Type+II+supernovaer

=Type II=

**Type II** supernovaer er en ”klassisk” supernovaeksplosion, hvor en stor stjerne der har løbet tør for brændstof eksploderer.

For at denne type eksplosion skal ske må den eksplodere stjerne have en minimummasse på 8 sm (sol masser), og have nået til et tidspunkt hvor jern bliver dannet igennem fusion i kernen. Da jern er det stoffet med den største bindingsenergi per nukleon vil videre fusion være endoterme og kræve energi i stedet for at skabe energi. Fusionsprocessen i stjernens kerne vil derfor næsten stoppe op og det vil blive dannet en tung kerne bestående af jern. Når denne jernkerne bliver tungere end 1,4 sm (Chandrasekhargrænsen), vil ikke stjernen længere kunne stoppe trykket fra gravitationskræfterne, og stjernen vil kollapse.

Fusionsprocesser i stjernen før og under eksplosion
En stjernes liv vil være en evig kamp mod gravitation, og for at holde den sig i live må stjernen skabe en form for trykkræfter, som kan ”skubbe” gravitation tilbage. Disse trykkræfter bliver skabt og vedligeholdt igennem fusion.

Den første form for fusion opstår lige efter stjernens fødsel, hvor brint (=Hydrogen) vil blive omdannet til helium via fusion i kernen. Over tid vil kernen løbe tør for brint, og fusionen vil stoppe op for en tid. Gravitationskræfterne får nu overtaget og stjernen begynder at kollapse. For at stoppe kollapset, øger temperaturen i stjernen og nye fusionsprocesser iværksættes i stjernens centrum, hvor helium vil blive omdannet til et nyt stof. Når stjernen så løber tør for helium i kernen, vil det samme ske igen: stjernen vil begynde at kollapse, temperaturen vil stige og en ny fusionsproces starter. Over tid vil fusionsprocesser også begynde i stjernens ydre lag.

Hvert trin i denne proces vil være både kortere i tidsforløb (før næste fusion starter) og have en større temperatur end det forrige trin. Jo større en stjerne er des længere kommer den i processen, og de største stjernerne vil nå et tidspunkt hvor temperaturen i kernen er på 5 milliarder Kelvin og det vil blive dannet jern i kernen. Da videre fusion vil være endoterm og kræve mere energi end det frigøres, vil fusionsprocessen stoppe næsten op og det vil blive dannet en tung jernkerne i stjernen.

Når denne kerne bliver for tung til hvad godt er, vil gravitation få overtaget, og stjernen vil kollapse. Stjernen vil prøve at stoppe dette farlige kollaps, men da dette ikke vil være mulig, vil temperaturen fortsætte med at stige indtil det når et stadie hvor protoner og elektroner ”smelter” sammen for at danne neutroner og neutrinoer (=ukontrolleret fusionsproces).

De nydannede neutroner vil danne en kerne med svært stor tæthed (større end en hvid dværg) som vil vokse indtil den har fået en radius på rundt 10 km. Derefter vil denne virke som en mur mod den faldende masse fra stjernens ydre lag, og sende denne retur ud i rummet. Dette skaber chokbølger med en fart på rundt 5 000 km/s, der vil slynge det meste af stjernens masse ud i verdensrummet.

Efter og egenskaber
En type II supernovaeksplosion vil efterlade en supernovarest, og alt efter restmassen af den eksplodere stjerne et sort hul eller en neutronstjerne. Hvis restmassen er på mellem 1,4 og 2-2,5 sm vil det blive dannet en neutronstjerne, og hvis restmassen er større end dette vil det blive dannet et sort hul.

Type II supernovaer kan deles op i flere undergrupper alt efter udstråling: II-L og II-P. Her vil II-L have et tilnærmet lineært fald i udstråling, mens II-P vil have et ”plateau”. Fælles for den begge (og andre supernovaer) er at udstrålingskurven vil have et ”toppunkt”, hvorefter det i det lange løb bare vil gå ned af bakken.

Type II supernovaer forekommer hovedsagelig i unge stjerner med en stor masse, og man har indtil nu kun fundet denne form for supernovaer i spiralgalaksers ærmer.

Kilder

 * [|Aschehoug Ergo Fysikk 1]
 * [|Britannica Online Encyclopedia - Supernova]
 * [|Wikipedia - Type II supernova]