|
Hvordan man sprænger en stjerne i
luften Det er ikke så nemt, som man skulle tro. Modeller
af supernovaer har ikke kunnet gengive disse eksplosioner - indtil fornylig Wolfgang
Hillebrandt, Hans-Thomas Janka & Ewald Müller*
Det er svært at sprænge i luften
Oversigt/Supernovaer
Den 11.
november, 1572 så den danske astronom og adelsmand Tycho Brahe en ny stjerne
i stjernebilledet Cassiopeja skinne så lyst som Jupiter. Det var på mange
måder den moderne astronomis fødsel - et skinnende modbevis for troen på, at
himlen var fast og uforanderlig. Sådanne "nye stjerner" er ikke
holdt op med at overraske. Omkring 400 år senere erkendte astronomerne, at de
kort skinner stærkere end milliarder af almindelige stjerner og derfor må
være iøjnefaldende eksplosioner. I 1934
udmøntede Fritz Zwicky fra California Institute of Technology navnet
"supernova" for dem. Bortset fra at de er blandt de mest
dramatiske hændelser videnskaben kender, spiller supernovaer en særlig rolle
i universet og i astronomernes arbejde: de tilsår rummet med tunge
grundstoffer, regulerer galaksedannelse og udvikling og virker endda som
markører for den kosmiske ekspansion. Zwicky og hans
kollega Walter Baade mente, at den eksplosive energi kommer fra gravitation.
Deres ide var, at en normal stjerne imploderer indtil dens kerne når en
atomkernes tæthed. Som en krystalvase, der falder på et cementgulv, frigiver
det kollapsende materiale nok gravitationel potentiel energi til at blæse
resten af stjernen i stykker. Et alternativ dukkede op i 1960, da Fred Hoyle
fra University of Cambridge og Willy Fowler fra Caltech tænkte sig, at
eksplosionerne var gigantiske atombomber. Når en sollignende stjerne udtømmer
sit brintbrændsel og så dens helium, vender den sig mod dens kulstof og ilt.
Ikke blot kan fusionen af disse grundstoffer frigive en titanisk
energiimpuls, den producerer også radioaktivt nikkel 56, hvis gradvise
henfald ville gøre rede for den månedlange efterglød fra den første
eksplosion.
Begge disse ideer har vist sig at være
rigtige. Af de supernovaer, der ikke viser nogen tegn på brint i deres spektre
(betegnet type I), forekommer de fleste (type Ia) at være termonukleare
eksplosioner og resten (typerne Ib og Ic) resulterer fra kollapsen af
stjerner, der havde afkastet deres ydre lag af brint. Supernovaer, hvis
spektre inkluderer brint (type II) menes også at opstå fra kollaps. Begge
mekanismer reducerer en hel stjerne til en skal af gasrester og
gravitationelle kollaps hændelser efterlader sig også en hypertæt
neutronstjerne eller, i ekstreme tilfælde, et sort hul. Observationer,
bemærkelsesværdigt af supernova 1987A (en type Ia hændelse), har bekræftet
dette grundlæggende teoretiske billede [se "The Great Supernova of
1987," af Stan Woosley og Tom Weaver; Scientific American, August 1989]. Alligevel er
det en vigtig udfordring for astrofysikere at forklare supernovaer. Computer
simulationer har haft problemer med at gengive eksplosionerne og deres
detaljerede egenskaber. Det er beroligende svært at få stjerner til at
eksplodere. De regulerer sig selv og forbliver stabile i millioner af
milliarder år. Selv døde eller døende stjerner har mekanismer, der får dem
til at dø hen snarere end at springe i luften. At regne ud, hvordan man
overkommer disse mekanismer har krævet mangedimensionale simuleringer, der
