Supernovarestanten

Uit Astrowiki
Ga naar: navigatie, zoeken

Wat zijn supernovarestanten?[bewerken]

De naam zegt het eigenlijk al: supernovarestanten zijn restanten van supernova’s. Omdat dat op zich niet al te veel uitlegt, zal in dit tekstje wat meer verteld worden over ons huidige begrip van supernova’s. Omdat er een hoop gebeurt wanneer er een supernova plaatsvindt, is dit een vrij lange tekst.

Een supernova is, eenvoudig gezegd, niets anders dan een ontploffende ster. Om uit te vinden waarom zo’n ontploffing plaatsvindt, moeten we even kijken naar de krachten die huishouden binnen sterren. In het volgende gedeelte van de tekst kijken we naar de oorzaak van zogenaamde ‘Type II’ supernova’s.

Een ster bestaat hoofdzakelijk uit een enorme hoeveelheid geioniseerd gas: vooral waterstof, en ook wat helium. Al dat gas oefent zwaartekracht uit – ook op zichzelf, waardoor het de neiging heeft om zich samen te trekken en te verdichten. Als gas zich verdicht, neemt de druk erbinnen toe – en de temperatuur ook. Bij een bepaalde (zeer hoge) druk en temperatuur doet het waterstof iets aparts: kernen van waterstofatomen, protonen, botsen zo hard tegen elkaar dat ze blijven plakken, en zo heliumkernen vormen: ze [i]fuseren[/i]. Bij dit fusieproces komt ook een hoop energie vrij in de vorm van straling. Deze straling verhoogt de druk in het gas, waardoor het samentrekken onder invloed van de zwaartekracht tegengegaan wordt.

Forcebalance.gif

(Credit: Michele Stark)

Een ster is eigenlijk niets anders dan een tijdelijk evenwicht tussen deze twee processen: zwaartekracht probeert de boel samen te trekken, en kernfusie probeert de boel uit elkaar te duwen. Dan kan echter niet eeuwig goed blijven gaan: op een gegeven moment is de waterstof in de kern bijna op (het grootste gedeelte is dan dus omgezet in helium), wordt er minder tegendruk gegenereerd en krijgt de zwaartekracht de overhand: de kern van de ster begint verder samen te trekken.

Als de ster massief genoeg is, wordt de kern terwijl hij verder samentrekt zo heet, dat het helium in de kern gaat fuseren tot nog zwaardere elementen, namelijk tot koolstof en zuurstof. Hierbij komt ook energie vrij, maar veel minder dan bij waterstoffusie. Deze fase in het leven van de ster duurt dan ook veel minder lang. Die zwaardere elementen die geproduceerd worden bij heliumfusie zakken op hun beurt weer naar het midden van de kern, en op die manier volgen er nog meerdere fasen waarin steeds zwaardere elementen fuseren: de ster krijgt een ui-achtige structuur, waarin van buiten naar binnen steeds zwaardere elementen aan het fuseren zijn op de grenzen tussen de schillen.

Fusionshells.png

(Credit: R.J. Hall)

Bij sterren die zwaarder zijn dan 8 a 9 keer de massa van onze zon, gaat dit nog enkele stadia door: deze ‘trap’ van fusie tot steeds zwaardere elementen levert bij iedere volgende stap minder energie op, tot aan de vorming van ijzer. IJzer fuseert niet, omdat dat juist energie zou [i]kosten[/i]: omgekeerd gezegd, zwaardere atoomkernen dan ijzer leveren juist energie op als ze uit elkaar vallen. Het fusieproces stopt dus bij ijzer.

En wat gebeurt er dan?

