Je leest:

Supernovae

Supernovae

Auteur: | 1 mei 2001

Minder dan een eeuw geleden was men zich er nog niet van bewust dat er sterren zijn die – zij het kortstondig – met de lichtkracht van een compleet melkwegstelsel exploderen. Pas toen duidelijk werd hoe enorm de afstanden in het heelal zijn, kon het bestaan van deze supernovae worden aangetoond. Naar pas onlangs is gebleken, was de hiërarchie van exploderende sterren daarmee nog niet compleet. Want ook de supernovae lijken een overtreffende trap te hebben: de hypernovae.

Het bestaan van novae (‘nieuwe sterren’) is al vele eeuwen bekend. Plotseling verschijnt er een ster aan de hemel die een week of langer zeer helder blijft en daarna geleidelijk aan weer verdwijnt. Beroemde voorbeelden zijn de ‘Ster van Tycho’ van 1572 in het sterrenbeeld Cassiopeia, die enige weken lang de helderste ster van de hemel was en waarover de Deense astronoom Tycho Brahe zijn boek De Stella Nova schreef, en de ster van Kepler van 1604 in de Slangendrager. Meer recente voorbeelden zijn Nova Persei 1901, Nova Aquilae 1918, Nova Herculis 1934 en Nova Cygni 1975, die alle bij hun maximum tot de helderste sterren aan de hemel behoorden.

1. Opnamen van de Sluiernevel in het sterrenbeeld Zwaan, het restant van een supernova-explosie die meer dan 20.000 jaar geleden moet hebben plaatsgevonden. De supernovaschil is inmiddels dermate groot (meer dan vijfmaal de volle maan), dat zelfs het grote beeldveld van de Schmidt-telescoop op Kitt Peak niet groot genoeg is om het object in één keer te fotograferen. (Foto’s: N.A.Sharp, REU program/AURA/NOAO/NSF)

Onderzoek van novae in de tweede helft van de 19de en begin 20ste eeuw toonde dat het in feite niet om echt nieuwe sterren ging, maar dat er op oude opnamen al een sterretje stond dat niet veel meer licht uitstraalde dan de zon, maar tijdens de nova-uitbarsting zo’n tienduizend maal helderder was geworden. Tot in de jaren twintig was men zich er niet van bewust dat er verschillende soorten novae zijn. In 1885 verscheen er in de Andromedanevel een nova die bij zijn maximum een schijnbare magnitude van 8,5 bereikte. Het leek op het eerste gezicht een gewone nova, en niemand schonk er op dat moment veel aandacht aan. Men kende toen de afstand tot de Andromedanevel nog niet, en de meeste astronomen gingen ervan uit dat deze nevel tot de Melkweg behoorde en niet veel meer dan enkele duizenden lichtjaren van ons verwijderd was. In 1923 echter ontdekte Edwin Hubble met de nieuwe grote spiegeltelescoop op Mount Wilson dat de Andromedanevel een ander melkwegstelsel is, dat zich op een afstand van ongeveer een miljoen lichtjaar van ons bevindt (de beste huidige afstandsbepaling is ruim 2 miljoen lichtjaar).

1b.

Een gewone nova, zoals Nova Persei 1901, zou op die afstand een maximum helderheid bereiken van tussen de 17de en 19de visuele magnitude. Hubble ontdekte inderdaad in de jaren twintig met de Mount Wilson telescoop een aantal novae in de Andromedanevel (ongeveer één per jaar), die bij hun maximum dergelijke helderheden bereikten. Men realiseerde zich toen dat de ster van 1885 iets geheel anders dan een ‘gewone’ nova moest zijn geweest: ze was ongeveer tienduizend maal zo helder als de gewone novae. De Zweedse astronoom Lundmark, die dit als eerste besefte, stelde daarom voor dit verschijnsel de naam ‘supernova’ voor. In de jaren twintig en dertig van de twintigste eeuw werd een aantal supernovae in andere melkwegstelsels ontdekt en thans zijn er al meer dan duizend bekend (zie fig. 2). De klim naar en de duur van het helderheidsmaximum nemen bij supernovae veel langer (tezamen drie tot vier weken) dan bij gewone novae (tezamen ongeveer een week), en ook de daarop volgende helderheidsafname verloopt bij supernovae veel langzamer dan bij novae. Een supernova kan na haar maximum meestal nog minstens een jaar goed gevolgd worden.

Supernovae stralen tijdens hun helderheidsmaximum per seconde honderd miljoen tot een miljard maal zoveel energie uit als de zon: ze worden in helderheid tijdelijk vergelijkbaar met een compleet melkwegstelsel (fig. 3). Men kan ze hierdoor tot op zeer grote afstanden waarnemen: onlangs is een supernova op een afstand van 10 miljard lichtjaar ontdekt. Supernovae zijn daardoor lichtbakens die men prachtig kan gebruiken om het verre heelal in kaart te brengen (zie het hiernavolgende artikel van Peter Katgert).

