de øvrige kemiske grundstoffer, er dannet i stjernerne, gennem nukleare reaktioner og returneres herefter til et interstellare medium. Denne proces, som er ansvarlig for den progressive kemiske berigelse af universet, er nukleosyntese. Type Ia og II supernovaer, er de egentlige mestre i nukleosyntese, fordi de tungeste grundstoffer er fremstillet ved fusion i deres kerner.
Grundstoffer op til carbon og oxygen, dannes ved nuklear fusion i kernerne på de lette stjerner, og rejser ud i det interstellare medium med den asymptotiske kæmpegren (AKG) stjernevinde og planetariske tåger. De tunge stjerner, danner grundstoffer så tunge som jern, inden deres supernovaeksplosioner (se figur 16.4), og eksplosionerne beriger det interstellare medium efterfølgende. Et kig på en tabel over de grundstoffer der forekommer i naturen viser, at mange grundstoffer op til og med uran (det tungeste grundstof blandt de naturligt forekommende grundstoffer), er langt tungere end jern. Husk, at fusion op til jern, firgiver energi, men fusion ud over jern, absorbere energi. Så grundstoffer der er tungere end jern, kan kun opstå under forhold, hvor energien kan absorberes – som i supernovaeksplosioners enorme energi.
Normal holder elektrisk frastødning, de positivt ladede atomkerner langt fra hinanden. Ekstreme temperaturer er nødvendige for at kunne kollidere atomkerner voldsomt nok sammen, for at kunne overvinde denne frastødning. Frie neutroner, er imidlertid ikke underlagt disse regler: de har ingen elektrisk nettoladning, så der er ikke nogen elektrisk frastødning til at forhindre, at de kolliderer med en atomkerne, uanset hvor mange protoner denne kerne måtte indeholde. Under normale omstændigheder i naturen, er frie neutroner meget sjældne. Under udviklingen, bliver der ved en række nukleare reaktioner i den indre af stjernerne, dannet frie neutroner, og under nogle omstændigheder – inklusiv dem kort før en supernovaeksplosion – bliver frie neutroner dannet i meget store mængder. De frie neutroner, fanges meget let ind af atomkerner, og henfalder senere og bliver til protoner (husk at antallet af protoner – det vil sige atomnummeret – er det, der adskiller et grundstof fra et andet). På denne måde, dannes grundstoffer med atomnumre og masser større end jern.
Overfloden af de grundstoffer, der er målt på Jorden, i meteoritter og i stjernernes atmosfærer og deres rester, er forudsagt af atomfysikere (se figur 16.15). Lettere grundstoffer, findes i langt større overflod end tungere grundstoffer, fordi tungere grundstoffer gradvist opbygges fra lettere grundstoffer. En undtagelse til dette mønster er faldet i mængderne af de lette grundstoffer lithium (Li), beryllium (Be) og bor (B). Disse grundstoffer ødelægges i nuklear forbrænding. Omvendt dannes carbon (C), nitrogen (N) og oxygen (O) i overflod i tripel-alfa-processen, så dem er der masser af. Selv savtaksmønsteret i overfloden af lige og ulige nummererede grundstoffer, er en konsekvens af dannelsen af atomkerner i stjerner. Ved at sammenligne forudsigelserne i atomfysik, med observationer af grundstoffernes overflod, tester astronomerne gentagne gange teorien om stjernernes udvikling.
Neutronstjerner og pulsarer
I eksplosionen af en type II supernova, blæses de yderste dele af stjernen tilbage i det interstellare rum – men hvad er der tilbage af kernen som blev efterladt? Stoffet i midten af den tunge stjerne, er kollapset til en tilstand, hvor den har omtrent samme densitet som en atomkerne. Så længe som massen af kernen efterladt af eksplosionen, er større end 3 M, stoppes dette sammenbrud af de kvantemekaniske effekter svarende til dem, der er ansvarlig for at understøtte en hvid dværg. Men i dette tilfælde, er det i stedet for elektroner, neutroner der tvinges så tæt sammen, som kvantemekanikkens love tillader. Den neutron-degenererede kerne, efterladt efter eksplosionen af en type II supernova, er en neutronstjerne. Den har en radius på 10-20 km, hvilket er omtrent samme størrelse som en lille by; men i dette volumen, er pakket en masse på mellem 1,4 og 3 M
. Med en densitet på cirka 1018 kg/m3, er neutronstjernen en milliard gange tættere end en hvid dværg, og tusinde trillioner (1015) gange tættere end vand. Denne tæthed, er stort set den samme, som resultatet ville være, hvis Jorden blev presset sammen til størrelsen af et fodboldstadion. Vi kigger på flere egenskaber ved neutronstjerner i Matematiske Værktøjer 16.2.
Hvis den tunge stjerne der er ansvarlig for dannelsen af en neutronstjerne, er en del af et binært system, er neutronstjernen blevet efterladt med en binær ledsager. Processer som dem i de hvide dværg binære systemer, som er ansvarlige for novaer og type Ia supernovaer (som vi så på i kapitel 15) er mulige her. Når den lette stjerne i sådan et binært system, udvikler sig og overfylder dens Rochelobe (se figur 15.13), falder materialet hen mod tilvækstsskiven rundt om neutronstjernen, opvarmer den til millioner af kelvin, og får den til at lyse kraftigt op i røntgenområdet. Dette er et røntgenbinært system (se figur 16.16). Røntgenbinære systemer, udvikler undertiden kraftige stråler, som bærer materiale væk, ved hastigheder tæt på lysets hastighed.
