Wat is de limiet van Chandrasekhar?

De limiet van Chandrasekhar bepaalt of een ster zijn leven eindigt als een smeulende witte dwerg of explodeert als een supernova en eindigt als een neutronenster of een zwart gat.

De limiet van Chandrasekhar bepaalt of een ster sterft als een witte dwerg of voldoende massa heeft om dit te voorkomen en als een supernova te exploderen waarna er een zwart gat of een neutronenster achterblijft.

Sterren zijn voortdurend in gevecht met hun eigen zwaartekracht. Een gevecht dat ze uiteindelijk allemaal verliezen. Dit gevecht leidt tot gewelddadige en radicale veranderingen die het einde van hun levensduur in de hoofdreeks markeren.

Sommige van deze sterren zullen hun leven beëindigen als langzaam afkoelende stellaire sintels die bekend staan als witte dwergen maar voor andere sterren markeert dit stadium slechts een overgang. Ze zullen verder exploderen in enorme kosmische explosies die supernova’s worden genoemd. Hieruit ontstaan neutronensterren of zelfs zwarte gaten.

Wat is de limiet van Chandrasekhar?

De Chandrasekhar-waarde voor een witte dwerg wordt algemeen gesteld op 1,4 zonsmassa. Deze limiet werd voor het eerst in 1931 voorspeld door de Indiase astronoom Subrahmanyan Chandrasekhar. Deze limiet komt heel goed overeen met de waarnemingen van de eerste witte dwerg met een massa groter dan 1,4 zonsmassa moet nog worden gevonden.

Voordat een ster een witte dwerg wordt verliest ze massa door het wegblazen van de buitenste lagen. Dit betekent dat de 1,4 zonsmassa meestal betrekking hebben op de naakte stellaire kern die dan achterblijft.

De startmassa voor sterren die als een witte dwerg eindigen is 8 zonsmassa maar er zijn ook voorspellingen die suggereren dat de ster een massa van tien zonsmassa met hebben om een kern over te houden met een massa groter dan de limiet van Chandrasekhar.

Als het echter gaat om een binair systeem dan hoeft de stellaire kern niet met voldoende massa te beginnen om de limiet van Chandrasekhar te overschrijden. Voor witte dwergen met een binaire partner is er een andere manier om deze massalimiet te overschrijden.

Als een witte dwerg aan de rand van de Chandrasekhar-limiet massa aantrekt van zijn partner, een donorster genoemd, dan kan dit hem voorbij de Chandrasekhar-limiet duwen. Dit resulteert in verdere thermonucleaire verbranding, meestal de fusie van koolstof en zuurstof, en duwt de ster vaan een supernova-explosie.

Deze omstandigheden leiden tot een zeer specifiek type supernova, een type Ia-supernova genoemd. Deze verschilt van supernova’s de worden veroorzaakt door het instorten van de kern.

Zal de Zon exploderen?

Over ongeveer 3,5 miljard jaar is de Zon door de waterstofvoorraad in zijn kern heen en dat betekent dat er geen kernfusie meer in stand gehouden kan worden. Dit betekent het einde van de naar buiten gerichte druk die er voor zorgt dat de kern onder zijn eigen zwaartekracht instort.

Terwijl de kern instort zullen de buitenste lagen van de Zon worden weggeblazen. Dit gebeurt in een reeks van uitbarstingen kort voordat de Zon kortstondig een rode reus zal zijn. In de kern zal helium, ontstaan door de fusie van waterstof, beginnen te fuseren tot koolstof.

De afgeworpen buitenste lagen zullen zich uitstrekken tot voorbij de baan van Mars en de binnenste planeten inclusief de Aarde, zullen worden opgeslokt. Uiteindelijk zal er een planetaire nevel overblijven die een gloeiende hete, maar langzaam afkoelende, stellaire kern, bekend als een witte dwerg, omringt.

Dit is hoe onze Zon en andere sterren met een kleine tot gemiddelde massa biljoenen jaren zullen blijven bestaan. Dit betekent dat de Zon niet zal exploderen als een supernova.

Dit is echter niet het einde voor alle sterren. Sommige hebben voldoende massa om voorbij deze witte dwergfase te komen en verdere kernfusie, een supernova en de transformatie naar een exotische stellaire rest in gang te zetten.

De scheidslijn tussen deze lotgevallen is de limiet van Chandrasekhar.

Wat beschermt een Chandrasekhar massaster tegen verder instorten?

Nu alle waterstof van een stellaire kern aan het einde van de hoofdreeks is uitgeput bestaat de witte dwerg die overblijft voornamelijk uit koolstof, ontstaan uit de fusie van helium in het stadium van de rode reus.

Een witte dwerg met een massa van 1,4 zonsmassa of minder kan de verbranding van koolstof niet initiëren maar blijft samentrekken totdat dit wordt gestopt door de druk van de elektronendegeneratie.

Dit is het principe uit de kwantumfysica dat voorkomt dat twee elektronen dezelfde kwantumtoestand bezetten en in wezen voorkomt dat ze te dicht op elkaar proppen waardoor de druk wordt uitgeoefend om de witte dwerg tegen zijn eigen zwaartekracht in te ondersteunen. Maar zelfs deze limiet kan worden overschreden.

Voorbij de limiet van Chandrasekhar

In stellaire kernen met een massa van meer dan 1,4 zonsmassa kan koolstoffusie worden gestart. Hieruit ontstaat dan neon. Dit leidt dan tot verdere stadia van kerncontractie en het fuseren van achtereenvolgens zwaardere elementen totdat het zwaarste element dat in sterren kan worden gemaakt, ijzer, de kern vult.

Nu er geen fusie meer mogelijk is stort de stellaire kern voor een laatste keer in. Als de kern een massa heeft van minder dan 3 zonsmassa dan beschermt de neutronendruk deze tegen volledige ineenstorting. Het leidt tot de vorming van een neutronenster. Dit is de dichtste staat van materie die overeenkomt et een ster ter grootte van de Zon die in een straal van een stad wordt geplet.

Voor stellaire overblijfselen met een massa van meer dan 3 zonsmassa’s, waarvan wordt voorspeld dast ze zijn begonnen als sterren met 10 tot 24 keer de massa van de Zon, vindt volledige ineenstorting plaats die leidt tot het laatste stadium als een zwart gat.

Het overschrijden van de limiet van Chandrasekhar creëert niet alleen enkele van de meest fascinerende en mysterieuze kosmische objecten zoals zwarte gaten en neutronensterren maar de supernova die hun geboorte aangeeft is een essentieel onderdeel van de evolutie van het heelal.

Dit komt omdat deze kosmische explosies zware elementen  die tijdens de levensduur van zware sterren zijn gesynthetiseerd, over de kosmos verspreiden. Dit levert bouwstenen op die de volgende generatie sterren en planeten mogelijk maken.

Eerste publicatie: 15 mei 2022
Bron: space.com