2. Het aantal supernova-ontdekkingen per jaar sinds het einde van de negentiende eeuw. Vooral de laatste jaren is een enorme vooruitgang in het aantal ontdekkingen te zien. De gearceerde staafjes geven supernovae aan die op hun maximum helderder waren dan magnitude 14; deze worden – een factor 10 vergroot – ook gestippeld getoond. (Grafiek: R. Barbon et al)

3. Twee opnamen, met de 1,2-m Schmidt-telescoop van de sterrenwacht op Palomar Mountain, van het melkwegstelsel NGC 5253. Op de tweede is de supernova 1972E te zien, die door Charles Kowal werd ontdekt in het kader van de supernova-zoektocht die door Zwicky is begonnen. (Foto: Palomar Observatory)

Supernovae in het Melkwegstelsel

Uit onderzoek in de jaren dertig bleek dat in melkwegstelsels als het onze ongeveer eens per honderd jaar een supernova optreedt: als men duizend van zulke melkwegstelsels continu in de gaten houdt, ontdekt men per jaar gemiddeld tien supernovae.

Onmiddellijk komt dan natuurlijk de vraag op of er ook in ons melkwegstelsel supernovae gezien zijn. Bij nader onderzoek bleek dat de bovengenoemde Sterren van Tycho en Kepler uit 1572 en 1604 inderdaad geen novae waren maar supernovae. Op de hemelposities van deze supernovae vindt men tegenwoordig grote nevelschillen die met snelheden van vele duizenden kilometers per seconde uitdijen en zeer veel radio-straling en röntgenstraling uitzenden (fig. 4). Deze tonen dat bij deze supernovae een hoeveelheid materie van minstens ongeveer een zonsmassa werd uitgestoten. Doordat de schil met grote snelheid met het omringende interstellaire gas botst, ontstaat er een schokgolf waarin de materie tot vele miljoenen graden verhit wordt, en elektronen tot relativistische snelheden versneld worden. Het zeer hete gas straalt röntgenstraling uit en de relativistische elektronen produceren de radiostraling.

In Chinese kronieken zijn nog enkele andere historische supernovae gevonden. De meest beroemde hiervan is de supernova van 4 juli 1054 in de Stier, waarbij de Krabnevel ontstond (zie fig. 5). Ook de ‘gaststerren’ van de jaren 185, 393, 1006 en 1181 waren zeker supernovae. Op de plaats van elk van deze sterren heeft men snel uitdijende radio- en röntgenschillen gevonden, die op de supernovaschillen van de Sterren van Tycho en Kepler en de ster van 1054 lijken.

Een plattegrond van de posities in het Melkwegstelsel van de historische supernovae laat zien dat ze zich alle in een sector bevinden die minder dan een zesde van het oppervlak van het Melkwegstelsel beslaat (fig. 6). Men ziet hier zeer duidelijk het effect van de interstellaire absorptie: de supernovae traden, met uitzondering van die van 1604, alle op in of zeer dichtbij het vlak van de Melkweg, waar zich juist de dikste laag van absorberend gas en stof bevindt. Supernovae op afstanden groter dan ongeveer 15.000 lichtjaar zullen hierdoor vrijwel geheel aan het oog onttrokken worden. De zeven historische supernovae in 2000 jaar, in minder dan een zesde deel van het Melkwegstelsel, komen overeen met ongeveer veertig supernovae in het gehele stelsel in deze periode, dus gemiddeld ongeveer een supernova per vijftig jaar.

Een zeer curieus geval is dat van de supernovaschil Cassiopeia A, de sterkste radiobron aan de hemel. De vorm en snelle uitdijing van deze radio- en röntgenschil (figuur 7) duiden erop dat het hier zeker om een supernovarest gaat. Rekent men de uitdijing terug, dan vindt men dat deze ster omstreeks 1700 geëx-plodeerd moet zijn. Ze staat nog iets dichterbij dan de ster van Tycho en in dezelfde richting, en men zou daarom verwachten een zeer heldere supernova te hebben waargenomen. Helderder dan de vijfde magnitude is er op deze plaats echter met zekerheid nooit iets gezien. Wel heeft in 1667 de Engelse Astronomer Royal Flamsteed, die in dat jaar de sterren in dit hemelgebied in kaart bracht, op de plaats waar nu de supernovaschil staat een sterretje van magnitude 5 à 6 opgetekend, dat op latere sterrenkaarten niet meer is teruggevonden. Men vermoedt daarom dat deze supernova in 1667 is geëxplodeerd en in zichtbaar licht meer dan honderd maal zwakker is geweest (minstens vijf magnituden) dan gebruikelijk. Kennelijk bestaan er dus ook zeer lichtzwakke supernovae! Buiten de resten van de genoemde acht historische supernovae (inclusief Cas A) vinden we in ons melkwegstelsel met radio- en röntgentelescopen honderden supernovaresten, bijvoorbeeld de Vela- en Puppis-schillen aan de zuidelijke hemel (zie fig. 8). De Vela-schil is ongeveer 5000 jaar oud; de meeste supernovaresten zijn nog veel ouder, tot zelfs 50.000 of 100.000 jaar oud. Door uitdijing worden supernovaschillen op den duur zo ijl, dat ze door vermenging met het opgeveegde interstellaire gas hun identiteit verliezen en niet langer waarneembaar zijn. Al met al blijken supernovaschillen met hun enorme bewegingsenergie de belangrijkste energieleveranciers van het interstellaire gas te zijn.

