Een nova. Op een uitgebrande ster hoopt zich zoveel helium onder hoge temperatuur en druk op dat het ontploft: de heliumflits.

Supernovae en hypernovae: kosmische waterstofbommen

Onze aarde wordt omringd door enkele grote, zware reuzensterren die op instorten staan. Wat zijn de gevolgen als één van die sterren op korte termijn zal ontploffen?

Kernfusie, de energiebron van sterren
Om te begrijpen hoe sterren leven en sterven, is het erg handig wat meer te weten over kernfusie: de energiebron die de zon en andere energie-opwekkende sterren laat schijnen. Sterontploffingen worden namelijk veroorzaakt door onevenwichtigheden in de fusiereacties in de kern, bijvoorbeeld omdat de brandstof opraakt. Sterren leiden het grootste deel van hun bestaan een rustig leven. Door de energie die kernfusie produceert, blijft de kern heet en zorgt de gasdruk van het hete gas dat de zwaartekracht de ster niet verplettert tot een witte dwerg of neutronenster.

Heliumflits veroorzaakt nova
Dat werkt heel aardig totdat bijna alle waterstof op is. Daardoor neemt de energieproductie af, de zwaartekracht grijpt meteen de kans. De nog niet uitgeputte, waterstofrijke laag rond de kern wordt zo dicht en heet dat de waterstof hierin gaat fuseren en de ster opzwelt: het rode-reusstadium. De zon wordt dan zo groot dat ze de aarde opslokt.

Een nova. Op een uitgebrande ster hoopt zich zoveel helium onder hoge temperatuur en druk op dat het ontploft: de heliumflits.
Een nova. Op een uitgebrande ster hoopt zich zoveel helium onder hoge temperatuur en druk op dat het ontploft: de heliumflits.

Het bijzondere aan gedegenereerde materie is dat de tegendruk niet wordt geleverd door hitte, maar door kwantumeffecten. Het Pauliverbod verbiedt dat bepaalde deeltjes zoals protonen en elektronen (‘fermionen’) te dicht bij elkaar komen. Deze tegendruk is onafhankelijk van de temperatuur. Gedegenereerde materie is tegelijkertijd een zeer goede warmtegeleider. Het gevolg is dat als helium begint te fuseren, de kern niet opzwelt en de reactie dus totaal uit de hand loopt. Gedurende slechts enkele minuten tot uren produceert de ster extreem veel energie: de heliumflits. Als gevolg hiervan wordt de kern zo heet dat de gedegenereerde materie weer verandert in ‘gewone’ materie, de kern uitzet en de rode reus weliswaar iets kleiner, maar nog feller wordt: de asymptotic giant branch fase. Bij lichtere sterren zoals de zon blijft het bij heliumfusie. Als het helium opgebrand is, zakt de rode reus weer ineen, lopen de temperaturen weer extreem hoog op en worden de buitenste gaslagen keer op keer weggeblazen tot alleen een witgloeiende witte dwerg overblijft. Deze uitgebrande ster koelt in de loop van tientallen miljarden jaren langzaam af tot een zwarte dwerg.

Gewoonlijk wordt al deze energie opgeslokt door de kern en gasschil er omheen en merken we er niets van. Bij sommige dubbelsterren slokt een witte dwerg, een extreem dicht bolletje zo zwaar als een ster maar slechts zo groot als de aarde, waterstofgas op van zijn nog niet uitgebrande  partnerster. Als gevolg fuseert waterstof tot helium en ontstaat een heliumschil rond de uitgebrande ster. Dit helium wordt op een gegeven moment zo dicht samengeperst dat  gedegenereerde materie ontstaat en er een heliumflits optreedt die we wel kunnen waarnemen: een nova. De uitgebrande ster stoot de omringende gasschil af, maar overleeft dit en het proces kan zich keer op keer herhalen.

Supernova: de totale vernietiging van een ster
In het buitenste deel van de kern zit helium die niet heet genoeg is om te fuseren en daarbuiten nog waterstof. Hoe zwaarder de ster, hoe meer van dit soort stappen optreden en hoe meer schillen er ontstaan.

