Wat is een supernova?
Een supernova is een kolossale explosie aan het einde van het leven van een ster die potentieel helderder is dan ons sterrenstelsel. Een supernova kan in enkele seconden meer energie uitzenden dan onze Zon gedurende zijn gehele levensduur van ongeveer 10 miljard jaar.
De sterrenhemel is bezaaid met schitterende restanten van oude supernova’s. In een sterrenstelsel als het onze, bestaande uit ongeveer 200 miljard sterren, vindt er ongeveer iedere 50 jaar een supernova plaats. Toch zijn supernova’s die we met het blote oog kunnen waarnemen erg zeldzaam. Misschien, maar misschien ook niet, kan je in je leven getuige zijn van een dergelijke explosie.
Wat we wel kunnen zien zijn de restanten van supernova’s, expanderende wolken in de ruimte waar ook sterren waren. Er zijn verschillende voorbeelden van supernova’s zowel in ons eigen sterrenstelsel als daarbuiten. De beroemdste supernova restant die we vanaf het noordelijk halfrond kunnen zien is de Krabnevel in het sterrenbeeld Stier – Taurus. Chinese astronomen waren in 1054 na Christus getuige van deze supernova (die vanwege de afstand van de ster tot de Aarde in werkelijkheid 6523 jaar eerder plaatsvond). Ze noemden de supernova een “gastster” en schreven dat deze gastster gedurende drie volle weken overdag zichtbaar was om uiteindelijk na drie maanden helemaal uit hun zicht te verdwijnen.
Later werd de Krabnevel bekend omdat in 1967 de Engelse astronome Jocelyn Bell Burnell er de allereerste pulsar in aantrof. Bekend als de Krab-pulsar gaat het om een neutronenster, het overblijfsel van de supernova’s die de Krabnevel maakte. Pulsars zenden, net als een vuurtoren, bundels van radiostraling uit. De bundels van de Krabnevel zijn naar de Aarde gericht en daarom kunnen we ze met behulp van radiotelescopen waarnemen.
Supernova’s zijn dus exploderende sterren. We kunnen voorbeelden van hun nasleep zien in de ruimte. We weten dat, als een ster naar buiten toe explodeert, er ook een implosie plaatsvindt. Hieruit ontstaat een hele dichte neutronenster die, als zijn stralingsbundels naar de Aarde zijn gericht, als een pulsar kan worden waargenomen.
Maar wat is precies een supernova en waarom vindt die explosie plaats?
Langzaam maar zeker begrijpen astronomen steeds meer over deze mysterieuze sterexplosies. Hun pure onvoorspelbaarheid is opwindend: elke supernova leert astronomen iets nieuws. Statistisch gezien is een heldere supernova in ons eigen sterrenstelsel al ceel te laat. Laten we hopen dat het nog eens in ons even gebeurt maar dan wel bij voorkeur niet al te dichtbij!
Een supernova is een meer definitieve en krachterigere explosie dan een nova. Een nova is het opvlammen van een dwergster in een binair systeem. In het novascenario verzamelt de dwergster materie van zijn begeleidende ster. De overtollige massa zorgt ervoor dat de dwergster zo nu en dan plotseling opvlamt tot vele malen zijn normale helderheid. Daarna vervaagt het gedurende maanden tot zijn oorspronkelijke helderheid voordat de volgende opflakkering plaatsvindt. Een supernova daarentegen is een veel grotere en intrinsiek veel helderdere gebeurtenis (vandaar ook het voorvoegsel ‘super’) waarbij de buitenste lagen van een ster explosief de ruimte in worden geblazen. Een ster die supernova wordt keert niet terug naar zijn vorige helderheid en kan volledig verdwijnen waardoor er een uitdijend supernovaoverblijfsel achterblijft.
Zowel nova’s als supernova’s werden ook “stella novae” genoemd (nieuwe sterren), deze term werd door de Deense astronoom Tycho Brahe in 1572 geïntroduceerd. Dat komt omdat zowel nova’s als supernova’s als een “nieuwe ster” aan de sterrenhemel verschijnen op een plekwaar we voorheen geen ster konden zien. Beiden worden plotseling helder en, in het geval van een supernova, onverwachts voordat ze weer na een periode van weken tot maanden weer verdwijnen.
