När en stjärna som solen dör kastar den ut sina yttre skikt i rymden och lämnar sin heta, täta kärna att svalna under eoner. Men vissa andra typer av stjärnor upphör med titaniska explosioner, så kallade supernovor. En supernova kan lysa lika starkt som en hel galax med miljarder ”vanliga” stjärnor. Vissa av dessa explosioner förstör stjärnan helt och hållet, medan andra lämnar efter sig antingen en supertät neutronstjärna eller ett svart hål – ett objekt med så stark gravitation att inte ens ljus kan fly från det.
Supernovor finns i två breda kategorier, kända som typ I och typ II, som definieras av spektrumet av den materia som skjuts ut i rymden, och av hur stjärnorna lyser upp och bleknar. I takt med att fler supernovor upptäcks suddas dock gränsen mellan de två kategorierna ut.
De mest kända supernovorna av typ I kallas för typ Ia. En typ Ia inträffar troligen när en vit dvärgstjärna – ”liket” av en medelstor stjärna som solen – sprängs helt i bitar.
Astronomer misstänker att det är vita dvärgar som är de skyldiga eftersom supernovor av typ Ia vanligtvis inträffar i områden i rymden som innehåller mestadels äldre stjärnor, vilket antyder att en typ Ia är explosionen av en stjärna med lång livslängd. Stjärnor som lever länge kan inte vara särskilt massiva, vilket ger trovärdighet åt teorin om vita dvärgar. Och spektren från supernovor av typ Ia visar lite eller inget väte, det vanligaste grundämnet i universum. I stället visar de mycket kol och syre, vilket är sammansättningen hos en vit dvärg.
Den maximala massan för en vit dvärg är 1,4 gånger solens massa, ett värde som kallas Chandrasekhar-gränsen. Vita dvärgar med nästan Chandrasekhar-massa är i princip identiska, så de genomgår nästan identiska explosioner.
Den mest populära teorin för att en vit dvärgstjärna ska förvandlas till en supernova är genom en akt av stjärnkannibalism. Om en vit dvärg har en nära följeslagerstjärna kan den stjäla gas från följeslagarens yta. Om mängden material som ackumuleras av den vita dvärgen driver dess massa nära Chandrasekhar-gränsen kan den vita dvärgen explodera och inte lämna något efter sig.
Supernovarester från krabbnebulosanDe stjärnor som skapar supernovor av typ II föds å andra sidan troligen i en galaxs spiralarmar – regioner som är befolkade av många unga, ljusstarka stjärnor – och lever inte tillräckligt länge för att vandra från sina födelseplatser. Eftersom de är kortlivade måste sådana stjärnor också vara massiva.
Hällbarheten hos en typisk supernova av typ II når sin topp efter en vecka eller två och förblir nästan konstant i upp till två månader. Därefter sjunker den plötsligt, följt av en jämnare dämpning under de följande månaderna. Mönstret av ljusemission över tiden överensstämmer med explosionen av en ”superjätte”-stjärna.
En superjätte har genomgått en sekvens av stadier som producerat allt tyngre grundämnen i dess kärna – från väte till helium, kol, syre och så vidare. Men denna sekvens får ett våldsamt slut när kärnan omvandlas till järn. Järn kan bara absorbera kärnenergi, inte producera den. Eftersom den inte längre kan producera energi förlorar stjärnan sin källa till inre tryck och kollapsar.
När kollapsen når en kritisk densitet upphör den. Vid denna tidpunkt är materian i stjärnans kärna packad så tätt att ett block av dess material som är lika stort som en sockerbit skulle väga miljontals ton. Kärnan har blivit en neutronstjärna – ett objekt som är mer massivt än solen, men bara några kilometer i diameter.
Kollapsen frigör tillräckligt med energi för att slita stjärnans yttre lager i bitar och blåsa ut dem i rymden med flera procent av ljusets hastighet. Dessa fragment bär med sig helium, kalcium, syre, kol och andra grundämnen ut i rymden, där de kanske en dag kan införlivas i nya stjärnor och planeter.
Hur skiljer sig en nova från en supernova?
Konstnärsbegrepp av en nova ”Nova” är ett latinskt ord som betyder ”ny”. Inom astronomin används det för att beskriva ett objekt som plötsligt lyser mycket starkare än tidigare. Novae uppstår i system med flera stjärnor där en vit dvärg, en neutronstjärna eller till och med ett svart hål drar till sig gaser från den yttre atmosfären hos en följeslagarstjärna till ett hölje av materia runt sig själv.
I takt med att mer materia läggs på hög blir gasen allt hetare och tätare tills den plötsliga vätefusionen i höljet utlöser en enorm termonukleär explosion. Stjärnans ljusstyrka ökar med en miljon gånger – tillräckligt för att göra den lika lysande som de ljusstarkaste stjärnorna.