Supernova

=Supernova= toc

En **supernovaeksplosion** er en svært kraftig stjerneeksplosion, som opstår når gravitation får en stjerne til at kollapse. Under eksplosionen vil stjernen ”afskyde” det meste af sine ydre lag og afgive lys med større udstråling end en hel galakse, for uger eller måneder. En større variant af supernovaer er kaldet for hypernovaer.

Man tror i dag at supernovaeksplosioner kan forekommer på to forskellige måder, den ene er hvor store stjerner der har løbet tør for brændstof eksploderer, mens den anden måde er når kernen til en hvid dværg har fået en masse på over 1,4 sm, gravitation vil her få overtaget og stjernen vil eksplodere som følger.

De fleste grundstoffer større end jern bliver skabt i en og man tror i dag at det meste af grundstofferne på Jorden kommer af en eller flere supernovaeksplosioner. Grundstofferne vil blive dannet under selve eksplosionen, og blive spredt ud i rummet af supernovaens chokbølger. Hvor de så blandes med gas og støv, og kan være med til at danne nye stjerner og planeter.

De fleste supernovaeksplosioner sker i stjerner med en masse på over 8 sm, og da det er ganske få stjerner med denne masse i universet, regnes det for at være en sjælden begivenhed i en enkelt galakse. Man tror at det vil forekomme mellem 2 og 3 supernovaeksplosioner i Mælkevejen i løbet af et århundrede. Hvis nogen af disse skulle forekomme inden for en rækkevidde på 100-200 ly fra Jorden, ville det få katastrofale følger for planeten og alt liv på den.

En supernova vil efterlade en supernovarest samt en form for reststjerne (en neutronstjerne eller et sort hul), alt efter hvilken type supernovaeksplosion det er, og den resterende masse efter eksplosionen.

Supernovaer har fået sit navn for at skille denne fra normale novaer. Det er en del ligheder mellem novaer og supernovaer, men i modsætning til en supernova, er en normal nova ikke en stjernes endelige. Nova kommer fra det latinske //”stella nova”//, som betyder ny stjerne, hvilket egentlig er ganske ironisk, da supernovaer som vil indtræde i slutningen af en stjernes aktive liv.



=Navngivning= Navnet til supernovaer vil indeholde det året de blev opdaget i, efterfulgt af 1-2 bogstaver. Hvis vi fx tager SN 1987 A (SN = supernova). Her er 1987 det året supernovaen blev opdaget i, og A viser at det er den første supernovaen der blev opdaget dette året. De første 26 supernovaer opdaget i et år vil have et stort bogstav mellem A og Z, hvorefter det vil være to små bogstaver (aa til az, derefter ba til bz osv.).

For historiske supernovaer (opdaget før 1800), som SN 1572 (Tycho Brahes supernova) og SN 1604 (Johannes Keplers supernova), vil man kun opgive det året de blev opdaget i. Supernovaer opdaget efter 1800 bruges det altid bogstaver på, også selv om det er et år hvor det kun bliver opdaget en enkelt.

Men selv vi giver en supernova opdaget i 2007 navnet SN 2007fg, bør man huske på at dette var året lyset fra eksplosionen nåede frem til os, og ikke den virkelige dato for selve eksplosionen (som i virkeligheden kan have foregået for svært lang tid siden).

=Observationer= //For en uddybet artikel om emnet se supernova historie//

Den første gang man opdaget en supernovaeksplosion fra Jorden var i 185 e.Kr. da kinesere og koreanere så en "gæstestjerne" på himlen. Efter denne har vi viden om seks andre supernovaeksplosioner som fandt sted før 1604. Alle disse syv supernovaer fandt sted inden for Mælkevejen, og efter den sidste i 1604 har man ikke observeret nogen supernovaeksplosioner i Mælkevejen. Dette førte til at forskningen af supernovaer lå stille hen i et par århundreder, indtil at ny teknologi gjorde det mulig at studere himmelen bedre end før.

I 1885 blev den første "udenomgalaktiske" supernova observeret i Andromedagalaksen, og siden da har man regelmæssig opdaget nye supernovaer. Efter 1930'erne har forskningen af supernovaer blomstret op, og dette sammen med at det bliver opdaget svært mange nye supernovaer har gjort så at vi i dag har en ganske kompakt teori rundt supernovaer.

=Typer= Nyopdagede supernovaer vil blive delt ind i to grupper, type I og type II alt efter om de har brint i sit spektrum. Derefter deles de ind i undertyper, alt efter spektrum og udstråling.


