Når en stjerne som Solen dør, kaster den sine ydre lag ud i rummet og efterlader sin varme, tætte kerne til afkøling i løbet af æoner. Men nogle andre typer stjerner uddør med titaniske eksplosioner, kaldet supernovaer. En supernova kan skinne lige så stærkt som en hel galakse med milliarder af “normale” stjerner. Nogle af disse eksplosioner ødelægger stjernen fuldstændigt, mens andre efterlader enten en supertæt neutronstjerne eller et sort hul – et objekt med så kraftig tyngdekraft, at ikke engang lys kan slippe ud af det.
Supernovaer findes i to overordnede kategorier, kendt som type I og type II, som defineres af spektret af det stof, der kastes ud i rummet, og af den måde, stjernerne lyser op og forsvinder på. Efterhånden som der opdages flere supernovaer, udviskes grænsen mellem de to kategorier.
De bedst kendte type I-supernovaer er kendt som type Ia. En type Ia opstår sandsynligvis, når en hvid dværgstjerne – “liget” af en stjerne med middelstor masse som Solen – sprænges helt i stykker.
Astronomer mistænker hvide dværge for at være de skyldige, fordi supernovaer af type Ia typisk opstår i områder af rummet, der hovedsagelig indeholder ældre stjerner, hvilket tyder på, at en type Ia er eksplosionen af en langlivet stjerne. Stjerner, der lever længe, kan ikke være særligt massive, hvilket giver yderligere troværdighed til teorien om hvide dværge. Og spektret af type Ia-supernovaer viser kun lidt eller ingen brint, som er det mest almindelige grundstof i universet. I stedet viser de en masse kulstof og ilt, hvilket er sammensætningen af en hvid dværg.
Den maksimale masse for en hvid dværg er 1,4 gange Solens masse, en værdi, der er kendt som Chandrasekhar-grænsen. Hvide dværge med næsten Chandrasekhar-massen er stort set identiske, så de gennemgår næsten identiske eksplosioner.
Den mest populære teori for at gøre en hvid dværgstjerne til en supernova er gennem en akt af stjerne-kannibalisme. Hvis en hvid dværg har en nær ledsagerstjerne, kan den stjæle gas fra ledsagerens overflade. Hvis mængden af materiale, som den hvide dværg har ophobet, presser dens masse tæt på Chandrasekhar-grænsen, kan den hvide dværg eksplodere og ikke efterlade noget tilbage.
Supernova-rester af krabbesprayenDe stjerner, der skaber type II-supernovaer, er på den anden side sandsynligvis født i en galakses spiralarme – regioner, der er befolket af mange unge, lyse stjerner – og lever ikke længe nok til at vandre fra deres fødesteder. Fordi de er kortlivede, må sådanne stjerner også være massive.
Hellheden af en typisk type II-supernova topper efter en uge eller to og forbliver næsten konstant i op til to måneder. Derefter falder den pludseligt, efterfulgt af en stadig mere jævn dæmpning i løbet af de næste par måneder. Mønsteret med lysemission over tid er i overensstemmelse med eksplosionen af en “supergigant”-stjerne.
En supergigant har gennemgået en række stadier, der har produceret stadig tungere grundstoffer i dens kerne – fra brint til helium, kulstof, ilt osv. Men denne sekvens får en voldsom afslutning, når kernen er omdannet til jern. Jern kan kun absorbere kerneenergi, men ikke producere den. Da den ikke længere kan producere energi, mister stjernen sin kilde til indre tryk og kollapser.
Når kollapserne når en kritisk tæthed, stopper de. På dette tidspunkt er stoffet i stjernens kerne pakket så tæt sammen, at en blok af dens materiale på størrelse med en sukkertube ville veje millioner af tons. Kernen er blevet en neutronstjerne – et objekt, der er mere massivt end Solen, men kun få kilometer i diameter.
Kollapsen frigiver nok energi til at rive stjernens ydre lag i stykker og blæse dem ud i rummet med flere procent af lysets hastighed. Disse fragmenter bærer helium, calcium, ilt, kulstof og andre grundstoffer ud i rummet, hvor de måske en dag bliver inkorporeret i nye stjerner og planeter.
Hvordan adskiller en nova sig fra en supernova?
Kunstnerisk opfattelse af en nova “Nova” er et latinsk ord, der betyder “ny”. I astronomi bruges det til at beskrive et objekt, der pludselig lyser meget kraftigere, end det havde gjort før. Novae opstår i systemer med flere stjerner, hvor en hvid dværg, en neutronstjerne eller endog et sort hul trækker gasser fra en ledsagerstjernes ydre atmosfære ind i en stofhinde omkring sig selv.
Da mere stof hober sig op, bliver gassen stadig varmere og tættere, indtil den pludseligt indsættende brintfusion i hinden udløser en enorm termonuklear eksplosion. Stjernens lysstyrke øges med en million gange – nok til at gøre den lige så lysstærk som de klareste stjerner.