Fantastisk evolusjon for store stjerner

På dette stadiet i evolusjonen utvides mindre stjerner som solen bare til deres ytre atmosfære utvides, og alt som er igjen er en hvit dverg som hovedsakelig består av karbon og oksygen. (Slike dverger kalles ofte CO-stjerner av den grunn.) Solen er ikke massiv nok til å antenne karbonfusjon. Men store stjerner er det, og bare noen få millioner år etter at de antenner heliumet sitt, og mens de fremdeles er godt innenfor sin røde gigantiske fase, antenner de karbonet og glir inn i et trippelskallarrangement.

Karbon smelter sammen i en blanding av oksygen, neon og magnesium, så man kan forestille seg at sluttpunktet til en stor stjerne kan være en vakker planetarisk tåke akkurat som solens, bortsett fra med en ONM hvit dverg (oksygen-neon-magnesium) belysning det opp i stedet for en karbon-oksygen dverg. Og faktisk er det kjent at ONM hvite dverger eksisterer – men de er ganske sjeldne. Opplysningene om kjernefysikk er slik at hvis en stjerne er massiv nok til å smelte karbon (omtrent fem solmasser), så er den nesten massiv nok til å smelte noe kjernefysisk drivstoff (omtrent ni solmasser). Således er det bare en og annen stjerne hvis masse ligger innenfor det relativt smale intervallet på fem til ni solmasser som kan ende opp som en ONM hvit dverg.² De fleste karbonfuserende stjerner buldrer bare videre og smelter sammen det ene elementet etter det andre.

Når en stor stjerne (masse > 9 solenergi) beveger seg forbi heliumfusjon, gjennomgår dens indre en serie med antennelser av forskjellige kjernefysiske drivstoff som hver brenner i sitt eget skall. På mindre enn 10 000 år beveger stjernen seg fra et dobbeltskallarrangement som solen vil ha til en forvirrende flerskallstruktur som en løk. Detaljene er ikke kritiske for diskusjonen vår, men et sammendrag av hvordan den store stjernens interiør ser ut mot slutten er morsomt (se Tabell I).

Tabell I – Skallstrukturen til en stor stjerne

Hvert skall i stjernen brenner mye raskere enn det over det, først og fremst fordi det brenner ved høyere temperatur. Likevel, fordi energiutbyttet fra kjernefusjon går ned når kjernenes masse går opp, gir skjellene stadig mindre og mindre energi til til slutt, når den massive røde superkjempen når jern, slutter de å generere energi helt. Problemet for superkjempen på dette tidspunktet er ikke utilstrekkelig temperatur og trykk i kjernen, slik det var med solen og karbonfusjonen. Problemet er at den røde superkjempen ikke kan smelte jern fordi jern ikke kan smeltes.

Jeg har tidligere lagt merke til at det er to måter å skaffe kjernekraft på: ved å smelte lette elementer i tyngre, eller ved å splitte tunge elementer i lettere. Med andre ord, uansett beveger du deg mot sentrum av elementets periodiske system. Sunn fornuft forteller deg at disse trendene må møtes et sted, og de gjør det: på jern. I atomens verden ligger jern i den laveste delen av den laveste dalen. Du må alltid legge energi til en jernkjerne for å klatre ut av dalen og endre den til et hvilket som helst annet element. I prinsippet kan ethvert element under jern (jern er element nr. 26) smeltes for å frigjøre energi, og ethvert element over det kan splittes for å frigjøre energi. Men jern i seg selv kan ikke frigjøre energi: det er kjernekraftekvivalenten til en slagghaug. Figuren til høyre er en graf over “kjernedalen” som viser hvor mye kjernekraft som potensielt er tilgjengelig fra alle elementene. Å bevege seg nedover frigjør energi; å bevege seg oppover krever at energi tilføres.