Tegenwoordig weten we dat een supernova geen nieuwe ster is maar een bestaande ster die aan het einde van zijn leven is gekomen. Het tegenovergestelde dus. We weten ook dat nova’s, de minder heldere uitbarstingen, de plek markeren van een stersysteem dat wellicht opnieuw veel helderder wordt,
Supernova’s kunnen verschillende oorzaken hebben maar ze hebben allemaal betrekking op de explosie van een ster. Astronomen onderscheiden tegenwoordig twee type supernova’s: Type I en type II. Deze classificatie is bedacht door de Duits-Amerikaanse astronoom Rudolph Minkowski en de Zwitserse astronoom Fritz Zwicky. Het classificatiesysteem is dus ook bekend als de Minkowksi-Zwicky classificatie. Het systeem is gebaseerd op de spectra van de supernova’s. Een Type I supernova heeft geen waterstof in zijn spectrum maar een Type II supernova wel. Type I kan verder worden onderverdeeld in drie subtypes, Ia, Ib en Ic. Ook die onderverdeling is gebaseerd op hun spectra.
Er kan ook een verschil gemaakt worden op basis van de oorzaak van de explosie. Hier treedt wel enige verwarring op want Types II, 1b en Ic zijn dezelfde soort explosie en Type Ia is een compleet andere soort.
Type II Supernova’s
We beginnen met de meer algemene Type II supernova’s. Dit is het soort supernova waar algemeen aan gedacht wordt als we het over een supernova hebben: een ster die aan het einde van zijn leven explodeert. Een Type II supernova treedt op als een grote ster zonder brandstof komt te zitten. Dit zorgt voor een snelle ineenstorting en een explosie. Een dergelijke ster heeft een massa van 8 tot 40 zonsmassa. Ze worden vaak aangeduid als een “core collapse” supernova want dit is precies wat er gebeurt. De kern van de ster stort plotseling, binnen een paar seconden, in elkaar.
We zoomen eens in op die cataclysmische gebeurtenis.
Gedurende miljarden jaren tijdens het leven van een ster had kernfusie, het proces waarbij waterstof wordt omgezet in helium in het inwendige van de ster waarbij dan enorme hoeveelheden energie vrijkomen waardoor de ster kan schijnen, een strijd met de zwaartekracht gevoerd. We hebben het hier niet over de aantrekkingskracht van het ene object naar het andere maar over de eigen zwaartekracht van de ster zelf. Bij sterren wordt de naar buiten stuwende straling van kernfusiereacties in de kern van de ster voortdurend gecompenseerd door een onverbiddelijke naar binnen stuwende zwaartekracht. Het is een duel van krachten waarin geen van beiden de winnaar kan zijn. Zolang er kernfusie in de kern van de ster plaatsvindt blijft de ster in evenwicht.
Maar sterren worden geboren met een eindige hoeveelheid waterstof als brandstof. Na miljarden jaren (in het geval van onze Zon ongeveer 10 miljard jaar. Onze Zon heeft echter onvoldoende massa om een supernova te veroorzaken) beginnen er veranderingen plaats te vinden naarmate de waterstof uitgeput raakt. Zodra de kern van de ster helemaal geen waterstof meer heeft houdt de kernfusie in de kern op. Immers, de ster heeft niks meer om te ‘branden’. Op dat punt is de ster niet langer in staat om tegen de naar binnen trekkende zwaartekracht in te drukken en de ster begint daarom langzaam te krimpen. Deze inkrimping heeft het effect dat meer waterstof van locaties verder weg in de ster naar het gebied wordt gebracht dat voorheen werd ingenomen door de kern. In feite is er dan weer voldoende waterstof om de kernfusie te hervatten in een schil rond de binnenkern van de ster.