4. Radiokaart van het restant van ’Tycho’s supernova’, gemaakt met de VLA-radiotelescoop. (Foto: Reynoso, E.M. et al)

5. VLT-opname van de bekende Krabnevel, het restant van een supernova-explosie in het sterrenbeeld Stier die bijna duizend jaar geleden, in het jaar 1054, plaatsvond. Het rode licht op deze opname wordt voornamelijk geproduceerd door de waterstofemissie van materiaal dat door de geëxplodeerde ster is uitgezonden. Het blauwe licht is grotendeels afkomstig van hoogenergetische (‘relativistische’) elektronen die in het magnetische veld van het restant van de ster – een snel rondtollende neutronenster – spiraliseren. (Foto: ESO)

6. Overzicht van de posities van het achttal historische supernovae in ons melkwegstelsel. (Grafiek: E. Cappellaro)

7. Röntgenopname van de supernovarest Cassiopeia A; de kleuren zijn ‘onecht’ en geven alleen een indruk van de energie (golflengte) van de ontvangen röntgenstraling. Het rode materiaal aan de linker buitenrand is rijk aan ijzer, terwijl het heldere groenwitte gebied linksonder rijk is aan silicium en zwavel. In het blauwe gebied rechts is de röntgenstraling van lage en middelhoge energieën weggefilterd door een gas- en stofwolk in de supernovarest. (Chandra-opname; foto: NASA/CXC/SAO/Rutgers/J.Hughes)

8. Röntgenopname, gemaakt door de ROSAT, van de supernovarestanten in de sterrenbeelden Vela en Puppis. Het Vela-restant is verreweg de grootste van de twee, bevindt zich op een afstand van 1500 lichtjaar en moet ongeveer 5.000 jaar geleden zijn ontstaan. Het Puppis-restant (rechtsboven) bevindt zich viermaal zo ver weg.

Soorten supernovae

Het eerste systematische onderzoek naar het voorkomen van supernovae in andere melkwegstelsels werd in de jaren dertig uitgevoerd op Palomar Mountain in California door de van oorsprong Zwitserse astronoom en fysicus Fritz Zwicky (fig. 9). De door hem hiervoor gebouwde 18-duims Schmidt-camera bleek een voortreffelijk instrument om supernovae in andere melkwegstelsels op te sporen. Tezamen met de van oorsprong Duitse astronoom Walter Baade ondernam Zwicky de eerste grondige studie van de spectra en lichtkrommen van supernovae. Zij ontdekten dat er twee typen supernovae zijn met zeer verschillende eigenschappen, die zij aanduidden als type I en II. De laatste twintig jaar zijn binnen deze twee typen verdere onderverdelingen nodig gebleken. Zo onderscheiden we nu typen Ia, Ib en Ic, en typen IIP (‘plateau’) en IIL (‘lineair’).

Het eerste grote onderscheid tussen typen I en II betreft hun spectra (fig. 10): supernovae van type I hebben geen waterstof in hun spectra, die van type II wel. Typen Ia en Ic hebben daarbij ook geen helium in hun spectra, die van type Ib wel. Overigens, afgezien van het al of niet voorkomen van helium, lijken de spectra van typen Ib en Ic wel weer heel sterk op elkaar, doch beide onderscheiden zich sterk van die van type Ia.

Het tweede grote onderscheid tussen typen I en II betreft de vorm van hun lichtkrommen (fig. 11 en 12). De lichtkrommen van de type I supernovae vertonen onderling een zeer grote gelijkenis. Na een klim tot maximumhelderheid in ongeveer drie weken blijft de supernova ongeveer twee weken op het maximum. Daarna volgt een vrij steile daling, die na 20 tot 25 dagen overgaat in een veel langzamere afname die zich over een jaar of meer uitstrekt. De lichtkromme (magnitude tegen de tijd) is in de laatste fase een geheel rechte lijn. Dit zogeheten exponentiële deel van de lichtkromme heeft een karakteristieke dalingstijd van 77 dagen. Bij nadere beschouwing blijkt dat bij type Ia de overgang naar het exponentiële deel wat later begint (een magnitude verder onder de maximumhelderheid) dan bij Ib en Ic.

Al in de jaren vijftig suggereerde de Engelse astronoom F. Hoyle, tezamen met de Amerikaan W. Fowler en het Engelse echtpaar E.M. en G.R. Burbidge, dat de exponentiële afname het gevolg is van het verval van radioactief kobalt-56, dat een halfwaardetijd heeft van 77,1 dagen en naar het stabiele ijzer-56 vervalt. Kobalt-56 is zelf weer het vervalproduct van radioactief nikkel-56 (halfwaardetijd 6,1 dagen), dat naar men tegenwoordig meent in supernovae in grote hoeveelheden wordt geproduceerd. We komen hier later op terug.

De lichtkrommen van type II supernovae zijn onregelmatiger van vorm dan die van type I. Globaal kan men twee soorten onderscheiden: bij beide is de klim naar het maximum en de duur daarvan te vergelijken met die van type I. Bij type IIP neemt de helderheid na het maximum eerst een magnitude af; daarop volgt een plateau met een duur van dertig tot veertig dagen, waarna een vrij steile daling inzet die ten slotte in een langzamere exponentiële staart eindigt, gelijkend op die van type I, met een halfwaardetijd van ongeveer 77 dagen. Bij type IIL daalt de lichtkromme na het maximum vrij steil: ongeveer drie à vier magnituden in zeventig à tachtig dagen (ongeveer volgens een rechte lijn – vandaar de naam lineair), om daarna over te gaan in een veel langzamer dalende, exponentiële staart met dezelfde helling als bij de andere supernovae.