Dermed er jernkjernen i midten av en rød superkjempestjerne slutten på linjen. Uten en kilde til kjernekraft for å opprettholde likevekt, er alt kjernen kan gjøre å trekke seg sammen. Silisiumfusjonen i det syvende skallet gir svært lite energi sammenlignet med andre fusjonsprosesser, så silisiumskallet må brenne ekstremt raskt for å støtte lagene over det. Dette pluss de glupske drivstoffutgiftene til den røde superkjempen (på dette stadiet kan den lett være 150.000 til 500.000 ganger så lysende som solen) får jernkjernen til å vokse i en kraftig hastighet. I løpet av bare et døgn (!) Etter tenningen av silisiumforbrenning, begynner jernkjernen å kollapse i en elektron-degenerert tilstand og blir effektivt en ekstremt raskt voksende hvit dvergstjerne i sentrum av en rød superkjempestjerne. En veldig kort stund kjernefysisk brenning over den fortsetter, men for en så massiv stjerne som denne er det ikke mye tid igjen før det utbrente jernet “aske” i kjernen vokser til en kule 1,4 ganger så massiv som solen . Som spådd av Chandrasekhar i 1931, er det degenererte jernet så massivt som en hvit dverg kan være.

Den har nådd Chandrasekhar’s Limit.

I løpet av et øyeblikk kollapser hele jernkjernen fra størrelsen på planeten Mars til en kule bare 20 miles over. Under det fantastiske presset fra sammenbruddet knuses jernkjernene så tett sammen at de bokstavelig talt knuses ut av eksistensen og i stedet blir til en suppe av svermende protoner og nøytroner. Ved slike tettheter tvinger reglene for kvantemekanikk elektronene til å smelte sammen med protonene (som omdanner protonene til nøytroner), og i et rasende øyeblikk er nøytroner nesten alt som er igjen. Kjernen til den røde kjempen krøller seg plutselig sammen til en bisarr, gigantisk “kjerne” med 1,4 solmasser av nøytroner, svært få protoner og en tetthet på milliarder tonn per kubikkmeter.

De elektromagnetiske kreftene som en gang hadde holdt opp det elektron-degenererte stoffet i den hvite dvergen, er borte, fordi det ikke lenger er noen elektroner. Når nøytronene blir knust ned til tettheten av atomkjerner, kommer imidlertid den sterke kjernekraften til spill. Den sterke kjernekraften liker ikke at partikler kommer tett sammen mer enn den elektromagnetiske kraften gjør, og den sterke kjernekraften er vel, sterk. Når den endelig anstrenger seg, smelter det sammenbruddende nøytronmaterialet ringende til en nesten øyeblikkelig stopp i en radius på kanskje seks miles.

I mellomtiden, bak nøytronmaterialet, faller normal materie fra lagene rett over kjernen nedover med en gravitasjonsakselerasjon som er så fenomenal at det i løpet av få tiendedeler av et sekund det tar å nå sentrum, allerede beveger seg med 25.000 miles per sekund. En masse svovel, silisium og oksygen som er en kvart million ganger mer massiv enn jorden og beveger seg med 15% av lysets hastighet, smeller inn i nøytronkjernen – og spretter av den som en gummikule som treffer en solid stålmasse hode. En enorm sjokkbølge begynner å spre seg utover.

Kollapsen av den hvite dvergkjernen til en nøytronmasse har gitt ut mye mer gravitasjonsenergi i løpet av ett sekund enn stjernen har gitt ut i form av kjernekraft i hele sitt liv, og vi snakker om en veldig stor stjerne. (Som jeg påpekte da jeg diskuterte heliumblitsen fra stjerner av soltypen, er det utrolig hvor mye energi det er i gravitasjonskollaps, hvis kollapsen er massiv nok og dyp nok.) Nesten all denne gravitasjonsenergien har blitt transformert til varme i nøytronkjernen, men den blir ikke der. Nesten like raskt som den ble opprettet, utstråles energien av subatomære partikler kjent som nøytrinoer.³ Detaljene om nøytrinoer og hvordan de oppfører seg, ligger utenfor omfanget av dette essayet, så det er nok å si at når en proton og et elektron smeltes sammen i et nøytron inne i stjernen, vil fusjonen generere omtrent ti nøytrinoer. Dette er kritisk viktig fordi vanlige kollapsede stjerner (det vil si hvite dverger) avkjøles ved å avgi lys, mens en kollapset nøytronkjerne avkjøles hovedsakelig ved å avgi neutrinoer. Og forskjellen er at det tar en hvit dverg milliarder år å utstråle varmen, men det tar nøytronkjernen bare omtrent 10 sekunder.