Ud over en imponerende densitet, har neutronstjerner en række andre ekstraordinære egenskaber. Husk fra kapitel 14, at bevarelsen af impulsmomentet kræver, at en sammenfaldende molekylær sky, skal rotere hurtigere, som den vokser sig til en protostjerne. På samme måde, når kernen i en tung stjerne falder sammen, skal den også rotere hurtigere. En tung hovedserie O-stjerne, rotere måske en gang omkring sig selv, på måske et par dage. Som neutronstjerne, skal den rotere 10 gange, eller måske endda hundredevis af gange omkring sig selv hvert sekund i stedet. Ligesom sammenbruddet af en molekylær sky, koncentrerer en stjernes sammenbrud magnetfeltet, og forstærker det til en styrke der er trillioner af gange større end magnetfeltet ved Jordens overflade. En neutronstjerne har en magnetosfære, så den er omgivet af et magnetfelt og plasma (ligesom Jorden og adskillige andre planeter). Men neutronstjernens magnetosfære, er meget stærkere og hvirvles rundt flere gange i sekundet. Som ved planeter, er magnetaksen ofte ikke på linje med rotationsaksen for stjernen.
Energirige subatomare partikler, som for eksempel elektroner og positroner, bevæger sig langs med neutronstjernens magnetfeltlinjer og ledes af magnetfeltet ind mod polerne i systemet. Betingelserne der, danne intens elektromagnetisk stråling, der bliver strålet væk fra de magnetiske poler på neutronstjernen (se figur 16.17). Som neutronstjernen roterer, fejer disse stråler af elektromagnetisk stråling gennem rummet på samme måde som de roterende lysstråler fra et fyrtårn. Hvis Jorden er placeret i banen for sådanne elektromagnetiske stråler, vil teleskoper observere et mønster, som ligner det mønster fra et fyrtårn, som sømænd ser når de lægger til i havne om natten. Neutronstjernen ser ud til at tænde og slukke med faste intervaller, som er lig med intervallet på stjernens rotation (eller den halve rotationstid, hvis begge stråler kan observeres).
Mange af de usædvanlige objekter, der er blevet beskrevet i dette og det foregående kapitel – som pulserende stjerner, supernovaer og planetariske tåger – undrede astronomerne, da de først blev observeret, men senere er de blevet forstået, og er blevet forbundet med slutpunktet i stjernernes udvikling. I modsætning hertil, blev neutronstjernerne forudsagt i 1934, ikke længe efter neutronerne selv blev opdaget. Astronomerne Walter Baade og Fritz Zwicky foreslog, at supernovaeksplosioner kunne føre til dannelsen af en neutronstjerne. Men neutronstjerner blev faktisk ikke observeret i yderligere 30 år. I 1967, blev hurtigt pulserende objekter først opdagede af observatører, der arbejdede med radiobølgelængder. Disse objekter, som blinkede meget hurtigt, fast tikkende som et urværk, undrede astronomerne. I dag, kaldes disse roterende neutronstjerner, for pulsarer. Mere end 2.000 pulsarer er kendt, og flere bliver opdaget hele tiden (se figur 16.18).
Krabbetågen – Efterladenskaberne fra en stjernekatastrofe
I år 1054, dokumenterede kinesiske astronomer, tilstedeværelsen af en ”gæstestjerne”, der fornyligt blev observeret i retning af stjernebilledet Tyren. Den nye stjerne var så lysstærk, at man kunne se den om dagen i 3 uger, og den forsvandt ikke helt, før efter mange måneder. Fra den kinesiske beskrivelse af objektets skiftende lysstyrke og farve, konkluderede nutidens astronomer, at gæstestjernen i år 1054, var en temmelig typisk type II supernova. I dag, hedder den ekspanderende sky der blev til overs fra denne eksplosion, Krabbetågen (se figur 16.19).
Krabbetågen har adskillige elementer. Billeder af Krabbetågen, taget ved bølgelængder for specifikke emissionslinjer, viser filamenter af glødende gas. Måling af Doppler-forskydningen af disse filamenter, afslører en ekspanderende skal, meget som den der ses i planetariske tåger. Men mens planetariske tåger ekspanderer ved hastigheder på omkring 20-30 km/s, vokser Krabbetågens skal med en hastighed, der er tættere på 1.500 km/s. Undersøgelse af spektrene fra disse filamenter viser, at de indeholder unormalt høje mængder af helium og andre tungere grundstoffer – produkterne fra nukleosyntese, som fandt sted i supernovaen og i stjernen hvorfra supernovaen stammer.
Pulsaren i centrum af Krabbetågen var den første der kunne ses ved synlige bølgelængder. Krabbetågens pulsar, blinker 50 gange i sekundet, først med en hovedpuls, der kan forbindes med fyrtårnets ene lysstråle, så med en svagere puls, der kan forbindes med fyrtårnets anden stråle. Krabbetågens pulsar, roterer altså 30 gange i sekundet, og fejer sin kraftige magnetosfære rundt sammen med den. Et par tusinde kilometer fra pulsaren, skal materialet i dens magnetosfære, bevæge sig med næsten lysets hastighed, for at kunne holde trit med en sådan hurtig rotation. Som en enorm slangebøsse, slår den roterende pulsars magnetosfære, partikler væg fra neutronstjernen, med en kraftig stjernevind, der bevæger sig næsten med lysets hastighed. Materiale fra denne stjernevind, fylder rummet mellem pulsaren og den ekspanderende skal. Krabbetågen er næsten som en stor ballon; men i stedet for at blive fyldt med varm luft, bliver den fyldt med en blanding af meget hurtige partikler og stærke magnetfelter. Billeder af Krabbetågen viser denne boble, som en glæd fra synkrotonstråling – en form for udstrålet stråling, der udledes når meget hurtigt bevægende partikler, farer rundt om omkring magnetfeltet i spiraler.