# data[].attributes.attachment_link.title
Colorful Vivid Bold Design Thinking School and Uni Project Booklet

# data[].attributes.body
Har du noen gang lurt på hvordan de tyngre grunnstoffene blir dannet? Selve oppbyggingen av grunnstoffene skjer via fusjonsprosesser i stjernen, men dette gjelder bare for grunnstoff som er lettere enn jern. Så hva gjelder for de tyngre grunnstoffene? Fusjonsprosesser med utgangspunkt tyngre enn jern krever mer energi enn de produserer. Sammenlignet med alle grunnstoffene i universet, utgjør de tyngre grunnstoffene bare en milliondel. I realiteten er dannelsen av de tyngre stoffene en vanskelig prosess som krever mye for at den skal la seg gjøre. Hvilken prosess står bak dette, og hvordan foregår den?

# data[].attributes.body
Dannelsen av de tyngre grunnstoffene skjer på grunn av prosessen som kalles nøytroninnfanging. En slik kjernereaksjon oppstår når et nøytron treffer en atomkjerne, og kjernen tar til seg denne (Hofstad, K. 2020). På grunn av at nøytronet er elektrisk nøytralt kan det lettere trenge inn i den positive atomkjernen. Det vil resultere i en ny isotop med med et meget stort nøytron overskudd, som blir til ustabile radioaktive kjerner. På denne måten rekker et jernatom å fange opp til flere nøytroner før det blir såpass ustabilt slik at det henfaller til kobolt. Overskuddet av nøytroner har henfalt til et proton, et elektron og et antinøytrino:

# data[].attributes.body
På denne måten dannes det nye atomkjerner ut fra allerede eksisterende nukleoner og atomkjerner. Tidsperioden på en slik prosess varierer mye. Dermed deler vi nøytroninnfanging inn i R-prosessen og S-prosessen ut i fra rask og sakte nøytroninnfangning.

# data[].attributes.body
S-prosessen skjer som regel over milliarder av år. Grunnstoffer opp til atomnummer 83, altså vismut, dannes gjennom en lang periode i enkelte stjerner. Dette kan for eksempel være i en rød kjempestjerne. I stjernens ytre lag vil det skje en nøytroninnfangelse, hvor atomkjernene fanger inn nøytroner. Nøytronet vil henfalle til et et proton, et elektron og et antinøytrino som vist i figuren. Dermed vil det atomkjernen sende ut betastråling. Elektronet sendes ut fra kjernen, mens nøytronet i kjernen blir omdannet til et proton. Med andre ord, det oppstår et nytt grunnstoff med en større atomnummer. Denne prosessen skjer over lang tid, opptil flere milliarder år!

# data[].attributes.body
Nøytroninnfanging trenger ikke nødvendigvis å ta lang tid. I en supernova skjer dannelsen av nye grunnstoffer øyeblikkelig. Når en stjerne som er større en åtte solmasser eksploderer, vil selve stjernen kollapse og det vil skje en sammentrekning av kjernen. Dette kalles en supernova. For å kunne gi et bedre bilde på hvordan en supernova dannes, er man nødt til å se på fusjonsprosessen som skjer i stjernen. Inne i sentralområdet fusjoneres hydrogen til helium.

# data[].attributes.body
Ingenting varer evig - dette  gjelder også for stjerne. Fusjonsprosessen av helium vil stanse i det hydrogenet i sentralområdet er brukt opp. Dermed vil heliumet fusjoneres til karbon. Denne prosessen vil gjenta seg, men denne gangen er det karbon som fusjoneres til neon. Ettersom at dette foregår i sentralområdet, vil kjernen fylles opp av karbon. Stjernen vil dermed kollapse og få en enorm temperatur. Dette gjør det mulig at fusjonsprosessen kan gjenta seg gjennom flere stadier, og stadig tyngre grunnstoffer vil bli dannet. Eneste som kan sette begrensinger, er stjernens masse. Dersom stjernene er stor nok, vil siste runde av prosessen være fusjon av silisium til jern. Som en følge av at jern har minst masse per nukleon, er det ikke mer energi  å frigjøre av fusjonsprosessen. Når alt av silisiumet har blitt omdannet til jern, vil sentralområdet kollapse og blir til et degenerert materie. Elektronene vil bli trykket med en enorm kraft inn i protonene, og nøytroner vil dannes. Samtidig som dette skjer vil det frigjøres omfattende mengder energi i løpet av kort tid - her er det snakk om noen få sekunder. Det oppstår en gigantisk eksplosjon av stjernene. Det har oppstått en supernova.