9. De Amerikaans/Zwitserse sterrenkundige Fritz Zwicky (1898-1974), die in 1934 samen met Walter Baade het grote verschil tussen novae en supernovae aantoonde.

10. Spectra van de belangrijkste typen supernovae – links tijdens hun maximum, rechts tien maanden later. Supernovae van type II hebben tijdens hun maximum een duidelijke waterstoflijn (HI). Supernovae van type Ia vertonen tien maanden na hun maximum sterke emissielijnen van onder meer ijzer (Fe). (Grafiek: E. Cappellaro)

Supernovae in andere melkwegstelsels

In spiraalstelsels en onregelmatige stelsels komen alle typen supernovae voor, in elliptische stelsels alleen type Ia. Het grote verschil tussen de soorten stelsels is dat in elliptische stelsels alleen maar oude sterren voorkomen, met massa’s kleiner dan 1,5 maal die van de zon. Deze stelsels bevatten vrijwel geen gas en stof, en stervorming is er al miljarden jaren geleden opgehouden. Spiralen en onregelmatige stelsels bevatten daarentegen wél veel gas en stof waaruit zich voortdurend weer nieuwe sterren vormen. Zij bevatten, naast tientallen miljarden oude sterren van het type van de zon, die niet sterk opvallen doordat ze relatief weinig licht geven, ook jongere sterren, zwakke en heldere, met kleine en grote massa, tot wel tientallen zonsmassa’s en meer. De lichtsterke, zware sterren leven slechts kort, en zijn nog maar kortgeleden ontstaan in de gas- en stofwolken in die stelsels. Het zijn deze zeer lichtsterke, zware sterren die de armen van de spiraalstelsels zo markant doen oplichten.

Supernovae van type Ib, Ic en II komen altijd alleen maar voor in gebieden waar zich de zware sterren bevinden, met massa’s groter dan ongeveer tien keer de massa van de zon. Type Ia supernovae daarentegen komen in spiraalstelsels en onregelmatige stelsels op allerlei plaatsen voor en tonen geen relatie met de aanwezigheid van zware sterren. Kennelijk is het dus zo dat supernovae van type Ia behoren bij een populatie van oude sterren van relatief kleine massa (vergelijkbaar met die van de zon), terwijl alle andere soorten supernovae geassocieerd zijn met de zware jonge sterren. Hoe ontdekt men supernovae?

Zwicky spoorde supernovae op door een groot aantal melkwegstelsels regelmatig met een Schmidt-camera te fotograferen. In het grote gezichtsveld van zo’n camera kunnen zich vele honderden melkwegstelsels bevinden, waarin men dan in de loop van een jaar een aantal supernovae vindt. Heeft men eenmaal een supernova gevonden, dan maakt men regelmatig, met tussenpozen van enkele dagen, nieuwe opnamen zodat men de lichtkromme nauwkeurig kan vaststellen. Tevens neemt men met een grotere telescoop spectra en volgt de verandering van het spectrum in de loop van de tijd. Men kan zo’n regelmatig onderzoek van een groot aantal melkwegstelsels naar het optreden van supernovae zelfs ook doen met een verrekijker met groot beeldveld (een prismakijker of een ‘kometenzoeker’). Een beroemd voorbeeld op dit gebied is dominee Evans in Australie. Hij heeft zich het precieze beeld van enkele honderden grote nabije melkwegstelsels in het hoofd geprent. Systematisch gaat hij elke heldere avond een flink deel van deze lijst langs, en kijkt of er in het beeld van een stelsel iets is veranderd: als er een heldere ster is verschenen, is dat hoogstwaarschijnlijk een supernova. Op deze wijze ontdekte hij in enkele decennia enkele tientallen supernovae. Onder meer was hij een van de ontdekkers van supernova 1987A in de Grote Magelhaense Wolk. Elke ontdekking geeft hij, net als beroepsastronomen, direct door aan het Central Bureau for Astronomical Telegrams van de Internationale Astronomische Unie in Cambridge USA, dat dan alle sterrenwachten ter wereld waarschuwt.

Tegenwoordig worden veel supernovae opgespoord in het kader van geautomatiseerde surveys. In Berkeley in California is al zo’n vijftien jaar geleden een geautomatiseerde 75-cm telescoop geïnstalleerd, waarmee elke nacht ccd-opnamen van een groot aantal melkwegstelsels gemaakt worden. Deze opnamen worden geheel automatisch vergeleken met de digitale beelden van deze stelsels die in het computergeheugen aanwezig zijn. Het verschijnen van een nieuwe ster in het veld wordt door de computer direct opgemerkt. Onder meer dankzij de vele supernovae ontdekt met deze telescoop is het onderscheid tussen typen Ia, b en c aan het licht gekomen. Op een ccd-opname met een grote telescoop, van zeg vier meter spiegeldiameter, zijn wel 10.000 of meer melkwegstelsels met schijnbare magnituden tot 25 waarneembaar. Als er per stelsel één supernova per honderd jaar optreedt, mogen er in die zwakke, verre stelsels in het beeldveld wel honderd nieuwe supernovae per jaar verwacht worden – twee supernovae per week. Dus als je een week waarneemtijd aanvraagt voor die telescoop, verwacht je in die week twee nieuwe supernovae te ontdekken. Maar je zult er nog wel meer vinden, wellicht een stuk of zes, want een supernova blijft enige weken op zijn maximale lichtsterkte, zodat je ook de supernovae van de twee weken ervoor zult detecteren. Zelfs als er maar tweeduizend stelsels in het beeldveld staan, verwacht je toch gemiddeld een supernova per week.