 * **Type** || **Karakterisering** ||
 * **Type I** ||< mangler brint i spektrum ||
 * Type Ia || har silicium i spektrum (615 nm) ||
 * Type Ib || har helium men mangler silicium i spektrum ||
 * Type Ic || mangler helium (eller svage spor), har ingen silicium ||
 * **Type II** || har brint i spektrum ||
 * Type IIP || udstrålingskurven viser et ”plateau” ||
 * Type IIL || viser en lineært ”nedgang” i udstråling ||

Type II
//For en uddybet artikel om emnet se type II supernovaer//

Type II supernovaer er supernovaeksplosioner med brint i sit spektrum. Dette er den traditionelle form for supernovaer hvor store stjerner (masse større end 8 sm), hvor fusionen i kernen har nået til jern og stoppet (næsten helt) op. Dette fører til dannelse af en tung jernkerne i stjernen, og når denne har fået en masse på over 1,4 sm vil gravitation få overtag, og kernen begynder at kollapse.

Kollapset vil føre til at temperaturen i stjernen øger enormt, og sætte i gang en ukontrolleret fusionsproces hvor stoffer tungere end jern vil blive dannet. På et tidspunkt vil temperaturen være blevet så høj at protoner og elektroner fusionerer sammen til at være neutroner, og dette danner en neutronstjerne. Denne kerne vil virke som en mur mod faldende masse, og sende denne retur ud i rummet ”som chokbølger”.

Denne type supernovaeksplosion vil efterlade en form for stjernerest, hvad denne vil være afhænger af massen til stjernen der eksploderede.

Type I
Type I supernovaer er supernovaeksplosioner uden brint i sit spektrum. Denne type supernovaer deles normalt ind i tre undergrupper Ia, Ib og Ic. Denne inddeling kommer ud fra supernovaens spektrum, en type Ia vil have silicium (614 nm) mens Ib og Ic vil mangle denne.

Type Ia
//For en uddybet artikel om emnet se type Ia supernovaer//

Det er flere måder denne type kan opstå på, men eksplosionsmekanismen for disse er grundlæggende den samme. En hvid dværg, der har fået en alt for stor masse (1,4 sm) kollapser og detonerer (supernovaeksplosionen) og sender det meste af sin masse ud i rummet. I modsætning til andre typer for supernovaer tror man ikke at Ia efterlader nogen form for reststjerne.

Type Ia supernovaer kan bruges som et ”bevis” på at universet udvider sig hurtigere i dag end før, altså at universet er accelererende. Grunden til at Ia kan bruges som ”bevis” er at de sprænger svært ligt og har ”lige” udstrålingskurver, noget som gør det mulig for os at bruge dem til at måle deres afstand fra os med en ganske stor nøjagtighed.

Type Ib og Ic
//For en uddybet artikel om emnet se type Ib og Ic supernovaer//

Disse to typerne ligner svært meget på en type II eksplosion og forekommer begge når store stjerner detonerer. Men de mangler begge brint i sit spektrum, og Ic vil også mangle helium.

Selve måden en type Ib/Ic supernova forekommer på, er svært lig på en type II supernova, og det vil også her blive efterladt en form for reststjerne.

Mens de fleste supernovaer opstår når store stjerner eksploderer (eksempel på en stor stjerne til venstre, Y. Grosdidier (U. Montreal) et al., WFPC2, HST, NASA), vil Ia supernovaer skyldes en hvid dværg som kollapser (højre, Casey Reed / NASA).
 * [[image:Wolf_rayet2.jpg width="360" height="378"]] [[image:White_dwarf_in_AE_Aquarii.jpg width="494" height="378"]] ||

=Under= Under en supernovaeksplosion vil mange sjove (og komplicerede) reaktioner finde sted. Af disse er nok det dannelsen af nye grundstoffer den mest interessante for os: Under en supernovaeksplosion vil det eksistere bestemte forhold som gør det gunstig at danne grundstoffer større end jern ved en svært stor hastighed. Processen hvori nye grundstoffer vil blive dannet kaldes for supernova nukleosyntese. Man tror at de fleste grundstoffer større end jern som finder i universet har blevet skabt igennem supernovaer (og denne proces).

Efter at nye stoffer har blevet dannet i en supernovaeksplosion, vil de blive kastet ud i verdensrummet af chokbølger skabt af eksplosionen. Her vil stofferne over tid blive blandet med det interstellare medium, og danne grundlaget for dannelsen af nye stjerner og planeter.

En anden interessant ting ved supernovaer, eller rettere sagt hypernovaer, er at det vil blive dannet gammaglimt. En stor stjerne (+30 sm) som kollapser vil gå direkte over til at være et sort hul, og kan derefter eksplodere. Hvis det sidste sker, vil det i samme proces udsende en stor mængde stråling, hvilket er det vi kender som lange gammaglimt.