# data[].attributes.body
I det supernova-utbruddet har blitt et faktum, produseres det enorme mengder nøytroner.  Disse nøytronene befinner seg i en glødende gasskule med en hinsides høy temperatur. Her oppstår det en nøytroninnfangelse, som resulterer i at grunnstoffer som er tyngre enn jern dannes. På grunn av at denne prosessen skjer over en kort periode, vil det bli rangert som type r-prosess av nøytroninfangelse.

# data[].attributes.body
Her kan du se en kort video som viser en supernova eksplosjon. Den skyen, man ser etter eksplosjonen er en stjernesky. I stjerneskyen vil de tyngre stoffene befinne seg.

# data[].attributes.body
Det kan godt hende at du har hørt at de tyngre grunnstoffene blir dannet i supernovaer, men dette er ikke hele sannheten. Man har lenge trodd at grunnstoffene som gull og uran bare ble dannet under supernovaer, men det har vist seg at det er flere hull i denne teorien. Blant annet var at det for få utbrudd av supernovaer slik at det hadde dekket hele mengden av tyngre grunnstoffer. Grunnen til dette er at det ikke er nok tid for at nok tunge grunnstoffer kan bli dannet ettersom det er bare de tyngste stjernene ender med en supernova. Derfor kom det en teori om hvordan resten av de tyngste grunnstoffene har blitt dannet. Teorien gikk ut på at grunnstoffene ble dannet når en nøytronstjerne enten kolliderer med en annen nøytronstjerne eller et svart hull. I 2017 så man den første kollisjonen av nøytronstjerner, og fikk et bedre bilde på hvordan prosessen foregikk.

# data[].attributes.body
Etter en supernova vil det enten være igjen en nøytronstjerne eller et svart hull. En nøytronstjerne dannes når kjernen til stjernen blir presset sammen under trykket av supernovaen. Under det utrolige trykket blir protoner og elektroner presset sammen til nøytroner. Dette fører til at mye av massen til kjernen blir om til nøytroner og kan dermed presses mer sammen. Grunnen til at nøytroner kan bli presset mer sammen skyldes at de ikke har den elektriske kraften som dytter protoner fra hverandre. Dermed blir kjernen mye mindre og får en mye større massetetthet (vanligvis rundt 5*1017kg/m3). Under supernovaen blir resten av massen spredt rundt i verdensrommet slik at det bare blir kjernen igjen. Da har man en nøytronstjerne. En nøytronstjerne er like stor som en by, men har en masse på 1,3 til 3 solmasser.

Hvis en nøytronstjerne kommer i bane rundt en annen nøytronstjerne eller et svart hull vil de to objektene miste mer og mer baneenergi. Dette gjør de ved å gi fra seg energi i form av gravitasjonsbølger. Etterhvert vil de to objektene komme nærmere og nærmere - helt til de kolliderer. Når dette skjer vil mye av nøytronstjernens masse komme ut fra nøytronstjernen og bli til små klumper med nøytronmasse. Noen av klumpene er for store og splittes ved fisjon, men så lenge nøytronmassen er utenfor nøytronstjernen vil det være ustabilt. Nøytronene vil begynne å endre seg til protoner og elektroner, på samme måte som med betastråling. Ved denne metoden vil protontallet gå oppover helt til nøytronmassen blir stabil. Siden nøytroninnfangingen skjer så raskt vil dette være en del av r-prosessen. Det som blir igjen etter nøytroninnfangningen vil være tyngre elementer.

# data[].attributes.body
De tyngre grunnstoffene som blir dannet i kilo- og supernovaer vil bli slengt ut i verdensrommet og sveve rundt i stjerneskyen som dannes. Stjerneskyen består hovedsaklig av gasser, men det er også de tyngre elementene som svever rundt i skyen. Etter hvert vil tyngdekraften trekke sammen gasser slik at stjerner blir dannet. Rundt disse stjernene vil det samle seg mye masse som starter å gå i bane rundt stjernen. Massen rundt stjernen vil også starte å samle seg til planeter som jorda. På den måten har man fått de tyngre elementene på jorda. Til tross for dette, er de tyngre grunnstoffene svært sjeldne. Dette er en av grunnen til at de er både dyre og verdifulle.