presser computerne til, og ud over, deres grænser. Kun allersenest er
situationen forbedret. Det er svært at sprænge i luften Ironisk nok er
de stjerner, der menes at springe i luften som type Ia supernovaer,
sædvanligvis dydsmønstre af stabilitet - nemlig hvide dværgstjerner. En hvid
dværg er den inaktive rest af, hvad der plejede at være en sollignende
stjerne. Hvis den efterlades uantastet, forbliver den mere eller mindre i den
tilstand, hvori den blev født, nedkøles gradvist og svinder bort. Men Hoyle
og Fowler hævdede, at hvis en hvid dværg kredser tæt på en anden stjerne kan
den samle stof fra sin ledsager, vokse i masse og blive endnu mere
komprimeret i centrum, indtil den når tætheder og temperaturer, der er
tilstrækkeligt høje til at sammensmelte kulstof og ilt eksplosivt. Den
termonukleare reaktion burde opføre sig ligesom en almindelig brand. En
brandfront burde feje gennem stjernen og efterlade en stak kerneaske
(hovedsagelig nikkel). I ethvert øjeblik ville fusionsreaktionerne finde sted
i et lillebitte rumfang, mest sandsynligt på overfladen af askefyldte bobler,
der flyder i den hvide dværgs dybe indre. På grund af deres lavere tæthed
ville boblerne svømme ovenpå og prøve at stige mod stjernens overflade -
meget ligesom bobler i en gryde kogende vand. Problemet med
dette billede var, at den termonukleare flamme burde fuse ud; den frigjorte
energi ville få stjernen til at udvide sig og afkøles og derved slukke
branden. Ulig en almindelig bombe har en stjerne ingen vægge til at
indeslutte den og forhindre denne selvslukning. Koblet med denne teoretiske
anstødssten har der været en praktisk. Ingen laboratorieeksperimenter, der
gengiver forholdene i en supernova, kan udføres og observationer er underlagt
deres egne begrænsninger. Termonuklear supernova
Den bedste
indfaldsvinkel, astrofysikerne har, er, at prøve at simulere eksplosionen på
en computer. Det er en enorm opgave. I øjeblikket opdeler de mest præcise
simuleringer, som vor gruppe har udført ved brug af en IBM p690
supercomputer, stjernen i et gitter på op til 1.024 elementer på en side og
fanger detaljer så små som nogle få kilometer tværs over. En enkelt kørsel
kræver nogle få gange 1020 aritmetiske operationer og for en så
kompliceret opgave kan supercomputeren udføre adskillige 1011
operationer i sekundet. Alt i alt kræver det næsten 60 processor-år. De
beregningsmæssige trick, der forenkler simuleringer i andre af videnskabens
områder, gælder ikke for supernovaer, som involverer yderst asymmetrisk
strømning, ekstreme forhold og et enormt område af rumlige og
temperaturmæssige skalaer. Partikelfysik, kernefysik, væskedynamik og almen
relativtet er komplicerede nok i sig selv, men en supernova simulering skal
tage dem alle i betragtning på en gang. Løsningen er
kommet fra en uventet kant: bilmotorers fysik. Blanding og antændelse af
benzin og ilt i en motor frembringer turbulens. Derefter førøger turbulensen
flammernes overfladeareal ved at rynke og strække dem. Brændstofforbrugets
fart, som er proportional med flammearealet, går op. En stjerne er også
naturligt turbulent. Da gassen bevæger sig over store afstande med høje
hastigheder gør selv en lille forstyrrelse hurtigt en jævn strøm til en
turbulent. I en supernova burde de stigende hede bobler røre rundt i
materialet og få kernebranden til at sprede sig så hurtigt, at stjernen ikke
kan nå at kompensere.