De ijzerkern van de ster fuseert dus niet verder, en wanneer deze ijzerkern zwaar genoeg wordt (zwaarder dan ongeveer 1.46 keer de massa van onze zon), kan de kern zichzelf niet meer in stand houden en klapt razendsnel in elkaar. Door de extreme hoeveelheid straling die daarbij vrijkomt wordt het ijzer opgebroken, en in dat proces komen er gigantische hoeveelheden neutrino’s vrij: neutrino’s zijn zeer lichte subatomaire deeltjes, die slechts zwakke interactie vertonen met ‘normale’ materie (de materie waaruit atomen bestaan: protonen, neutronen en elektronen). Omdat er echter zo enorm veel van vrijkomen, hebben ze een flink effect op de verder naar buiten gelegen lagen van de ster: die lagen worden enorm verhit door dit ‘neutrinobombardement’. Bovendien ‘veert’ de in elkaar geklapte kern, die tegen die tijd eigenlijk een gigantische atoomkern is (een neutronenster) nog wat terug, en stuurt daarbij een sterke schokgolf door de omliggende lagen van de ster. Deze twee effecten zorgen er samen voor dat de ster ontploft. Daarbij kan de supernova gedurende een korte tijd helderder worden dan de rest van zijn hele sterrenstelsel bij elkaar! In het plaatje hieronder is het heldere object links onderin een supernova, binnen het sterrenstelsel dat je daar ziet.

Supernova.jpg

(Credit: Peter Challis, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Space Telescope Science Institute, NASA)

Die hele schil van wegvliegend en uitzettend gas bereikt een flinke snelheid (tot ongeveer 3% van de lichtsnelheid), en botst al snel tegen andere wolken stof en gas die zich in de omgeving van de supernova bevinden. Deze wolken worden verhit door de botsing met het materiaal van de ster, en gaan zelf ook licht uitzenden. Wat je dus eigenlijk ziet als je door je telescoop naar een supernovarestant (zoals de sluiernevel) kijkt, is het resultaat van de botsingen tussen het uitgeworpen materiaal van een supernova en het omliggende interstellaire gas en stof.

Tot zover ging het dus over de ‘Type II’ supernova’s. ‘Type I’ supernova’s werken iets anders: daarbij gaat het om witte dwergsterren (zie het eerdere ‘uitgelicht’ artikel over planetaire nevels) die op een of andere manier genoeg materie verzamelen om alsnog tot een supernova-uitbarsting te komen: dit kan gebeuren doordat een witte dwergster materie ‘vangt’ van zijn begeleider (bijvoorbeeld een rode reus), of wanneer twee witte dwergsterren samensmelten. Zulke ‘Type I’ supernova’s zijn anders, omdat daarbij de helderheid niet veroorzaakt wordt door de neutrino-verhitting van de mantel van de ster (het gedeelte buiten de kern) – die is er bij witte dwergen per slot van rekening niet. De helderheid van zo’n supernova komt van het radioactief verval van een nikkel-isotoop, waarvan grote hoeveelheden geproduceerd worden bij zo’n ‘Type I’ supernova.

Uitgelicht[bewerken]

Helaas zijn er niet veel supernovarestanten die makkelijk te zien zijn voor de doorsnee amateurastronoom. Hieronder noemen we er twee, die redelijk goed waar te nemen zijn – ook voor mensen die geen 20” telescoop ter beschikking hebben!

Krabnevel

De krabnevel (M1) is het restant van een supernova die in 1054 is waargenomen (ook overdag!), en opgetekend werd door Chinese en Arabische astronomen. Het restant staat op ongeveer 6300 lichtjaar afstand van ons, en is te vinden in het sterrenbeeld Stier. De krabnevel is redelijk makkelijk te zien, ook met kleinere telescopen.

Crabnebula.jpg

(Credit: NASA/ESA/Jeff Hester)

Sluiernevel

De sluiernevel (Verschillende stukken ervan zijn NGC 6960, 6962, 6979, 6992, en 6995) is een restant van een oudere supernova. Zonder OIII filter is dit object maar lastig te vinden, maar met OIII filter is-ie haast niet te missen! De sluiernevel bevindt zich in het sterrenbeeld Zwaan.

Veilnebula.JPG

(Credit: Jerry Lodigruss)

Christiaan Brinkerink (7 juli 2007)