Een zware ster aan het einde van zijn leven heeft wel wat weg van een toverbal. Concentrische schillen bevatten atomen als koolstof, silicium en zuurstof.
Een zware ster aan het einde van zijn leven heeft wel wat weg van een toverbal. Concentrische schillen bevatten atomen als koolstof, silicium en zuurstof.

Opeenvolgend zijn dit helium, koolstof, neon, zuurstof, silicium en uiteindelijk ijzer. Hierbij komt echter veel minder energie vrij dan bij de fusie van waterstof tot helium dus deze fases duren veel korter, uiteindelijk zelfs maar enkele uren bij heel zware sterren. Bij zeer zware sterren gaat het fuseren door tot het eindproduct ijzer is.

Zwaardere atoomkernen dan ijzer (bijvoorbeeld koper, goud en uranium) maken kost energie, dus er is dan niets meer wat de instorting stop kan zetten. Dus als de ijzerkernen samensmelten tot nog zwaardere kernen, koelt de kern heel snel af. Het gevolg: niets houdt de instorting van de buitenste gaslagen meer tegen en met donderend geweld stort de ster ineen.  Hierbij komt zoveel energie vrij dat een groot deel van de materie in de buitenste schillen in een vernietigende kernreactie in enkele uren wordt omgezet en vervolgens vrijwel de complete ster wordt opgeblazen: een supernova. Alleen de binnenste kern blijft over. Deze is nu zo dicht geworden dat zelfs atoomkernen niet meer bestaan en de hele ster als het ware is veranderd in één enorme atoomkern: een neutronenster. Wij nemen die sterren waar als pulsars. Zo staat er een pulsar in wat is overgebleven na de enorme supernova van 1054, de Krabnevel. Deze ster stond gelukkig zo ver van ons vandaan dat slechts het idee van de onveranderlijke hemel sneuvelde.

Hypernova wordt alleen overtroffen door de Big Bang
De allercatastrofaalste gebeurtenis die we kennen, de Big Bang uitgezonderd, is de hypernova. Er zijn enkele mogelijke processen bekend die een hypernova kunnen veroorzaken: een extreem zware ster-in-wording die in één klap ontploft en ineenstort tot een zwart gat, een uitgebrande extreem zware ster waarmee dit gebeurt of een ster waarin uit gammastraling massaal antimaterie (elektron-positron paren) wordt gevormd, die een kernexplosie opwekken waarbij alle brandstof van de ster in één zinderende ontploffing wordt opgestookt en de ster met donderend geraas ontploft.

Gelukkig zijn deze gebeurtenissen met één op de honderdduizend supernova’s vrij zeldzaam, in onze melkweg naar schatting ongeveer elke 200 miljoen jaar. Onderzoekers denken dat lange-duur gammaflitsen hierdoor worden veroorzaakt. In deze ontploffingen worden complete zonsmassa’s in enkele seconden omgezet in gammastraling. De hoeveelheid energie die als gammastraling vrijkomt is dan ook verbijsterend groot, zo groot zelfs dat we gammastraling van ontploffende sterren in verre melkwegstelsels nog steeds kunnen waarnemen als gammaflitsen.

Meer informatie

8 reacties op “Supernovae en hypernovae: kosmische waterstofbommen”

  1. Nu weet ik ondertussen wel iets van stella novae af maar ik had nog niet eerder gehoord (gelezen) van de hypernovae. Dit betekent voor mij dat dit weer een supergoed artikel is, een artikel is voor mij goed als het mooi geschreven en als ik er wat van kan leren.

    Mooi gedaan Germen, ik laat het even op me inwerken, kijken of ik er nog nieuwe conclusies uit kan halen :)

  2. Goed stukje!
    Kleine opmerking over heliumflits; deze vindt plaats na de rode reus fase, niet andersom. Een rode reus heeft een gedegenereerde heliumkern, en deze bereikt de fusietemperatuur wanneer hij zwaar genoeg en (dus klein genoeg) is geworden. Bij een massa van 0.45 zonsmassa levert waterstofverbranding rondom de kern genoeg energie om deze temperatuur te bereiken. Bij de flits fuseert slechts een paar % van de helium in de kern, vervolgens gaat de ster verder met rustige heliumverbranding. Daarbij krimpt de ster als geheel juist.

Laat een reactie achter