Gravitasjonskollapsen til kjernen frigjør således en strøm av rundt 10⁵⁸ nøytrinoer, som hver har omtrent samme kinetiske energi som et elektron i et 10 millioner volt lynnedslag. Det er nesten umulig å forstå hvor mye energi dette representerer, så jeg vil bare beskrive hva som skjer med den røde superkjempestjernen neste:

Cirka 99,7% av nøytrinoene slår gjennom de ytre lagene til den røde giganten som om de ikke er der, og løper ut i rommet med lysets hastighet. (Å stoppe en nøytrino med vanlig materie er omtrent som å stoppe en riflekule med en bolle med Jello – det er nettopp derfor nøytrinoene stråler vekk fra nøytronkjernen så lett.) De resterende 0,3% av nøytrinopulsen absorberes av den veldig tette. materie i sjokkbølgen som trekker seg tilbake fra sentrum. En absorpsjon på 0,3% høres kanskje ikke så mye ut, men 0,3% av en ufattelig mengde er fremdeles utenkelig. Sjokkbølgen sprenges øyeblikkelig i en superoppvarmet malstrøm så varm, at den resulterende detonasjonen bokstavelig talt blåser bort alt over nøytronkjernen. Minst fem solmasser av gass, og muligens fire ganger så mye, blir kastet bort fra stjernen i hastigheter på titusenvis av kilometer i sekundet. Energien til den utkastede gassen er så stor at hvis den smeller inn i en nærliggende interstellær sky, kan den sjokkere hele skyen til en plutselig kollaps, og dermed skape mange nye stjerner med ett slag.

I noen få måneder er glødelampen til restene av den tidligere røde superkjempen hundre milliarder ganger så lysende som solen. I noen måneder er den nesten like lys som alle resten av stjernene i galaksen til sammen. Selv seks måneder senere kan det fortsatt være hundre millioner ganger lysere enn solen. Likevel representerer selv dette strålende lyset bare en prosent eller så av energien i den utkastede gassen, som i seg selv inneholdt mindre enn en prosent av energien generert av nøytrinopulsen som signaliserte den endelige kjernekollapsen. Hvis av en eller annen forferdelig mekanisme alt energien i en kjernekollaps kunne bli omgjort til lys, og til og med en eksplosjon 500 lysår fra jorden ville steke oss under varme og lys lysere enn solens. En stjerne som opplever en slik eksplosjon kalles en supernova. Disse eksplosjonene er sjeldne: det har ikke vært noen synlig supernova i Melkeveien siden 1604. (Heldigvis, siden supernovaer er så lyse, er det lett å observere dem i andre galakser.)

I etterkant av eksplosjonen blir nøytronkjernen igjen naken og alene i rommet. Derfor kaller astronomer det en nøytronstjerne. Litt materie blir vanligvis revet av overflaten av supernovaeksplosjonen, så nøytronstjerner har vanligvis en masse omtrent 1,3 ganger solens. Normalt dukker de opp med en rotasjon på minst 10 ganger per sekund, og har magnetiske felt en billion ganger så sterke som jordens. Et slikt felt, kombinert med deres dynamolignende rotasjonshastighet, betyr at en nyfødt nøytronstjerne er omtrent som en gigantisk partikkelakselerator. Elektroner fanget i de hvirvlende magnetfeltene akselereres nesten til lysets hastighet og stråles bort. Hoppende mengder stråling strømmer ut av den nye nøytronstjernen og lyser opp de flyktende gassene fra det tidligere rød-gigantiske livet på omtrent samme måte som mindre stjerner lyser opp planetarisk tåke. Lysshowet varer ikke for lenge etter galaktiske standarder: den eneste energikilden som er tilgjengelig for nøytronstjernen, er dens rotasjon, og selv om et svinghjul 12 miles over og veier inn til 430 000 ganger jordens masse er et formidabelt svinghjul , det må fortsatt kjøre. Det tar omtrent 25 000 år.

