Stjärnors död

Vad som händer sedan stjärnan har levt den lugna delen av sitt liv är i stort sett bara beroende på dess vikt. Det första som händer är att stjärnan kastar stora mängder med stoft från sig. Sedan kan i stort sett tre olika saker inträffa. (Massorna som anges är solmassor efter den har passerat stadiet som planetarisk nebulosa)
Stjärnan förbränner under större delen av sitt liv väte till helium genom proton-proton cykeln (eller, om stjärnan är tillräckligt stor, CNO-cykeln).
När vätet börjar ta slut kommer stjärnan att börja "se sig om" efter alternativa energikällor. Det som finns till hands är förbränning av helium till tyngre grundämnen.
Under denna tid kommer stjärnan att vilja falla ihop men kärnreaktionerna håller stjärnan uppe med stigande temperatur och tyngre och tyngre grundämnen som resultat.
Stjärnan har nu svällt upp till en röd jätte och kastar stora mängder stoft omkring sig. Stjärnan kallas i detta stadium en planetarisk nebulosa. Så småningom kommer järn att bildas i kärnan och då är slutet nära. När man slår ihop väteatomer till helium fås en viss mängd energi men när helium slås ihop till t.ex. kol så fås visserligen energi, fast mindre. Elementarfysiken säger oss emellertid att man kan inte slå ihop järnatomer (och givetvis ännu tyngre atomer) och få ut någon energi utan ska man förena två järnatomer måste man istället tillföra energi.
Det är nästan som om stjärnan var ute på ett sprinterlopp och plötsligt fick massor med mjölksyra. Vad som sen händer beror helt på stjärnans vikt. (Efter den har passerat stadiet som röd jätte/planetarisk nebulosa. Det finns tre möjligheter.
1. Stjärnan väger maximalt 1,4 solmassor.
Stjärnan krymper under tyngdkraften och pressas ihop till en vit dvärg. Den hålls då uppe av materien som här är i ett tillstånd som kallas för degenererad materia.
Vad degenererad materia egentligen är går jag inte in på, man får studera lite kvantfysik först. Man brukar också kalla materia i detta tillstånd för elektron-degenererad materia. När allt har lugnat ner sig så är en liten vit stjärna kvar där inga kärnreaktioner längre pågår men den är (som man kan se på färgen) mycket varm. Den kommer med tiden att svalna tills den till slut är en kall klump i rymden. Stjärnans storlek är då jämförbar med Jordens och densiteten är ca 100-1000 miljoner kg/dm3.
Se Vita dvärgar.
2. Stjärnan väger mellan 1,4 och cirka 3 solmassor.
Stjärnan slutar som en neutronstjärna. (eller en pulsar, det är i stort sett samma sak)
När stjärnan krymper kan inte ens den elektron-degenererade materian hålla stjärnan uppe utan den kommer att falla ihop till den når stadiet neutron-degenererad materia.
Plötsligt kollapsar kärnan och densiteten stiger till ca 2*10E17 kg/dm3, ungefär samma som en atomkärna. Då kommer elektonerna att "tryckas" in i protonerna. Protonens och elektronens elektriska laddning tar ut varann och resultatet blir i stort sett bara neutroner. Man kan faktiskt se hela kärnan som en stor neutron. När omvandlingen till "neutronkärna" sker kommer först kärnan att falla ihop för att bli absolut oelastisk (det tar bara någon sekund) och då kommer en chockvåg att röra sig utåt med en hastighet på flera tusen km/s. Temperaturen stiger till otroliga värden och allt material i stjärnan förutom kärnan "antänds" nu och kastas nu ut i rymden - en supernova har bildats!
Det är nu som alla (och jag menar alla) grundämnen tyngre än järn skapas. I detta skede finns det ju energi i överskott så det är möjligt. Alla tyngre metaller som bly, uran, m.m. m.m. har alltså skapats i någon supernova för länge sedan.
En supernova tillhör ett av de kraftigaste fenomenen i universum och den kan under en kort tid lysa mer än en hel galax!!
Krabbnebulosan är resterna av en supernova och innehåller en pulsar/neutronstjärna i centrum. (bild uppe till vänster)
Se även neutronstjärnor
3. Stjärnan väger mer än cirka 3 solmassor.
Stjärnan kommer som i fall 2 att bli en supernova. Skillnaden är den att resultatet efter smällen blir ett svart hål

Supernovor

Supernovor finns i två huvudtyper, Typ I och Typ II. :-D
Klassificeringen beror i huvudsak på spektrallinjerna i ljusskenet. Typ I är fattiga på väte, Typ II har väte i linjerna. Sen indelas Typ I i tre underklasser Typ Ia, Typ Ib och Typ Ic.
Om den har en linje som kommer från kisel (6150 Å) kallas den för Typ Ia.
Om den har en linje som kommer från helium (5776 Å) kallas den för Typ Ib.
Om den varken har en heliumlinje eller en kisellinje kallas den för Typ Ic.
Typ I förekommer oftast i dubbelstjärnesystem och där det finns gamla stjärnor medan Typ II kommer från massiva yngre stjärnor.

Typ Ia är den vanligaste och tros uppstå när en vit dvärgstjärna som rör sig runt en ”vanlig” stjärna på så kort avstånd att material från huvudstjärnan sugs över till den vita dvärgen av gravitationen från denna. Materialet uppnår mycket hög hastighet (närmare ljusets hastighet).
När massan hos den vita dvärgen och det infallande materialet överskrider Chandrasekhargränsen (den övre gränsen för massa hos en vit dvärg) exploderar materialet i en Typ Ia supernova. Den vita dvärgen har nu en massa som är under Chandrasekhargränsen varefter processen kan börja om på nytt.
En stjärna som exploderar som en Typ Ia supernova kan alltså explodera flera gånger.

En supernova av Typ II, och troligen även Typ Ib och Typ Ic, är däremot en explosion som beror på att bränslet tagit slut i stjärnan på samma sätt som jag beskriver i exempel 2 här ovan.