I en intern forbrændingsmotor udbreder
flammen sig med en hastighed under lydens, begrænset af farten med hvilken varmen
spreder sig gennem materialet - en proces kaldet forbrænding. I en motor, der
lider af banken, udbreder flammen sig med overlydshastighed, drevet af en
chockbølge, der passerer gennem brændstof-iltnings blandingen og komprimerer
den - en proces kaldet detonation. Termonukleare flammer kan spredes på de
samme to måder. Detonation, som er den voldsomste, ville brænde stjernen mere
grundigt og kun efterlade de mest sammensmeltede grundstoffer, som nikkel og
jern. Imidlertid detekterer astronomerne i observationer en bred variation af
grundstoffer i disse eksplosioner, inkluderende silicium, svovl og kalk. Det
mønster antyder at kernebranden udbreder sig som forbrænding, i det mindste i
begyndelsen. I de seneste
få år er termonukleare forbrændinger endelig blevet overbevisende modelleret
af vor gruppe såvel som hold på University of California, Santa Cruz og
University of Chicago. Computerkoden, vi har slebet til, trækker på metoder
udviklet til studiet af kemisk forbrænding og endda vejret. Turbulens er underforstået
en tredimensional proces. I et turbulent vandfald flytter den kinetiske
energi sig fra store længdeskalaer til små, hvor den til sidst spredes som
varme. Med andre ord bliver strømmen mere og mere fint mønstret. Derfor skal
simuleringerne også være tredimensionale. Det er først blevet muligt
fornylig. Simulering af
supernovaer i deres fulde dimensionalitet har afsløret komplekse
paddehattelignende strukturer - hede bobler der stiger op i en lagdelt væske,
rynkede og strakt af turbulens. Stigningen i fusionsreaktionens fart,
frembragt af turbulens, fører til sprængning af den hvide dværg på kun nogle
få sekunder. Resterne udvider sig med omkring 10.000 kilometer pr. sekund, i
rimelig overensstemmelse med det, observationerne viser. Når det er sagt,
er der dog stadig mange spørgsmål tilbage. Hvad der til at begynde med
antænder den hvide dværg, er slet ikke forstået. Et andet problem er, at
forbrændingen burde udkaste en stor del af den hvide dværg uændret, hvorimod
observationerne antyder, at højst en lille del af stjernen forbliver uændret.
Så eksplosionen kan ikke være en ren forbrænding; der skal være nogen
detonation involveret. Teoretikerne mangler endnu at forklare, hvorfor begge
processer ville foregå. De kan heller ikke gøre rede for den observerede
variation i eksplosionerne. Det kan meget vel være, at tilvæksten på en hvid
dværg ikke er den eneste måde at starte en type Ia supernova på; en
sammensmeltning af to hvide dværge kunne måske også. Kernekollaps
supernova
Gravitationens grav Den anden
vigtige type supernova, som opstår fra kollapsen af en stjernes kerne, er
endnu mere listig at forklare. Man har observeret, at disse begivenheder
findes i en bredere variation end termonukleare supernovaer: nogle har brint,
nogle har ikke; nogle eksploderer ind i et tæt interstellart miljø, nogle ind
i næsten tomt rum; nogle udkaster store mængder radioaktivt nikkel, nogle gør
ikke. Området af eksplosiv energi og udvidelseshastigheder er enormt. De
kraftigste producerer ikke kun klassiske supernovaeksplosioner men også
gammastråle udbrud (gammaglimt) [se "The Brightest Explosions in the
Universe," af Neil Gehrels, Luigi Piro og Peter J.T. Leonard; Scientific
American, December 2002]. Denne uensartethed er kun et af mange udestående
mysterier. Kernekollaps supernovaer er de vigtigste kandidater til
oprindelsen af de tungeste af alle grundstoffer, som guld, bly, thorium og
uran, som kun kan skabes under særlige betingelser. Men ingen ved, om sådanne
betingelser bliver til virkelighed, når stjerners kerner imploderer. Supernova raketvirkning
Skønt den grundlæggende
ide om kernekollaps lyder enkel - kollapsen frigiver gravitationel
bindingsenergi, der sprænger materiale ud - er detaljerne vanskelige at
fatte. Ved afslutningen af sit liv har en stjerne med mere end omkring 10
solmasser udviklet en løglignende struktur, bestående af lag med tungere og
tungere grundstoffer. Kernen er hovedsagelig sammensat af jern og dens
strukturelle integritet opretholdes af kvantefrastødning mellem elektroner.