Op dit idee, afkomstig van Saul Perlmutter van Lawrence Livermore Laboratory en de University of California te Berkeley, is het werk van twee teams gebaseerd die sinds midden jaren negentig zeer planmatig supernovae ontdekken. In beide teams werken groepen astronomen uit verschillende continenten met elkaar samen. Ook vervolgstudies kunnen direct worden gepland. Doordat je bijna zeker bent, in een bepaalde week een of meer supernovae te vinden, kun je voor de weken erna tijd op de Hubble-ruimtetelescoop aanvragen om de gevonden supernovae, die in het algemeen zeer zwak zullen zijn, te volgen en hun lichtkrommen te kunnen bepalen. Combinatie met spectra, opgenomen met een grote telescoop op de grond, levert dan direct het type van de supernovae. Op deze wijze zijn de laatste jaren grote aantallen supernovae ontdekt zodat het aantal nieuw ontdekte supernovae sinds begin jaren negentig sterk gestegen is (fig. 2). Een hoofddoel van deze teams, de ‘High-Redshift Supernova Collaborations’, is te bepalen of ons heelal ‘open’ is of ‘vlak’ of ‘gesloten’. (Het eerdergenoemde artikel van Peter Katgert gaat daarop dieper in.)

11. De gecombineerde lichtkromme van 22 supernovae van type Ia. (Grafiek: D. Branch, G. Tammann)

Oorzaken van het supernovaverschijnsel

De totale energie van een supernova-explosie is de som van de uitgezonden stralingsenergie en de bewegingsenergie van de uitgestoten supernovaschil – deze laatste vormt het grootste deel. De totale explosie-energie, gemiddeld ongeveer 10E44 joule of 10E51 erg, is ongeveer evenveel als wat de zon in zijn gehele leven van 10 miljard jaar zal uitzenden. Hoe kan zo veel energie in zo korte tijd vrijgemaakt worden?

Het eerste voorstel hiervoor kwam van Baade en Zwicky, die in 1934 opperden dat de explosie veroorzaakt wordt door het instorten van de uitgebrande kern van een ster tot een neutronenster. Zwicky was ook de man die het woord ‘neutronenster’ uitvond. Hoe kwamen zij op dit idee?

Hiervoor moeten we teruggaan naar 1930, toen de jonge Indiase astronoom Chandrasekhar (toen 19 jaar oud) aantoonde dat er een bovengrens is aan de massa van witte dwergen. Dit zijn sterren die niet groter zijn dan de aarde, maar massa’s hebben vergelijkbaar met die van de zon, ongeveer 300.000 maal de massa van de aarde. We kennen thans zo’n 7000 witte dwergen en we weten dat zij de eindproducten zijn van de evolutie van sterren die lichter waren dan ongeveer achtmaal de massa van de zon. Zulke sterren blazen in hun laatste levensfase, wanneer ze rode reuzen zijn, hun buitenmantels weg en laten hun uitgebrande kern, met een massa vergelijkbaar met die van de zon of kleiner, achter als een witte dwerg. De weggeblazen buitenmantel is zichtbaar als een zogeheten planetaire nevel (fig. 13). Chandrasekhar toonde aan dat in een witte dwerg met een massa groter dan ongeveer 1,4 maal die van de zon er geen krachten meer zijn die de instorting van de ster onder haar eigen gewicht kunnen tegenhouden; als enige mogelijkheid zag hij dat zulke sterren zouden eindigen als een zwart gat. In 1932 echter ontdekte de Engelse natuurkundige Chadwick het bestaan van het neutron, en kort daarop toonde de Russische natuurkundige Landau aan dat stabiele sterren kunnen bestaan opgebouwd uit neutronen. In feite zijn in zo’n ster alle (negatief geladen) elektronen in de (positief geladen) atoomkernen gedrukt. Zo’n ster heeft de dichtheid van een atoomkern, en wordt door de enorm sterke zwaartekracht bij elkaar gehouden. Bij een massa vergelijkbaar met die van de zon is haar middellijn slechts 16 kilometer. De dichtheid van zo’n ster is onvoorstelbaar hoog: in het volume van een regendruppel bevat zij evenveel materie als van alle 6 miljard mensen op aarde bij elkaar.

Baade en Zwicky realiseerden zich dat, als de uitgebrande kern van een ster een massa heeft groter dan de Chandrasekhar-limiet, deze kern niet als witte dwerg kan achterblijven, maar na zijn instorting nog wel rust zou kunnen vinden als een neutronenster, en dat bij die instorting in zeer korte tijd een gigantische hoeveelheid energie moet vrijkomen. De reden hiervoor is de volgende.