Er is echter ook nog zoiets als het spiegelprincipe en dat heeft te maken met het behoud van gravitatie- en thermische energie. Dit principe stelt heel eenvoudig dat als de kern van een ster samentrekt de buitenste lagen uit moeten zetten. Dus de ster begint te zwellen en breidt zich enorm uit vanaf zijn oorspronkelijke grootte. Terwijl de ster dit doet koelen de buitenste lagen af, ze komen immers verder weg van de schil van fuserende waterstof in het binnenste van de ster. Zodra de temperatuur voldoend eis afgekoeld wordt convectie in plaats van straling de dominante manier waarop de buitenste lagen van de ster worden verwarmd en stopt de ster met uitzetten. De ster is een opgezwollen, koelere en daardoor rode versie van zijn vroegere zelf geworden. Het is nu een rode reuzenster.
Over ongeveer 5 miljard jaar wordt onze Zon een rode reus en zal ze gaan uitdijen. De planeten Mercurius, Venus en mogelijk ook de Aarde zullen worden vernietigd. Dit betekent dat de diameter van de Zon ongeveer 115 keer groter zal worden. Bovendien zal de helderheid ongeveer 3000 maal groter gaan worden.
Maar hoe dramatisch de toename in helderheid ook mag zijn, we zijn nog niet in het supernovastadium en het bereiken van de rode reuzenfase is niet het einde van het verhaal. Terwijl de kern van de ster blijft krimpen stijgen de temperaturen erin tot zelfs hogere niveaus dan voorheen. Ze bereiken een temperatuur van maar liefst een miljoen graden Celsius. Bij deze extreme temperatuur, en als de ster voldoende massa heeft, kan hij het volgende element in het periodieke systeem, helium, geen fuseren tot koolstof. De kernfusie is opnieuw begonnen in de kern. De temperaturen stijgen nog verder totdat het helium allemaal is verbruikt en er een kern overblijft die bestaat uit koolstof en zuurstof.
Het fuseren van helium gaat echter niet heel erg snel: een ster die acht keer de massa van de Zon heeft zal waarschijnlijk voldoende helium hebben om nog eens 100 miljoen jaar mee te gaan.
Gedurende al die tijd stijgt de temperatuur van de kern echter langzaam en wanneer deze een temperatuur van 500 miljoen graden heeft bereikt is de kern heet genoeg om het volgende element te laten fuseren. Koolstofkernen worden nu gefuseerd en er ontstaat natrium, neon en magnesium. Deze worden allemaal op hun beurt door de ster verder gefuseerd waardoor de kern blijft opwarmen en een temperatuur van 2 miljard graden bereikt. Naarmate de tempratuur stijgt wordt er eerst silicium gemaakt en daarna zwavel, argon, calcium, chroom, mangaan en nikkel.
Terwijl de kern van de ster blijft krimpen wordt elk element wordt in opeenvolgende schillen verbrand, vergelijkbaar met de schillen van een ui. Elk element dat in deze nucleaire synthese wordt gemaakt wordt steeds zwaarder. De elementen hebben steeds grotere aantallen protonen, neutronen en elektronen. Dit gaat door totdat er een element wordt geproduceerd dat niet kan worden verbrandt: ijzer.
Op dit punt kan de temperatuur van de kern van de ster 3,5 miljard graden Celsius bereiken en bestaan de lagen van de ster uit een dichte ijzeren kern omgeven door omhulsels van silicium en zwavel, zuurstof en koolstof, helium en een buitenste omhulsel van waterstof. Het is ongelooflijk om te beseffen dat, om dit late stadium van zijn leven te bereiken, de ster misschien wel een miljard jaar in zijn rode reuzenfase heeft verbleven. Omdat ijzer niet verder kan worden gefuseerd, zelfs niet bij deze temperaturen, heeft de ster nu echt het einde van zijn weg bereikt.
Zodra de hele kern van de ster is omgezet in ijzer vindt er een plotselinge en dramatische gebeurtenis plaats. Nu, zonder stralingsdruk naar buiten toe, stort de kern volledig ineen: na miljarden jaren wint de zwaartekracht
Waarin de kern nu verandert hangt af van de massa van de ster. Een ster met een massa tussen 8 en 25 zonsmassa zal een neutronenster vormen. Kernen van de zwaarste sterren, meer dan 25 zonsmassa, zullen waarschijnlijk instorten tot zwarte gaten.