# data[].attributes.body
Engvoll, O. (2021) Supernova. Hentet 3. april 2022, fra https://snl.no/supernova

Hofstad, K (2019) Nøytroninnfaging. Hentet 3. april 2022, fra https://snl.no/n%C3%B8ytroninnfanging.

Kurzegsagt - In a Nutshell. (2019, 10. November). Nøytronstjerner - De mest ekstreme tingene som ikke er sorte hull [Video]. YouTube. Hentet 5. april 2022,  fra https://www.youtube.com/watch?v=udFxKZRyQt4

Illustrert vitenskap (2009). Hvordan oppstår de tunge grunnstoffene. Hentet 5. april 2022, fra https://illvit.no/fysikk/det-periodiske-systemet/hvordan-oppstaar-de-tunge-grunnstoffene

Wikipedia (2022). Beta decay.  Hentet 5. april 2022, fra https://en.wikipedia.org/wiki/Beta_decay

Wikipedia (2022). Nucleosynthesis. Hentet 5. april 2022, fra https://en.wikipedia.org/wiki/Nucleosynthesis

Wikipedia (2022). Neutron_capture. Hentet 5. april 2022, frahttps://en.wikipedia.org/wiki/Neutron_capture

Callin, P. Dokka, I. Hellesøy, A. Seland, A. Skåland, E. (2021). Ergo Fysikk 1. Oslo: H. Aschehoug & Co.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Beskrivelse

Det skilles mellom to typer supernovaer: SN I og SN II, med de tre underkategoriene SN Ia, Ib og Ic. De ulike typene skilles fra hverandre både med tanke på hvordan de har blitt dannet og hvordan de ser ut. For å skille mellom de ulike typene kan man studere sammensetningen av grunnstoffer i de resulterende tåkene og utbruddenes lyskurver (hvordan lysstyrken til supernovaen varierer).

Supernova type I

Tåker fra SN Ia, som ekspanderer med hastighet omkring 10 000 kilometer per sekund, mangler hydrogen og helium - de vanligste grunnstoffene i universet. Tåkene fra SN Ib inneholder noe helium.

Det antas at SN Ia er knyttet til sluttfasen til eldre stjerner noe større enn Solen, som mister en betydelig del av sin masse innen de kollapser til hvite dvergstjerner. Det ble tidlig reist spørsmål om hvordan hvite dvergstjerner kunne forårsake en eksplosiv supernova. Det er funnet eksempler på dobbeltstjerner hvor en hvit dvergstjerne får overført masse fra sin betydelig mer massive kompanjong, som fører til at den vokser utover den kritiske grenseverdien på 1,44 solmasser for dannelse av nøytronstjerner. Dvergstjernen blir dermed ustabil, den eksploderer voldsomt og danner sammen med den andre stjernen en supernova.

Lyskurvene til SN Ia når maksimum lysstyrke i løpet av et par uker, hvor utstrålingen er relativt konstant i én til to uker for så å avta jevnt i de følgende to ukene og deretter gradvis forsvinne i løpet av noen måneder. SN Ia når litt høyere lysstyrke enn typene Ib og Ic. Under maksimum lysstyrke stråler SN I omkring tre ganger kraftigere enn SN II. Beskrivelser av Tycho Brahes SN1572 og Johannes Keplers SN1604 tyder på at disse var av type Ia.

Supernova type II

Tåkene fra SN II har er normalt mengdeforhold av universets grunnstoffer. SN II knyttes til den eksplosive sluttfasen til massive stjerner (mer enn 40 ganger Solens masse) som kollapser og eksploderer. Avhengig av den opprinnelige stjernens masse vil denne ende som en hurtig roterende nøytronstjerne, pulsar eller svart hull.

Lyskurvene stiger også bratt til maksimal styrke hvor de stråler jevnt i én til to måneder, før de minker i én til to måneder og svinner hen etter mange måneder.

Hypernovaer

Siden 1998 er det observert en ny type supernovaer som oppnår 10-100 ganger høyere maksimal lysstyrke enn det som er typisk for SN Ia. Disse omtales i faglitteraturen som Superluminous Supernova eller hypernova. Blant disse ekstremt lyssterke objektene er SN2003dh i stjernebildet Løven, og SN2006gy i stjernebildet Perseus. Styrken til disse ble passert av SN2015L som strålte dobbelt så kraftig. Et bilde av SN2015Ls enorme lysstyrke er at den svarer til 20 ganger Melkeveiens samlede utstråling. Det antas at skyer fra tidligere utbrudd vil kunne blusse opp igjen i forbindelse med det kraftige utbruddet og bidra med ekstra stråling, men mekanismen bak disse ekstremt intense strålekildene er foreløpig noe uviss.