Med tiden overvinder stjernens vægt elektronerne. De bliver presset ind i
atomkernerne, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner og elektron
neutrinoer. Neutronerne og de resterende protoner bliver derefter pakket
tættere og tættere indtil deres egen frastødende kræfter kommer i spil og
stopper kollapsen. I dette punkt
vender implosionen på en eller anden måde og bliver til en kraftig
udstrømning. Stof, der er dykket dybt ned i gravitationsbrønden, løftes ud
igen. I den klassiske teori opnås dette gennem chockbølgen, der dannes, når
de ydre lag stjerne med overlydshastighed smadrer ned på den brat opbremsede
indre kerne. Denne chockbølge bevæger sig udad og sammenpresser og opvarmer
det materiale, den møder. Problemet er,
at chocket opbruger sin energi og med tiden stopper op. Simuleringer viser, at
implosionens energi hurtigt spredes. Så hvordan sprænger stjernen sig selv i
luften? Kimen til et
svar dukkede op i pionerarbejde af Stirling Colgate og Richard White i 1966
og i mere moderne computersimuleringer af Jim Wilson i de tidlige 1980'ere.
(De arbejdede alle tre på det, der nu kaldes Lawrence Livermore National
Laboratory.) De foreslog, at chockbølgen ikke er den eneste måde energi fra
kernen kan nå stjernens ydre lag. Måske spiller neutrinoerne produceret i
kollapsen en rolle. Til at begynde med lyder ideen mærkeligt: neutrinoer er
notorisk usociale; de vekselvirker typisk så svagt med andre partikler, at de
er vanskelige ovehovedet at detektere. men i en kollapsende stjerne er de
udstyret med mere end nok energi til at drive en eksplosion - og i de
ekstremt tætte forhold kobler de stærkere til stof. De opvarmer et lag
omkring supernovaens indre kerne og hæver trykket bag den standsede
chockbølge.
Er det ekstra skub nok til at
genoplive chockbølgen, drive den udad og fuldføre eksplosionen?
Computersimuleringer af processen viste, at det ikke var. Skønt gassen
absorberer neutrinoer, udsender den dem også og modellerne antydede, at
tabene ville dominere og eksplosionerne ville fuse ud. Disse modeller gjorde
imidlertid en radikal forenkling. de antog, at stjernen var kuglesymmetrisk.
De ignorerede således kritiske, mangedimensionale fænomener, som konvektion
og rotation, som klart er vigtige, da observerede supernovaer efterlader en
yderst broget blanding, der slet ikke er kuglerund. Denne erkendelse synes at
være nøglen til at løse supernova problemet. Mangedimensionale simuleringer
viser, at plasmaen i det neutrino opvarmede lag omkring den indre kerne af en
supernova udvikler flydende bobler og paddehattelignende duske. Konvektion
bærer energi til chockbølgen, skubber den længere ud og udløser en
eksplosion. Det nye
billede har tiltrækkende betydninger. Når eksplosionen sætter relativt
langsomt ind, har boblerne af hed, ekspanderende plasma, adskilt af
nedadgående strømme af køligere stof, tid til at smelte sammen. Med tiden
består strøningsmønstret kun af nogle få eller endda en enkelt stigende boble
omgivet af nedadgående strøninger. Konsekvensen er en forskudt eksplosion,
hvilket forklarer, hvorfor supernova rester er så skæve. En anden asymmetri
er, at den stoppede chockfront kan blive deform og få eksplosionen til at
udvikle en timeglasform. Yderlige ustabiliteter i strømningen sker, når den
genoplivede chokbølge farer udad og passerer gennem lagene af forfaderens
løgagtige skal struktur. De kemiske grundstoffer, syntetiseret i løbet af
stjernens tilværelse og i eksplosionen, bliver blandet sammen. Da stumperne
af stjernen udkastes med mere kraft på en side, sparkes neutronstjernen i
midten i den modsatte retning, ligesom et skateboard glider bort, når man
springer af det. Vor gruppe har fundet rekylhastigheder på mere end 1.000
kilometer i sekundet, hvilket passer med de observerede bevægelser af de fleste
neutronstjerner. Nogle neutronstjerner bevæger sig langsommere, hvilket tyder
på, at boblerne i eksplosionen, der skabte dem, ikke havde tid til at smelte