De versnelling van de zwaartekracht aan het oppervlak van een neutronenster is 100 miljard maal zo sterk als op aarde, en de ontsnappingssnelheid aan het oppervlak van de ster is ongeveer 150.000 km/sec, de helft van de lichtsnelheid. Dit betekent dat, als men ver van een neutronenster een voorwerp loslaat, dit naar de ster toe zal vallen en onderweg door de zwaartekracht zo sterk wordt versneld dat het bij het oppervlak van de ster aankomt met de helft van de lichtsnelheid. En verder dat, als de uitgebrande kern van een zware ster een massa bereikt groter dan de Chandrasekhar-limiet en instort tot een neutronenster, de materie van deze kern daarbij op elkaar botst met de helft van de lichtsnelheid. Bij de vorming van de neutronenster stopt de instorting abrupt, want zo’n ster is werkelijk keihard. De bewegingsenergie van de instortende materie wordt daarbij plotsklaps in warmte omgezet. Voor een neutronenster met een massa gelijk aan die van de zon bedraagt die energie 2 × 10E46 joule, ongeveer 200 maal wat er in een supernova vrijkomt, en evenveel als de zon in twee biljoen jaar zou uitzenden.

12. Lichtkrommen van de verschillende soorten supernovae. De getallen onderaan geven het tijdverloop in dagen aan. (Grafiek: A.V. Filippenko)

We weten tegenwoordig dat de jonge neutronenster, door de enorme temperatuur die ze bij haar vorming heeft, meer dan 99% van de vrijgemaakte warmte omzet in neutrino’s, zeer kleine kerndeeltjes die vrijwel geen enkele interactie met materie hebben en het grootste deel van de energie meenemen als ze de ster verlaten. Slechts minder dan een procent van de vrijgekomen energie veroorzaakt de supernova-explosie.

Het idee van Baade en Zwicky werd na 34 jaar schitterend bevestigd met de ontdekking van de pul-sars (snel en regelmatig pulserende radiobronnen aan de hemel) door Jocelyn Bell en Anthony Hewish. Het eerste dozijn pulsars, ontdekt in 1967 en 1968, had pulsperiodes van ongeveer een seconde. Dat kwam overeen met de kortst mogelijke trillings- of rotatieperiode van een witte dwerg; het leek toen dus nog mogelijk dat pulsars witte dwergen zouden zijn. Een neutronenster heeft een kortst mogelijke rotatieperiode van een duizendste van een seconde; dit is tevens haar vibratieperiode, en die periode is onveranderlijk. Pulsars met perioden veel korter dan een seconde kunnen dus geen witte dwergen zijn: het moeten neutronensterren zijn.

In november 1968 werd in de Krabnevel een radiopulsar ontdekt met een periode van een dertigste van een seconde (fig. 14). Binnen een dag nam men bovendien waar dat de pulsperiode van deze pulsar toeneemt met 30 nanoseconden per dag. Daaruit werd meteen duidelijk dat deze pulsar een roterende neutronenster moet zijn, en dat de rotatie van de ster geleidelijk wordt afgeremd. Hieruit resulteerde het nu klassieke model van de radiopulsars: het zijn roterende neutronensterren met een sterk magneetveld; boven de magnetische polen worden bundels radiostraling (en in sommige gevallen, zoals bij de Krabpulsar, ook licht en röntgen- en gammastraling) uitgezonden, die als de bundels van een vuurtoren regelmatig over de aarde strijken en daar het gepulste signaal teweeg brengen. Het uitzenden van de energie gaat ten koste van de rotatie-energie van de ster. In feite is een neutronenster niet anders dan een vliegwiel met een elektromagnetische rem erop. De ontdekking van de Krabpulsar loste dus twee problemen tegelijk op: ze toonde aan dat pulsars neutronensterren zijn, en dat neutronensterren ontstaan in een supernova-explosie. Dit was een geweldige doorbraak, en aan Hewish werd voor de ontdekking van de pulsars in 1974 de Nobelprijs Natuurkunde toegekend. Hier was meteen het verband gelegd tussen supernovae en het einde van de evolutie van zware sterren, omdat een ster zwaarder moet zijn dan ongeveer acht zonsmassa’s om een uitgebrande kern te produceren die zwaarder is dan de Chandrasekhar-limiet van 1,4 zonsmassa’s.

Er is inmiddels een dozijn pulsars in supernovaschillen gevonden. Het totale aantal radiopulsars dat we kennen is inmiddels meer dan 1400. De meeste pulsars zijn al zo oud dat hun supernovaschillen al verdwenen zijn; de schillen worden niet ouder dan ongeveer 100.000 jaar, maar een pulsar blijft ongeveer 10 miljoen jaar waarneembaar – daarna dooft hij uit.

