Vad är det för skillnad mellan en "vanlig" stjärna och en större stjärna när det kommer till supernovor?

Vad är det för skillnad mellan en ”vanlig” stjärna och en större stjärna när det kommer till supernovor? Vad innebär det att en stjärna går över ”chandrasekhargränsen”?

Frågan ställdes 2020-02-11.

Vi räknar med två huvudtyper av supernovor. De mest kända är nog de från stjärnor som från början har massor större än omkring 8-10 gånger solens massa. I slutet av deras ”liv” är det så hett och högt tryck i deras inre att de får energi genom att slå samman lättare atomkärnor till kärnor ungefär så tunga som järn och nickel. När en sådan kärna längst inne i en stjärna blir tillräckligt tung så kan trycket inte hålla emot gravitationens enorma dragningskraft utan kärnan kollapsar medan den sänder ut enorma mängder energi och partiklar som får resten av stjärnan att kastas ut med enorma hastigheter. Sådana supernovor kallas kärnkollapssupernovor (core collapse supernovae).

Den andra typen kommer från mindre massiva stjärnor som är dubbelstjärnor där den ena (eller kanske båda) i slutet av sitt liv byggt en kärna bestående av kol och syre och blåst av sig det mesta av sina ytlager och sin massa i en kraftig supervind. Trycket i en sådan ”vit dvärg” skapas främst av elektroner (en degenererad elektrongas). De är märkliga eftersom de krymper om de blir tyngre, och de kan kanske växa av att samla på sig gas från den andra stjärnan i dubbelstjärnan. När de uppnått en massa om ungefär 1,4 gånger solens, ”Chandrasekhargränsen”, så är temperaturen så hög att hela den vita dvärgen detonerar som en fusionsbomb (thermal runaway supernovae) där kol och syre bygger upp tyngre ämnen, framförallt nära järn i det periodiska systemet. Det kan troligen också hända om båda stjärnorna i dubbelstjärnan blivit vita dvärgar och så småningom smälter samman.

Frågan besvarades av Bengt Edvardsson, universitetslektor vid avdelningen astronomi och rymdfysik, institutionen för fysik och astronomi.