sammen. Således dukker der et forenet billede op, i hvilket forskellige
fænomener stammer fra blot én underliggende virkning. Til trods for
betragtelig fremgang i løbet af de seneste år har ingen eksisterende model
imidlertid endnu nået tilstrækkelig realisme til at demonstrere, hvordan
disse supernovaer virker i deres fulde pragt. Alle modellerne involverer
stadig tilnærmelser og forenklinger. En komplet model ville have syv
dimensioner: rum (i tre koordinater), tid, neutrino energi og neutrino
hastighed (beskrevet af to vinkelkoordinater). Desuden ville den tage hensyn
til alle tre typer, eller flavor, neutrino. Rundt om i verden er der en stor
indsats igang for at udvikle ny computer hardware og software for at opnå en
sådan model. Et af
forskernes mange sigter er, at studere, hvorvidt eksplosioner måske kan
udløses på mere end en måde. Magnetiske felter kunne,f.eks., tappe
rotationsenergien fra den nyligt dannede neutronstjerne og give chockbølgen
et ekstra skub. Magnetiske felter kunne måske også presse stof udad langs
rotationsaksen i to polære stråler. Sådanne virkninger kunne forklare de kraftigste
eksplosioner. Gammaglimt synes især at involvere stråler, der bevæger sig med
næsten lysets hastighed. Kernen i et sådant udbrud kollapser måske, ikke til
en neutronstjerne, men til et sort hul. Efterhånden
som modelmagerne gør fremskridt, snuser observatørerne også til næsten
uudforskede riger; de leder ikke kun efter elektromagnetisk stråling men også
efter neutrinoer og gravitationsbølger. Den kollapsende kerne i stjernen,
dens voldsomme kogen ved starten på en eksplosion og dens mulige overgang til
et sort hul producerer ikke kun et intenst udbrud af neutrinoer men ryster
også rumtidens struktur. Ulig lys, som gennemgår kraftig omdannelse af de
overliggende lag, undslipper disse signaler direkte fra den voldsomme
omvæltning i centrets dybe eksplosion. Ny neutrino- og
gravitationsbølgedetektorer kan være kilden til vor næste overraskelse i
sagaen om, hvordan stjerner dør. Supernova
Explosions in the Universe. A. Borroughs i Nature, Vol. 403, sider 727-733; 17. Februar, 2000. Full-Star
Type Ia Supernova Explosion Models. F.K. Röpke og W. Hillebrandt i Astronomy
and Astrophysics, Vol. 431, No. 2, sider 635-645; Februar 2005. Fortryk
på www.arxiv.org/abs/astro-ph/0409286 The Physics of Core-Collapse Supernovae. S. Woosley og H.-Th. Janka i Nature Physics, Vol. 1, No. 3, sider 147-154; December 2005.
Fortryk på www.arxiv.org/abs/astro-ph/0601261 Multidimensional Supernova Simulations with
Approximative Neutrino Transport. L. Schek, K. Kifonidis, H.-Th Janka og E. Müller i Astronomy and Astrophysics. Fortryk på www.arxiv.org/abs/astro-ph/0601302
*Wolfgang
Hillebrandt, Hans-Thomas Janka og Ewald Müller er forskere på Max Planck
Institute for Astrophysics (MPA) i Garching, Tyskland og underviser på Munich
Technical University. Hillebrandt er en af de tre direktører for MPA. Hans
vigtigste forskningsområder er kerneastrofysik, stjerneudvikling og supernova
eksplosioner, som han siger han kom ind i, fordi han blev fascineret af
"virkelig store eksplosioner."
Han vandt German Physical Society's Physics Prize i 1982 for sit
arbejde på hurtig neutronindfangnings kernesyntese. Om vinteren kan han ofte
findes på skibakkerne og om sommeren på en sejlbåd. Janka er interesseret i
neutrino astrofysik, neutronstjerneudvikling, supernovaer og gammaglimt. En
måned efter har var startet på sit Ph.D. projekt blev Supernova 1987A
detekteret og hans karriere (for ikke at sige universet) blev aldrig den
samme igen. Han tilbringer sin fritid med at male, tegne og lave håndværk.
Müller er leder af en forskergruppe om numerisk og relativistisk astrofysik.
Sammen med Janka vandt han Heinz Billing Award for Scientific Computing i
1993. Hans fascination med astrofysik blev inspireret af science-fiction
romaner. Han er stadig en stor fan af Sci-fi film og nyder at vandre i de
bayerske alper. Illustrationer af Don Dixon. Fra How to Blow Up a Star, Scientific American, Oktober
2006.
|