Figuur 15 geeft schematisch de doorsnee van een zware ster weer op het moment vlak voor de instorting van haar uitgebrande kern. Bij een supernova stort de centrale ijzerkern van de ster in tot neutronenster, en worden alle erbuiten liggende lagen door de enorme vrijkomende warmte uit de ster geworpen. Deze lagen bevatten allerlei elementen zwaarder dan helium, die tijdens de voorafgaande evolutie van de ster door fusiereacties zijn geproduceerd. Er wordt ook ongeveer 0,07 zonsmassa aan nikkel-56 uitgestoten. Dit nikkel vervalt snel tot kobalt-56, dat daarna gedurende zijn verval met een halfwaardetijd van 77 dagen de energie (in de vorm van gammastraling) produceert die het gas van de supernovaschil in zijn late fasen verhit en de karakteristieke vorm van de ‘late’ lichtkrommen van supernovae veroorzaakt.

Gammaflitsen

Als de uitgebrande kern van een ster heel erg zwaar is, zou er in plaats van een neutronenster ook een zwart gat kunnen ontstaan. We verwachten dat dit het geval is in sterren die hun evolutie begonnen met een massa groter dan 20 tot 25 zonsmassa’s. We kennen al met zekerheid een tiental zwarte gaten in röntgendubbelsterren. Zwarte gaten komen dus zeker in de natuur voor, maar tot voor kort was niet duidelijk welke supernovae zwarte gaten zouden kunnen achterlaten. Met de ontdekking van de plaatsen van oorsprong van de gammaflitsen, dankzij het Utrechtse instrument in de BeppoSAX-satelliet, is hierin verandering gekomen.

Op 25 april 1998 ontdekten twee Amsterdamse promovendi, Titus Galama en Paul Vreeswijk, dat zich op de plek van de gammaflits die die dag was afgegaan een supernova bevond in het spiraalstelsel ESO 184-G82, op een afstand van ongeveer 140 miljoen lichtjaar (zie het artikel van Leo van den Horn in Zenit van februari 2001). Deze supernova bleek zeer bijzondere eigenschappen te hebben; ze was van type Ic, maar had een buitengewoon grote energie: het uitgestoten materiaal had een snelheid van 60.000 km/sec, en tevens werd zeer sterke radiostraling, sterker dan ooit tevoren bij een supernova, waargenomen. De totale energie van de explosie was 3×1052 erg, dat is dertig maal meer dan normaal bij supernovae.

Modelberekeningen door de Japanse astronomen Iwamoto en Nomoto en de Amerikaan Woosley lieten zien dat het hier om de explosie ging van een alleen uit koolstof en zuurstof bestaande ster met een massa van tussen de zes en twaalf zonsmassa’s, waarbij de instortende kern een massa groter dan drie zonsmassa’s had. Daar dit laatste groter is dan de bovengrens van de massa van een neutronenster, was de conclusie dat men hier voor het eerst getuige was geweest van de vorming van een zwart gat.

Een pure koolstof-zuurstof-ster van zes tot twaalf zonsmassa’s is de naakte kern van een ster die zijn evolutie moet zijn begonnen met een massa van minstens dertig, mogelijk zelfs meer dan vijftig zonsmassa’s. Zulke sterren verliezen in de loop van hun evolutie hun waterstofrijke buitenmantel; de achterblijvende heliumkern van de ster nemen we waar als een Wolf-Rayet-ster. Zulke sterren hebben zeer sterke sterrenwinden, en kunnen later in hun evolutie ook hun heliummantel verliezen, waarna alleen een koolstof-zuurstofkern achterblijft. Het verlies van de mantel kan ook in een dubbelster zijn opgetreden, door massaoverdracht. In ieder geval lijkt nu ook het eerste tipje van de sluier van de relatie tussen supernovae en de vorming van zwarte gaten te zijn opgelicht: de vorming van een zwart gat leidt kennelijk tot een zeer bijzonder supernova- verschijnsel, ook wel hypernova genoemd, dat gepaard kan gaan met een gammaflits.

13. Enkele fraaie voorbeelden van planetaire nevels, gefotografeerd met de Hubble-ruimtetelescoop. (Foto’s: STScI)

14. Deze foto toont een reeks opnamen van de pulsar in de Krabnevel, gemaakt met de 4-m Mayall-telescoop op Kitt Peak. Te zien is een complete pulsperiode van 33 milliseconde, in stapjes van 1 milliseconde. Per periode is de lichtbundel van de pulsar tweemaal naar de aarde gericht. De helderste, primaire puls is in de eerste kolom te zien, de zwakkere, secundaire puls onderaan de tweede kolom. (Foto: N.A.Sharp/AURA/ NOAO/NSF)

Supernovae van type Ia: kernfusiebommen

Hoe kunnen we begrijpen dat er in elliptische melkwegstelsels, die alleen maar oude sterren met massa’s kleiner dan 1,5 zonsmassa bevatten, toch nog supernovae kunnen optreden? Al veertig jaar geleden suggereerden Hoyle en Fowler dat men moet denken aan het instorten van oude witte dwergen, wier massa in de loop der tijd was aangegroeid (door het invangen van gas) tot de Chandrasekhar-limiet. Fowler en Hoyle realiseerden zich dat witte dwergen, die voornamelijk bestaan uit koolstof plus zuurstof (voordat ze aan hun koolstoffusie begonnen, verloren deze sterren als rode reus hun buitenlagen), in principe nog flink wat kernbrandstof bevatten: de koolstof en zuurstof zullen bij fusie tot zwaardere elementen nog ongeveer 10E44 joule aan energie leveren, en dat is juist de energie van een supernova.