Den mest fremtredende nøytronstjernen sett fra jorden er den i sentrum av krabbe-tåken, vist i Figur 1. Denne tåken utvider seg så raskt at små forskjeller mellom dette bildet og bilder tatt for bare 60 år siden kan sees med det blotte øye. Krabbe-tåken er ettervirkningen av en supernova som eksploderte i 1054 e.Kr. (Vel, for å være nøyaktig, nådde lyset fra eksplosjonen jorden i 1054 e.Kr. Selve stjernen eksploderte 6000 år før det.) Denne supernovaen var så lys at den kunne sees om dagen, og den ble observert og registrert av alle. fra Navaho til kineserne.

Nøytronstjernen i sentrum av krabbe-tåken roterer omtrent 30 ganger per sekund. På slutten av 1960-tallet var det en av de første såkalte “pulsarene” som ble identifisert. Pulsarer er raskt roterende nøytronstjerner som har magnetiske varme flekker på overflaten som sender ut stråler fra noe som fyret på et fyr. Når strålen flikker over jorden, ser nøytronstjernen ut som en plutselig puls av radiobølger, derav navnet. På grunn av en nøytronstjernes enorme rotasjonsinerti, blinker pulsarer med en presisjon som konkurrerer med en atomur. Da pulsarer først ble oppdaget, var astronomer så usikre på om noen naturlige fenomener kunne produsere en så presis timing at de bare halvvittig døpte pulsarene som LGM-1, LGM-2 osv. LGM sto for Little Green Men, fordi de hadde tviler på at alt annet enn en avansert sivilisasjon kunne produsere et slikt fyrtårn.

Til astronomers store frustrasjon har det ikke vært en synlig supernova nær jorden siden advent av rombaserte teleskoper. Supernovaen kjent som SN 1987a er, omtrent 180 000 lysår, den nærmeste så langt. En ny supernove så nær som den som gjorde krabbe-tåken ville sende astronomer som stampet til nærmeste observatorium så raskt, det er liten tvil om at noen få junior-stipendiater ville havne på gulvet med fotspor på ryggen. . .

2 – Å bestemme om en hvit dverg er CO eller ONM er notorisk vanskelig, fordi de fleste av dem bare viser hydrogen eller helium i sine spektre i begge tilfeller. Problemet er at den enorme tyngdekraften på overflaten av en hvit dverg gjør den like glatt som en signalkule. Eventuelle magre dråper ubrent drivstoff som er igjen fra de røde gigantiske dagene kan gli over dvergflaten som en oljeflekk på et kulelager, og dekke den helt med et “hav” bare noen få meter dypt. Dermed er alt vi kan se fra jorden – hydrogen eller helium. Heldigvis har rundt 20% av kjente dverger overflatelag så tynne at underlaget uansett kan sees.

3 – Hentet fra italiensk for “liten nøytral”, er nøytrinoer subatomære partikler hvis masse sannsynligvis er mindre enn en to milliondel av massen til elektronet, noe som betyr at den minste energimengden er nok til å drive dem til nesten hastigheten på lys. De produseres i store mengder av kjernefysiske reaksjoner: i den tiden det har tatt deg å lese denne setningen, har om lag 10¹² nøytrinoer gått gjennom kroppen din, med tillatelse fra solen. Neutrinoer er elektrisk nøytrale. Kombinert med hastighet og størrelse betyr dette at deres gjennomtrengende kraft er fenomenal. Mindre enn en i en billion som påvirker jorden er stoppet: resten passerer fullstendig gjennom hele planeten som om den ikke var der, og fortsetter. Neutrinos blir oppdaget ved å bruke enorme detektorer og følsomme instrumenter, og tålmodig venter på en og annen “streik”.