Är nyss hemkommen från en supernova-konferens i Sydney, där bland annat den nya, närbelägna (23 miljoner ljusår bort) supernovan SN 2011dh diskuterades intensivt. Denna supernova exploderade i M51 den 31 maj 2011, och är av typ IIb, vilka man tror är kollaps av massiva stjärnor där nästan allt väte försvunnit via vindar eller gravitationell överföring till en kompanjonstjärna. Klassificeringen infördes med SN 1993J, som också var närbelägen. Även den vackra Cas A, som exploderade i vår egen galax 1680, är av typ IIb.
Man tror att de flesta IIb-supernovor skapas i dubbelstjärnsystem. När den tyngre stjärnan sväller upp i slutet av sitt liv spiller den över gränsen till där kompanjonens gravitation dominerar, och förlorar därför stora delar av sina yttre lager till kompanjonen. En kompanjon kan identifieras genom att man studerar observationer av regionen antingen innan eller efter explosionen (när supernovaljuset lagt sig).
Såhär kan det ha sett ut i Malströmsgalaxen M51 när supernova 2011dh exploderade (Film: ESA/Hubble/M. Kornmesser & L. L. Christensen)
Avstånden är alltid för stora för att man ska kunna upplösa föregångarsystemet och se om det är en eller två stjärnor. Vad man istället får göra är att titta på spektrumet och se om det liknar det från en enda stjärna, eller om man behöver två stycken. För SN 1993J har en kompanjon kunnat identifieras i spektrumet både före och efter explosionen. För Cas A har man dock inte hittat någon. SN 2011dh blir därför högintressant för att testa dubbelstjärnhypotesen. I en första analys av spektrumet fann man god match med en enkelstjärna.
Även för supernovor av andra typer (Ib, där stjärnan förlorat allt väte, och Ic, där den förlorat allt väte och helium) pekar mer och mer på att det ofta är dubbelstjärnor som ligger bakom. Man har ännu inte kunnat detektera någon föregångare till supernovor av detta slag. Om dessa supernovor kommer från enkelstjärnor måste dessa vara ganska massiva och luminösa för att lyckas kasta från sig allt väte och/eller helium, och uppskattningar tyder på att man borde ha sett ett par föregångare vid det här laget. Däremot kan även en ganska lätt och ljussvag stjärna förlora sitt väte/helium om den har en kompanjon.
Vad vet vi då egentligen om hur vanligt det är att massiva stjärnor befinner sig i dubbelsystem? Uppskattningarna säger att cirka en tredjedel av alla system med massiva stjärnor i (både enkla och multipla) kommer bestå av två stjärnor som är nära nog att växelverka med varandra. Om alla dessa system leder till supernovor kommer då samma andel av alla supernovor ha dubbla föregångare. Å andra sidan kan siffran vara både lägre och högre, då det föreslagits att en del massiva stjärnor kollapsar direkt till svarta hål – utan att det blir någon supernova.
Det andra stora diskussionsämnet för i år var föregångarna till Typ Ia-supernovor, som är termonukleära explosioner av vita dvärgar. Här har man sedan länge vetat att det är dubbelstjärnor som ligger bakom, och standardteorin har varit att en vit dvärg ackreterar material från en kompanjonstjärna tills den når den kritiska massan (ca 1,4 solmassor) för explosion. I Sydney presenterades dock drösvis med nya resultat som istället stödjer teorin att det är två vita dvärgar i ett dubbelsystem, som via emission av gravitationsvågor till slut går samman och exploderar. Dessa resultat är mycket viktiga eftersom Ia-supernovor används i kosmologin för att studera universums acceleration.
