6.1 Hvite dverger

Energien som frigjøres i disse pulsene skyver stjernens ytre lag bort fra kjernen og kan adskille dem helt fra den. Ute i rommet avkjøles gassen og støvkorn kondenseres. Solvinden driver så støvkornene enda lenger ut og de ytre lagene vil etterhvert forsvinne fullstendig og stjernen kan miste mer enn 50% av massen.

Når de ytre lagene fjernes vil den varme kjernen etterhvert avdekkes. Den avgir store mengder ultrafiolett stråling, sterk nok til å ionisere de frigjorte gassene. Disse begynner da å lyse og skaper en planetær tåke.

Fig. 12 Messier 27
©Anglo Australian Observatory

Kjernen og de deler av de ytre lagene som ikke ble fjernet presses videre sammen inntil bare et tynt "skinn" ytterst ikke er degenerert. Tettheten i kjernen er nå omtrent 1 000 000 ganger større enn tettheten til vann. På grunn av trykket fra de degenererte elektronene kan ikke stjernen frigjøre energi ved sammentrekning. Den eneste energikilden stjernen har igjen er den kinetiske energien i atomens kjerner, som beveger seg innimellom de degenererte elektronene. Energien disse gir fra seg når de mister hastighet transporteres gjennom elektronene til det ikke-degenererte laget og stråles ut i rommet. Stjernen er nå en hvit dverg.

Avkjølingen av den hvite dvergen vil fortsette. Dette medfører at luminositeten sakte vil avta inntil den ikke avgir lys i det hele tatt. Vi vil da ha fått en svart dverg, en kald masse av degenerert gass. Denne avkjølingen vil imidlertid ta svært lang tid. Ingen svarte dverger er så langt observert og det kan være at Melkeveien ikke har eksistert lenge nok til at en hvit dverg har kunnet bli en svart dverg.

Hva er det som bestemmer om en stjerne med masse opptil 8 M_S blir en hvit dverg eller en supernova?

Forholdene mellom trykk, tetthet og temperatur i degenererte gasser er uvanlige. Dette medfører at hvite dverger har en unik sammenheng mellom masse og radius:

Dvs., at jo mer massiv en hvit dverg er, jo mindre er den. Dette har den følgen at jo mer masse det er i en hvit dverg jo tettere må elektronene presses sammen for å opprette trykket nødvendig for å unngå en gravitasjonskollaps. Det er imidlertid en grense for hvor mye elektronene kan presses sammen og dermed for hvor mye trykk som kan produseres. Dette gir en øvre grense for hvor stor masse en hvit dverg kan ha. Denne grensen er på 1.4 M_S og kalles Chandrasekhar grensen etter Subrahmanyan Chandrasekhar, en pioneer innen de teoretiske studiene av hvite dverger. Av grensen ser vi at Solen vil ende opp som en hvit, deretter svart, dverg.

For at en 8 M_S stjerne skal kunne bli en hvit dverg må den altså kvitte seg med minimum 6.6 M_S i løpet av livssyklusen. Greier den ikke det, vil den bli en supernova.

6.2 Supernovaer

Etter at brenningen av helium i kjernen opphører komprimeres kjernen av gravitasjonskreftene inntil den når en temperatur rundt 600 000 000 K. Da starter en ny termonukleær prosess, karbonbrenning, opp. I denne prosessen skapes det neon, argon, magnesium, oksygen og helium.

Jo tyngre et grunnstoff er, jo sterkere er de elektriske kreftene som holder kjernene fra hverandre. Det betyr at de kan fusjonere bare ved svært høye temperaturer.

