Artikkelen er skrevet av Marie Kristine Foss
(TLDR: Dersom de første stjernene var supermassive, er det en mulighet for at de endte i såkalte par-ustabil supernovaer, der hele stjerna eksploderer uten at det er noe igjen. Navnet par-ustabil kommer fra at det dannes elektron og positron par som skaper en ustabilitet inne i kjernen, dette fører til at kjernen trekker seg sammen og hele stjerna eksploderer.)
Rett etter at universet ble gjennomsiktig var universet helt mørkt. Etter hvert begynte materie å klumpe seg sammen og de første stjernene ble til. Det er lite vi vet om de første stjernene, de såkalte populasjon III stjernene. Ettersom universet på det tidspunktet nesten kun bestod av hydrogen og helium, er det trygt å anta at det gjaldt de første stjernene også. Mange av de tyngre grunnstoffene kommer jo fra supernovaer, og du kan ikke ha de første supernovaene uten de første stjernene.
I resten av innlegget antar vi at de første stjernene var veldig massive (100+ ganger tyngre enn sola). Som alle andre massive stjerner døde også disse i supernovaer, men vi tror at de første stjernene hadde en litt spesiell avslutning på livet. Før jeg går nærmere inn på akkurat hva som var så spesielt, skal vi se litt mer på det generelle bildet av en stjerne som nærmer seg slutten.
Stjerner holder omtrentlig samme størrelse gjennom nesten hele livet. Grunnen til dette er at de ulike kreftene veier hverandre ut. Gravitasjonskrafta fra massen blir møtt av strålingstrykket fra fusjonen av hydrogen til helium. Etter hvert som mer hydrogen blir til helium, vil stjerna bli litt og litt tyngre, noe som gjør at gravitasjonskrafta blir litt og litt sterkere. Samtidig blir det frigjort energi, som holder strålingstrykket oppe. Når alt hydrogenet i stjernas kjerne har blitt til helium, vil strålingstrykket gå ned, og gravitasjonen vinner. Det som skjer da er at kjernen trekkes sammen og blir litt mindre, samtidig går massetettheten og temperaturen opp. Resten av stjerna vil vokse og bli en rød kjempe (eller en superkjempe), men det er det som skjer i kjernen som er mest interessant.
I oppløpet til en type II supernova, vil helium fusjonere til karbon og oksygen, så fort temperaturen blir høy nok. Kjernen trekker seg sammen på nytt til karbon og oksygenet kan fusjonere. Dette fortsette til vi har jern i kjernen, og du får den kjente analogien til en løk, med fusjon i ulike lag oppover. Men for en par-ustabil supernova går ting litt annerledes, og det skjer fort.
I oppløpet til en par-ustabil supernova skjer det noe annet før antennelsen av karbon og oksygen. I løpet av prosessen der kjernen trekker seg sammen vil temperaturen bli høy nok, men massetettheten er fremdeles litt for lav. Derimot er det så mye stråling inne i kjernen, at det som skjer er at fotonene danner elektron-positron par. Dette løper helt løpsk, og plutselig er kjernen mye tyngre enn tidligere og strålingstrykket har falt kraftig. Gravitasjonen tar over og kjernen kollapser. Etterhvert blir tettheten i kjernen høy nok til at oksygen og karbon kan antennes, og dette skjer eksplosivt. Alt antennes samtidig og energien for frigis er stor nok til at hele stjerna eksploderer! Det er ingenting igjen, alt blir kastet ut.
For stjerner som er litt lettere (ca 90 ganger tyngre enn sola), vil ikke energien være sterk nok til å rive i stykker stjerna. I stedet vil stjerna blåses opp og trekke seg sammen noen ganger før den eksploderer. Vi kan si at stjerna pulserer, og vi får det som kalles en pulserende par-ustabil supernova. For de enda tyngre stjernene, er igjen ikke energien sterk nok til å rive i stykker stjerna, men denne gangen kollapser kjernen til et sort hull.
Ettersom vi ikke kan observere de første stjernene er det ikke så mye vi kan si sikkert, men dersom de var så massive at de døde i par-ustabile supernovaer, vil lyset være sterkt nok til at James Webb teleskopet kan se det. Inntil videre er par-usabile supernovaer kun en teoretisk mulighet. Det finnes noen kanditater, men ingen har blitt bekreftet ennå.