Het effect van de definitieve ineenstorting van de kern, die misschien maar een seconde duurt, is dat een schokgolf rechtstreeks naar het midden wordt gestuurd. Deze schokgolf kaatst vervolgens terug en plant zich naar buiten voort door de buitenste lagen van de ster. Deze wordt daarna volledig uit elkaar geblazen. Er komen grote hoeveelheden energie vrij: vandaar dat de schitterende gebeurtenis die we kennen als een supernova-explosie overal in het heelal is te zien.
Tijdens deze supernova-explosie kunnen alle elementen zwaarder dan ijzer worden gemaakt; daar is dan voldoende energie voor. Gedurende een korte periode kan de ster helderder worden dan de rest van de sterren in zijn sterrenstelsel samen. Er zal een neutronenster of een zwart gat achterblijven, een totaal nieuwe en laatste fase in de evolutie van een ster. Na weken of maanden verdwijnt de gloed van de supernova langzaam uit het zicht om uiteindelijk helemaal te verdwijnen.
Wat gebeurt er met het materiaal dat tijdens een supernova-explosie de ruimte in wordt geslingerd? Het verspreidt zich zachtjes over de eonen en zijn elementen gaan naar de vorming van nieuwe sterren, nieuwe planeten en misschien zelfs nieuw leven. Alle atomen in je lichaam zijn gemaakt in de vorige harten van oude sterren. Het calcium in je botten, het ijzer in je bloed. Alle elementen worden gemaakt in een enorme reuzenster en werden miljarden jaren geleden tijdens supernova-explosies door het heelal gezaaid.
De twee Type I-subklassen worden type Ib en Ic genoemd en ze lijken in feite op Type II-supernova’s. Ze worden namelijk allemaal geproduceerd door het instorten van de kern van een massieve ster. Ze hebben hun eigen aanduiding omdat ze in beide gevallen hun buitenste lagen al vóór de ineenstorting van de kern verloren. Deze lagen zijn tijdens hun rode reuzenstadium door de sterrenwind afgevoerd. Dergelijke supernova’s worden daarom vaak aangeduid als supernova’s met uitgeklede en ingestorte kern (een core collapse supernova). Net als uien die al gedeeltelijk zijn gepeld heeft Type Ib zijn eerste waterstofrijke laag verloren en Type Ic heeft zowel zijn waterstoflaag als de daaropvolgende heliumlaag verloren waardoor de koolstofrijke laag die zich daaronder bevindt zichtbaar wordt.
De FOE
De natuurkundigen Gerry Brown en Hans Bethe bedachten een meeteenheid om de hoeveelheid energie die vrijkomt in een typische Type II-supernova’s te kwantificeren. De hoeveelheid energie wordt uitgedrukt in “ergs”, een energie-eenheid die gelijk is aan 10-7 Joule. Eén erg komt overeen met de hoeveelheid energie die een huisvlieg verbruikt tijdens één push-up! Grapjassen die twee.
Brown en Bethe noemden hun meeteenheid de FOE en dat betekent tien tot de macht van Fifty One Ergs oftewel 1051 (1 FOE = 1044 Joule). De Zon zal tijdens zijn levensduur ongeveer 1,2 FOE aan energie uitstoten. Met andere woorden, tijdens zijn levensduur van ongeveer 10 miljard jaar zal de Zon net iets meer energie produceren dan er vrijkomt tijdens de paar seconden durende explosie van een supernova Type II!
We rekenen nog even verder met de FOE. De hoeveelheid energie van 1 FOE die door een Type II-supernova wordt geproduceerd is al indrukwekkend maar als we dit vergelijken met het zwarte gat in het centrum van Messier 87 dan wordt het andere koek. Dit zwarte gat werd in 2017 door de Event Horizon Telescope waargenomen en het was voor het eerst dat een zwart gat rechtstreeks werd gezien. Dit zwarte gat draait met 90% van de lichtsnelheid om zijn as. Stel je nu voor dat je er een enorme dynamo aan bevestigt, zoals die waarmee een fietslampje wordt aangedreven door de roterende of kinetische energie van het wiel om te zetten in elektriciteit. Hoeveel kinetische energie zou de dynamo uit het zwarte gat halen? Het antwoord is dan echt wel verbluffend: 10 biljoen FOE. Met andere woorden, de kinetische energie van het zwarte gat in M87 is tien biljoen keer de energie die vrijkomt bij een Type II-supernova.