I en stjerne med hovedserie-masse lik minst 9 M_S, kan temperaturen i kjernen øke til 1 000 000 000 K. Da begynner brenningen av Ne, som skaper mer oksygen og magnesium. Etterhvert som et kjernebrennstoff er brukt opp fører en videre gravitetsdrevet sammentrekning av kjernen til at temperaturen økes ytterligere. Dette fører til at et av stoffene produsert gjennom den forrige termonukleære prosessen begynner å brenne. Dersom temperaturen når 1 500 000 000 K begynner brenningen av oksygen, som hovedsaklig resulterer i svovel, men også noe silisium, fosfor og magnesium. Som en følge av at kjerner fusjoneres for å danne et stoff vil antallet kjerner tilgjengelige for fusjon minke. Dette fører igjen til at forbrenningen av nye stoffer går raskere og raskere da det er mindre av dem. Karbon brenning i en 25 M_S stjerne pågår i 600 år, neon-brenning i et år og oksygenbrenning i 6 måneder.

Når oksygenbrenningen opphører fører den resulterende sammentrekningen til en temperatur opp mot 3 000 000 000 K. Da begynner silikonbrenningen. Stjernen har imidlertid ikke større forsyninger av silikon enn at den opphører igjen etter kun en dag. Hovedproduktet av silikonbrenningen er ⁵⁶Fe, en stabil isotop av jern.

Energien i en fusjon kommer fra den energien som frigjøres når to kjerner kolliderer og pakker nøytronene og protonene tettere sammen i produktet enn i utgangsstoffene. I ⁵⁶Fe er nøytronene og protonene pakket så tett sammen at det ikke er mulig å frigjøre energi ved større sammenpakning. Det er nå dannet en jernkjerne hvor det ikke lenger produseres energi.

Den eneste måten stjernen nå kan produsere energi på er ved å trekke seg sammen og frigi gravitasjonsenergi. Nå er det imidlertid ikke lenger mulig å stoppe sammentrekningen ved å begynne å brenne et annet stoff.

I løpet av et tidels sekund stiger kjernetemperaturen til 5 000 000 000 K. Fotonene som frigjøres ved denne enorme temperaturen har så mye energi at de begynner å bryte ned jernkjernene til alfa-partikler.

Innen et tidels sekund til, stiger tettheten så mye at elektronene tvinges til å gå sammen med protonene og produsere nøytroner og nøytrinoer.

Et kvart sekund etter at kollapsen begynner når tettheten i kjernen 4 x 10¹⁷ kg/m³, som tilsvarer tettheten nøytroner og protoner er pakket sammen inne i kjerner. Dette materialet er ikke mulig å komprimere videre. Det betyr at kollapsen brått stanser opp.

Imens har stjernens ytre lag, som ikke lenger holdes oppe av energiproduksjon i kjernen, begynt å falle innover mot kjernen med en hastighet opptil 15% av lyshastigheten. Når materien faller ned på den stive kjernen oppstår det enorme trykk og temperaturer(opp mot 20 000 000 000 K), som får det innkommende materialet til å sprette av kjernen og bli kastet utover igjen. Denne bølgen aksellererer stadig raskere ettersom den støter på færre og færre hindringer og blir snart til en sjokkbølge. Etter noen timer når sjokkbølgen stjernens overflate og stjernen blir en supernova. Luminositeten til stjernen er enorm og den overstråler alle andre stjerner i nærheten.

Fig. 13 Supernova 1987A etter og før eksplosjonen
©Anglo Australian Observatory

En supernova kan også oppstå i et binærsystem bestående av en C-O-rik hvit dverg og en rød kjempe. Den røde kjempen kommer så nær dvergen at den begynner å overføre gass til den. Når den hvite dvergens masse kommer nær Chandrasekhar grensen begynner karbonbrenning. Da den hvite dvergen består av degenererte elektroner kan ikke temperaturøkningen avhjelpes ved en trykkøkning. Temperaturøkningen kommer ut av kontrol og temperaturen blir snart så høy at elektronene ikke lenger er degenererte og stjernen eksploderer.