Wanneer de massa van de witte dwerg de Chandrasekhar-limiet overschrijdt zal de dwerg instorten, de materie door de vrijkomende zwaartekrachtsenergie sterk verhit worden, en de fusie van alle nog aanwezige kernbrandstof in een oogwenk plaatsvinden: de ster is dan in feite een grote fusiebom. De plotseling vrijkomende 10E44 joule is ruimschoots voldoende om de gehele ster te doen exploderen en de materie de ruimte in te slingeren met een snelheid van 10.000 km/seconde. Hoyle en Fowler stelden voor dat dit verschijnsel waarneembaar is als een supernova van type Ia. Het eindproduct van de fusie van alle koolstof en zuurstof is nikkel-56, dat via kobalt-56 vervalt naar ijzer-56. Op het moment dat de explosie optreedt en de inval van materiaal omslaat in uitstoot, is nog niet al het materiaal volledig tot nikkel gefuseerd: men verwacht dus in de uitgestoten schil ook nog producten van onvolledige fusie aan te treffen. Tussenproducten van de fusie tot nikkel zijn onder meer zwavel en silicium, en deze elementen zijn inderdaad karakteristiek voor de spectra van type Ia supernovae.

De eenvoudigste manier om een oude witte dwerg in massa te doen groeien is: in een dubbelster, met een begeleider die massa begint over te dragen naar de witte dwerg. Als de begeleider bijvoorbeeld een ster is met dezelfde massa als de zon, zal deze na tien miljard jaar een rode reus worden. Als de omloopperiode van de dubbelster enkele weken tot maanden is, zal het oppervlak van de reus binnen de aantrekkende invloedssfeer van de witte dwerg komen, zodat materiaal uit de buitenlagen van de reus naar de witte dwerg gaat overstromen. Als er minstens enkele malen 10-7 zonsmassa per jaar overstroomt, begint er continue kernfusie van waterstof op het oppervlak van de witte dwerg en de fusieproducten worden aan de massa van de witte dwerg toegevoegd. In ons melkwegstelsel en de Magelhaense Wolken nemen we dubbelsterren waar waarin daadwerkelijk een rode reus de juiste hoeveelheid overdraagt en de kernfusie op het oppervlak van de dwerg plaatsvindt. We weten dus zeker dat er oude witte dwergen zijn waarvan in een dubbelster de massa continu kan aangroeien. Deze systemen zijn uitstekende kandidaten voor het produceren van een type Ia supernova, miljarden jaren na het ontstaan van de dubbelster.

Een andere mogelijkheid is: uitgaan van een zeer nauwe dubbelster, bestaande uit twee witte koolstof-zuurstofdwergen. Als de periode van de dubbelster korter is dan twaalf uur, zal binnen 10E10 jaar de baan door verlies van energie in de vorm van gravitatiegolven zodanig zijn gekrompen dat de twee sterren elkaar raken en samensmelten. Als ze samen een massa hebben groter dan de Chandrasekhar-limiet zal er wederom een type Ia supernova kunnen optreden, miljarden jaren na het ontstaan van de dubbele witte dwerg. Ook op deze manier kan men dus supernovae in zeer oude melkwegstelsels krijgen. Ook deze nauwe dubbele witte dwergen zijn onlangs in ons melkwegstelsel ontdekt. Berekeningen hebben aangetoond dat beide bovengenoemde modellen in voldoende mate in melkwegstelsels zullen voorkomen, zodat ze tezamen de waargenomen frequentie van het optreden van type Ia supernovae kunnen verklaren.

15. Doorsnee van een zware ster, kort voor de uiteindelijke supernova-explosie. Naarmate de ster ouder werd, hebben zich steeds zwaardere elementen in het centrum ervan verzameld. (Tekening: CXC/S.Lee)

Sterrenstof

Supernovae zijn buitengewoon belangrijk voor de evolutie van de materie in het heelal. Ze zijn de belangrijkste bron van bewegingsenergie van het interstellaire gas, dat zij continu dooreen roeren. Verder zijn ze de voornaamste bronnen van elementen zwaarder dan helium in het heelal. Deze elementen, gemaakt in de voorgaande evolutie van de zware sterren, worden bij de explosie uit de ster geworpen en in het interstellaire gas geïnjecteerd. Dit gas is hierdoor in de loop der tijden verrijkt met alle elementen zwaarder dan helium die we in de natuur aantreffen. Uit dit gas vormden zich steeds weer nieuwe generaties sterren.

Zo is ook onze zon 4,6 miljard jaar geleden uit een interstellaire wolk ontstaan. De zwaardere elementen die we in de zon en de planeten aantreffen en waaruit de aarde voor het grootste deel bestaat, zijn ooit geproduceerd door supernovae die tussen het ontstaan van het Melkwegstelsel, ca. 12 miljard jaar geleden, en 4,6 miljard jaar geleden zijn opgetreden. We kunnen dus letterlijk zeggen dat de aarde en zijn bewoners uit sterrenstof zijn ontstaan!

<A HREF=“http://www.astro.uu.nl/~wwwzenit/”_new">Kijk ook bij Zenit

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 mei 2001

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.