Type Ia supernova
Heel anders (maar wel vergelijkbaar met de kleinere terugkerende nova-explosies) is een Type Ia-supernova die plaatsvindt in een dubbelstersysteem waarin een van de sterren een witte dwerg is en de begeleidende ster een ster is waarvan de witte dwerg materie aan het stelen is. Een witte dwerg is het supercompacte overblijfsel van een kleine ster (minder dan 8 zonsmassa) in de laatste fase van zijn leven. Een witte dwerg is het resultaat van de jarenlange inkrimping, die miljoenen jaren duurt, van een rode reus zoals bijvoorbeeld de ster Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion. En een rode reus is op zijn beurt het resultaat van een ster als onze Zon die langzaam opzwelt als hij bijna door zijn waterstofvoorraad heen is. Het uiteindelijke lot van onze Zon is een witte dwerg, een langzaam afkoelende ster die misschien slechts 0,8% van zijn oorspronkelijke straal meet. In het geval van onze Zon zou dit een witte dwerg zijn met een diameter van ongeveer 11.000 kilometer.
Een witte dwerg is zo compact dat een theelepeltje materiaal ongeveer 15 ton zou wegen. Binnenin zijn alle kernfusieprocessen gestopt. Maar, en dit is essentieel voor de classificatie van een supernova Ia, ze kunnen opnieuw worden ontstoken. Als een witte dwerg voldoende materie verkrijgt om meer dan 1,44 zonsmassa te worden dan kunnen kernfusieprocessen opnieuw plaatsvinden en leiden tot een op hol gelsagen thermonucleaire explosie en de daaropvolgende vernietiging van de witte dwerg: een supernova. Deze zeer duidelijke massalimiet van een witte dwerg staat bekend als de limiet van Chandrasekhar. Deze limiet is vernoemd naar de Indiaas-Amerikaanse natuurkundige Subrahmanyan Chandrasekhar die deze in 1930 berekende.
Op welke manier kan een witte dwerg dan aan meer massa komen? In een binair systeem komen een witte dwerg en een andere ster voor. Die andere ster kan een normale ster, rode reus of zelfs een andere witte dwerg zijn. In de eerste twee gevallen trekt de enorme aantrekkingskracht van de witte dwerg langzaam materiaal van de begeleidende ster af. Dit materiaal hoopt zich op aan het oppervlak van de witte dwerg totdat de Chandrasekhar-limiet is bereikt. Bijna onmiddellijk blaast de resulterende op hol geslagen kernfusiereactie binnen een paar seconden de witte dwerg op: een supernova-explosie. Als de metgezel een andere witte dwerg is dan kunnen de twee gewelddadig met elkaar versmelten waarbij hun gecombineerde massa de grens van 1,44 zonsmassa overschrijft, dit leidt opnieuw tot een supernova-explosie.
Binnen de Type 1a-classificatie zijn er nog verschillende subtypes waarvan de exacte details nog een beetje onzeker zijn. Maar het algemene idee van alle Type Ia-supernova’s is hetzelfde: een witte dwerg verzamelt voldoende massa om voorbij de limiet van Chandrasekhar te komen en dat resulteert in een catastrofale explosie en de vernietiging van de ster. De enige uitzondering hierop is een nieuw ontdekte Type Iax-supernova waarbij de witte dwerg niet volledig wordt vernietigd. Bij deze supernova-explosie blijft een zogenaamde zombiester over met ongeveer de helft van zijn oorspronkelijke massa. Theoretisch zou dit dan de oorzaak kunnen zijn van een nieuwe supernova-explosie als de zou versmelten met een andere witte dwerg. Astronomen bestuderen momenteel een 30-tal kandidaten voor dit type supernova.
Supernova’s als handige hulpmiddelen
Een interessant kenmerk van Type Ia-supernova’s is dat ze vanwege de massalimiet van witte dwergen allemaal met dezelfde energie exploderen en dus ook met ongeveer dezelfde helderheid.