Etter at supernovaen er et faktum er det tre mulige utganger for stjernen: Den kan enten eksplodere så kraftig at ingenting blir igjen, den kan kvitte seg med så mye masse at bare en 1 M_S nøytronstjerne blir igjen eller kjernen kan kollapse og danne et sort hull. Akkurat hvilke faktorer som avgjør hva som skal skje er usikkert. Da nøytronstjerner og sorte hull er sluttprodukter som ikke lett lar seg reintegrere i den interstellare materien på en slik måte at de kan bidra til å skape nye stjerner faller de på en måte utenfor den sirkelen jeg ser på. Men jeg vil likevel se kort på dem.

6.2.1 Nøytronstjerner

Alle stjerner roterer. Loven om bevaring av bevegelsesmengdemoment betyr at en stjerne som kollapser vil få øket rotasjonshastigheten sin. Det betyr at nøytronstjerner må rotere svært raskt. Stjerner er omgitt av svake magnetfelt bundet til stjernens gasser. Når stjernen kollapser til en nøytronstjerne, minker overflatearealet dens med en faktor på 10⁹. Det betyr at magnetfeltet blir konsentrert over et område som er en milliard ganger mindre og dermed en milliard ganger sterkere.

Nøytronstjerner har vanligvis en rotasjonsakse som står i en vinkel på den magnetiske aksen. Kombinasjonen av et sterkt magnetfelt og hurtig rotasjon produserer intense elektriske felt nær stjernens overflate. Der er trykket så lite at det eksisterer frie elektroner og protoner. Disse ladde partiklene skyves ut fra nøytronstjernen ved de magnetiske polene og langs det magnetiske feltet. Partiklene aksellererer og avgir dermed energi. Resultatet er to tynne stråler som sveiper gjennom rommet ettersom stjernen roterer. På jorden kan de observeres som pulserende radiokilder med perioder på mellom 1/4 og 1 1/2 sekund. En slik nøytronstjerne kalles derfor en pulsar.

6.2.2 Sorte hull

Utviklingen frem til et sort hull ligner på den som fører frem til en nøytronstjerne. Men nå er massen så stor at kreftene mellom nøytronene ikke er i stand til å hindre en videre kollaps. Stjernen faller sammen uten å kunne stanses. Radiusen går mot null mens tettheten går mot uendelig. Gravitasjonskreftene på stjernens overflate øker dramatisk. Til slutt vil unnslipningshastigheten fra stjernen være lik lysets hastighet og ingen stråling vil kunne unnslippe stjernen og den forsvinner. Stjernen er blitt komprimert til punkt med uendelig tetthet. Dette kalles et singulært punkt, eller en singularitet.

I følge Einsteins generelle relativitetsteori er gravitasjon det samme som krumning av tid og rom. Lang fra kilder til gravitasjon er rommet "flatt" og tiden upåvirket. Nær en gravitasjonskilde er rommet krummet og tiden går saktere. På jorden er gravitasjonen så svak at relativitetsteorien gir samme resultat som Newtons lover. For områder med store gravitasjonskrefter, som i nærheten av et sort hull, gir den generelle relativitetsteorien de beste resultatene.

Rommet krummer seg i nærheten av et sort hull. Rundt hullet, der hvor unnslipningshastigheten er nøyaktig lik c, ligger eventhorisonten. Den kan ses på som det sorte hullets "overflate". Alt som kommer innfor denne vil forsvinne ut av universet for alltid. Radiusen til eventhorisonten kalles Schwarzschild radiusen, etter den tyske astronomen Karl Schwarzchild. Den er gitt ved:

For solen vil den være 3 km, mens for en 10 M_S stjerne vil den være 30 km. Hva som skjer innenfor eventhorisonten er det umulig for oss å se, da ingenting slipper ut. Den generelle relativitetsteorien sier imidlertid at i singulariteten er gravitasjonen uendelig, så krumningen i tid og rom må også være uendelig. Det betyr at tid og rom ikke eksisterer som separate enheter, men blandet sammen. Det som skjer i singulariteten er ikke underlagt fysikkens lover. Den samme eventhorisonten som hindrer oss i å se inn i det sorte hullet gjør også at det som skjer i singulariteten ikke kan påvirke universet utenfor hullet, med de uberegnelige konsekvenser det kunne få.