=Efter= Hvad der vil blive dannet efter en supernovaeksplosion, afhænger af hvilken type eksplosion det var, masse før eksplosion og restmassen efter eksplosionen. Alle supernovaer vil uanset type og restmasse efterlade en supernovarest, mens alle undtagen type Ia vil efterlade en form for reststjerne.

Man tror i dag at stjerner med en masse på under 8 sm, ikke vil nå at komme til det stadie hvor supernovaeksplosionen sker, men i stedet bliver omdannet til en hvid dværg, som senere kan detonere som en type Ia supernovaeksplosion.

Hvis massen på den eksploderende stjerne er over 8 sm, så vil det alt efter restmassen blive efterladt en neutronstjerne eller et sort hul. Det er dog lavet teorier om at det kan blive dannet andre typer stjerner under en supernovaeksplosion (som kvarkstjerner, man har dog ikke observeret disse indtil nu).

Neutronstjerner
//For en uddybet artikel om emnet se neutronstjerner//

Hvis massen til en stjerne er mellem 8 sm, men mindre end 25-30 sm er det en stor sandsynlighed for at den vil blive en neutronstjerne efter en supernovaeksplosion. For at dette skal kunne ske må den resterende masse efter eksplosionen være på mellem 1,4 og 2-2,5 sm. Hvis massen er mindre end dette vil det ikke blive dannet en neutronstjerne og hvis massen er større vil det blive dannet et sort hul.

En neutronstjerne vil være svært kompakt og have en radius på rundt 10 km, have et svært kraftig magnetfelt (op til trillioner gange Jordens), og kan rotere svært hurtig, samtidig som den udsender store mængder med elektromagnetisk stråling.

Alt efter hvordan udviklingen er under eksplosionen kan stjerneresten blive nogle specielle former for neutronstjerner som magnetarer og pulsarer.

Sorte hul
//For en uddybet artikel om emnet se sorte hul//

Hvis massen til en stjerne er over 25-30 sm er det er stor sandsynlighed for at det vil blive dannet er sort hul ved en eventuel supernovaeksplosion. For at dette skal kunne ske må den resterende masse er på over 2-2,5 sm. For da vil intet i det ganske univers vi kender til være stærk nok til at holde gravitationskræfterne tilbage (stoppe disse), og kollapset af stjernens kerne vil ikke stoppe ved dannelse af neutroner, men fortsætte ind til det har blevet skabt noget med den største tæthed i universet, et sort hul.

Tyngdekraften i et sort hul er så enorm at selv ikke lys kan undslippe, og hullet vil være omgivet af et stærkt gravitationsfelt, som aftager i styrke jo længere du kommer væk fra det sorte hul.

Størrelsen af et sort hul er afhængig af stjernens resterende masse, og man siger i dag at en sort hul vil få en radius på 3 km for hver solmasse. Dette kaldes for Schwarzschilds radius, og vil betyde at et sort hul med en masse på 10 sm, kun vil have en diameter på 60 km (eller ”en radius på 30 km”). Denne radius kaldes også for den kritiske radius, og det er inden for denne at tyngdekraften vil være så stor at ikke engang lys kan slippe væk.

Da ikke engang lys kan slippe ud af et sort hul, er man i dag ikke helt sikre på om sorte hul virkelig eksisterer (da man ikke har muligheder for at tage ”direkte” af dem). Men man kan dog finde indirekte bevis på at de er der. Nogle som kan gøre ved hjælp af bl.a. masse, røntgenstråling og se på hvordan sorte hul vil påvirke sine omgivelser.

Alt efter resterende masse vil det blive efterladt en neutronstjerne (til venstre, Casey Reed/Penn State University) eller et sort hul (til højre, NASA), efter en supernovaeksplosion.
 * [[image:Neutron_star_illustrated.jpg width="373" height="359"]] [[image:BlackHole.jpg width="438" height="359"]] ||

=Kilder=
 * [|Aschehoug Ergo Fysikk 1]
 * [|Berkeley Cosmology Group - Black Holes FAQ]
 * [|Britannica Online Encyclopedia]
 * [|Curious]
 * [|Den Store Danske]
 * [|Sort hul]
 * [|HyperPhysics – supernova, forskellige typer for supernova]
 * [|Joint Center for Astrophysics - Supernovae Classification]
 * [|Microsoft Encarta]
 * [|NASA]
 * [|Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes]
 * [|Rundetaarn - supernova]
 * [|Store norske leksikon]
 * [|Engelsk], norsk ([|bokmål]/[|nynorsk]), [|svensk] og [|dansk] wikipedia.
 * [|Det aller meste fra denne]
 * [|Black hole]
 * [|Supernova Taxonomy]