Deze consistente helderheid is een buitengewoon handige manier om afstanden in het nabije heelal te meten en het staat daarom bekend als de standaardkaars. Als je weet hoe intrinsiek helder een Type Ia-supernova is dan kun je de helderheid zoals deze vanaf de Aarde zichtbaar is meten en hieruit nauwkeurig de afstand berekenen. Het is alsof je ’s nachts verafgelegen koplampen van een auto ziet: je weet hoeveel licht een koplamp uitstraalt, dus hoe helder hij lijkt te zijn en dus weet je hoe ver de auto van je is verwijderd. Terwijl we dachten dat alle Type Ia-supernova’s even helder zijn weten we nu dat die helderheid enigszins kan variëren. Er is echter een verband tussen de helderheid van een supernova en de hoeveelheid tijd die nodig is om uit zicht te verdwijnen zodat de exacte helderheid en dus ook de afstand toch nog nauwkeurig kan worden berekend.
In 1998 deden astronomen bij het meten van de helderheden van verre supernova’s een schokkende ontdekking: de meest verre Type Ia-supernova’s bevinden zich verder weg dan ze zouden moeten zijn. Tenminste, uitgaande van wat er bekend was over de ouderdom en expansiesnelheid van het heelal. Dit resulteerde in een volledig onverwachte conclusie: de uitdijing van het heelal versnelt en vertraagt niet in de loop van de tijd zoals men altijd had aangenomen en zoals ook door de toenmalige modellen werd voorspeld. Later bevestigden verschillende vervolgstudies dit maar astronomen konden het versnellende heelal niet verklaren en ze kwamen met de term donkere energie op de proppen om de versnelling te verklaren. Wat donkere energie precies is, is nog steeds niet helemaal duidelijk. Donkere energie moet niet worden verward met donkere materie. Donker betekent in deze context gewoon “onbekend”.
Tot op de dag van vandaag is de aard van donkere energie nog steeds een raadsel. Astronomen weten dat ongeveer 6 miljard jaar na de Oerknal de uitdijing van het heelal vertraagde. Toen gebeurde er iets waardoor de vertraging werd omgekeerd en de uitdijing daadwerkelijk versnelde. Astronomen hebben geen idee wat dit was. Het is buitengewoon mysterieus: iets veranderde plotseling, voor zover men kan zien, de aard van het heelal. De beste gok die kosmologen momenteel hebben was dat het een soort faseovergang was. Een voorbeeld hiervan is dat water bevriest tot ijs en iets heel anders wordt in structuur en uiterlijk. In het geval van water heeft de gebeurtenis die de overgang veroorzaakt naar bevriezing betrekking op de temperatuur. In het geval van donkere materie moet de gebeurtenis iets zijn geweest in de structuur van de ruimte-tijd zelf die een kritische grens bereikte. Wat die limiet was is onbekend. Misschien was het iets dat ons begrip volledig te boven ging.
Hoewel een hele reeks nieuwe speciale telescopen en waarneemprogramma’s de komende jaren gaan proberen om het mysterie van donkere energie te ontrafelen kan het zijn dat astronomen nog tientallen jaren verwijderd zijn van het begrijpen van deze donkere energie. Net als in het geval van de zoektocht naar een kwantumtheorie van de zwaartekracht kan er iemand van Einsteins intellect nodig zijn om alle draden samen te trekken en uiteindelijk de donkere energie te kunnen verklaren. Als we het echter over Einstein hebben dan lijkt donkere energie wel op zijn beruchte “kosmologische constante”. Dit was een wiskundige truc die Einstein uithaalde om het uitdijende heelal, dat Einstein niet accepteerde, uit zijn vergelijkingen te verwijderen. Hij besefte later dat dit een grote fout was. Hij noemde het zelf de grootste fout uit zijn leven.
Voor hun rol in het waarnemen van Type Ia-supernova’s die resulteerden in de ontdekking van donkere energie kregen de astronomen Saul Perlmutter Brian Schmidt en Adam Riess in 2011 de Nobelprijs voor de natuurkunde.
Eerste publicatie: 6 augustus 2013
Laatste volledige revisie: 8 januari 2021
Bron: earthsky