Standard lyskilde og avstandsbestemmelse

Det store flertallet av type Ia supernovaer har spesielt høy lysstyrke og blir observert også i meget fjerne galakser. Siden disse også stråler med nær samme lysstyrke kan de brukes som en standard lyskilde. De kan da brukes til å beregne avstanden fra oss til galaksene hvor novaene befinner seg. Samtidig forteller rødforskyvningen til det mottatte lyset noe om hvor mye universet har utvidet seg siden lyset ble sendt ut. Dette har gjort observasjoner av SN Ia til et viktig redskap for studiet av universets historie (se kosmologi). Observasjoner av SN Ia har blant annet bekreftet at universet utvider seg med akselererende hastighet.

Registrerte supernovaer

Et betydelig antall observerbare rester etter tidligere supernovaer viser at det kan ha vært flere hundre supernovaer i Melkeveien i løpet av de siste millioner år.

Før teleskopets tid

Historiske kilder fra Kina og Korea beskriver flere supernovaer. De tidligste og kjente tilfellene fant sted i årene 185, 386, 393, 1006, 1054 og 1081.

Supernova SN1006, som strålte like sterkt som Venus, antas å ha vært den mest lyssterke i vår galakse. SN1054 er opphavet til Krabbetåken som utvider seg raskt i alle retninger bort fra en hurtig roterende, pulserende nøytronstjerne ( pulsar). SN1572 ble observert og beskrevet av Tycho Brahe. Hans elev og assistent, Johannes Kepler, observerte den neste i 1604. Slike observasjoner bidro trolig også til at begge to ble sterkt tvilende til datidens rådende oppfatning om et uforanderlig verdensbilde.

Utvidelseshastigheten til gasståken Cas A, i stjernebildet Kassiopeia, tyder på at den stammer fra en supernovaeksplosjon som fant sted i 1680, men som ikke er blitt observert.

Observasjoner med teleskoper

Med adgang til teleskoper er alle observasjoner av supernovaer siden 1680 blitt registrerte i andre galakser enn vår egen. Supernovautbrudd forekommer meget sjelden i hver enkelt galakse. I spiralgalakser som Melkeveien er det i gjennomsnitt omkring én supernova hvert 100 år. Frem til 1990 ble det hvert år registrert omkring 30 supernovaer, men stadig bedre teleskoper og observasjonsteknikker har senere ført til mer enn 100 nye registreringer i året.

Den første supernovaen registrert i en annen galakse var SN1885 i vår nabogalakse Andromeda (Messier 31). Den neste og enda nærmere supernova SN1987A, lyste opp i Den store magellanske sky i 1987. Denne ble registrert med en rekke moderne teleskoper på den sydlige halvkule og fra verdensrommet. Den ble gitt høy prioritet med NASAs Hubble Space Telescope, med romsonder for registrering av røntgenstråling og med radioteleskoper på bakken. To nøytrino-observatorier registrerte et økt antall nøytrinoer i forbindelse med SN1987As utbrudd. Det representerte et gjennombrudd i studier av kjernefysiske reaksjoner knyttet til supernovautbrudd, hvor beregninger har vist at omkring 99 prosent av energien i stjernekollapsen slipper ut som nøytrinostråling. Den omfattende og detaljerte informasjon som ble innsamlet om SN1987A åpnet en ny epoke i studier av supernovaer.

Supernova oppdaget av en nordmann

Supernovaen SN1999cb i galaksen Markarian 881 i stjernebildet Herkules ble oppdaget i 1999 av den norske amatørastronomen Odd Trondal (født 1951). Dette er den første krediterte supernovaoppdagelsen fra Norge. Asteroiden 149968 Trondal er oppkalt etter ham.

Les mer i Store norske leksikon

Artikkelinfo
begrenset gjenbruk. Sitere eller gjenbruke?

Vil du sitere denne artikkelen? Kopier denne teksten og lim den inn i litteraturlisten din: Engvold, Oddbjørn: supernova i Store norske leksikon på snl.no. Hentet fra https://snl.no/supernova

# data[].attributes.attachment_link.description
Supernova er en gigantisk stjerneeksplosjon som et resultat av en rask sammentrekning (kollaps) av kjernen til en stjerne. Det dreier seg om spesielt kraftige kjernereaksjoner, som forekommer i et lite antall stjerner på slutten av deres livssyklus.