Dankzij massale verlies, dan sterren met het starten van massa ‘ s tot ten minste 8 Mzon (en misschien zelfs meer) waarschijnlijk eindigen hun leven als witte dwergen. Maar we weten dat sterren massa ‘ s kunnen hebben zo groot als 150 (of meer) MSun. Ze hebben een ander soort dood in petto. Zoals we zullen zien, sterven deze sterren met een knal.

kernfusie van zware elementen

nadat het helium in zijn kern is uitgeput (zie de evolutie van Massievere sterren), volgt de evolutie van een massieve ster een significant andere koers dan die van lagere massa sterren. In een massieve ster is het gewicht van de buitenste lagen voldoende om de koolstofkern te dwingen samen te trekken tot het heet genoeg wordt om koolstof te versmelten tot zuurstof, neon en magnesium. Deze cyclus van samentrekking, verwarming en de ontsteking van een andere kernbrandstof herhaalt zich meerdere keren. Nadat elk van de mogelijke splijtstoffen is uitgeput, trekt de kern opnieuw samen tot het een nieuwe temperatuur bereikt die hoog genoeg is om nog zwaardere kernen te fuseren. De producten van koolstoffusie kunnen verder worden omgezet in silicium, zwavel, calcium en argon. En deze elementen, bij verhitting tot een nog hogere temperatuur, kunnen combineren om ijzer te produceren. Massieve sterren gaan heel, heel snel door deze stadia. In echt massieve sterren kunnen sommige fusiefasen tegen het einde slechts maanden of zelfs dagen duren! Dit is verre van de miljoenen jaren die ze in de hoofdfase doorbrengen.

in dit stadium van zijn evolutie lijkt een massieve ster op een ui met een ijzeren kern. Als we verder van het centrum, vinden we schelpen van afnemende temperatuur waarin kernreacties kernen van geleidelijk lagere massa—silicium en zwavel, zuurstof, neon, koolstof, helium, en ten slotte, waterstof (figuur 1).

figuur 1: Structuur van een oude massieve ster. Vlak voor de laatste instorting van de zwaartekracht … lijkt de kern van een massieve ster op een ui. De ijzerkern is omgeven door lagen van silicium en zwavel, zuurstof, neon, koolstof gemengd met wat zuurstof, helium en tenslotte waterstof. Buiten de kern bestaat de samenstelling voornamelijk uit waterstof en helium. (Merk op dat dit diagram niet precies op schaal is, maar alleen bedoeld is om het algemene idee over te brengen van hoe zo ‘ n ster eruit zou zien.) (credit: modification of work by ESO, digitalised Sky Survey)

maar er is een limiet aan hoe lang dit proces van het opbouwen van elementen door fusie kan doorgaan. De fusie van silicium in ijzer blijkt de laatste stap te zijn in de opeenvolging van de productie van niet-exploderende elementen. Tot op dit punt heeft elke fusiereactie energie geproduceerd omdat de kern van elk fusieproduct een beetje stabieler is dan de kernen die het vormden. Zoals besproken in de zon: Een kerncentrale, licht kernen geven een deel van hun bindende energie in het proces van fuseren in meer strak gebonden, zwaardere kernen. Het is deze vrijgekomen energie die de uitwendige druk in de kern handhaaft zodat de ster niet instort. Maar van alle bekende kernen is ijzer het meest strak gebonden en dus het meest stabiel.

je zou de situatie als volgt kunnen zien: alle kleinere kernen willen “opgroeien” om als ijzer te worden, en ze zijn bereid om te betalen (energie produceren) om naar dat doel te gaan. Maar ijzer is een volwassen kern met een goed gevoel van eigenwaarde, perfect tevreden zijn ijzer; het vereist betaling (moet energie absorberen) om zijn stabiele nucleaire structuur te veranderen. Dit is precies het tegenovergestelde van wat er tot nu toe in elke kernreactie is gebeurd: in plaats van energie te leveren om de innerlijke aantrekkingskracht van de zwaartekracht in evenwicht te brengen, zouden kernreacties met ijzer wat energie uit de kern van de ster verwijderen.

niet in staat om energie op te wekken, wordt de ster nu geconfronteerd met een catastrofe.

stort in een bol neutronen

wanneer kernreacties stoppen, wordt de kern van een massieve ster ondersteund door gedegenereerde elektronen, net als een witte dwerg. Voor sterren die hun evolutie beginnen met een massa van ten minste 10 MSun, is deze kern waarschijnlijk voornamelijk gemaakt van ijzer. (Voor sterren met een beginmassa tussen 8 en 10 MSun is de kern waarschijnlijk gemaakt van zuurstof, neon en magnesium, omdat de ster nooit heet genoeg wordt om elementen zo zwaar als ijzer te vormen. De exacte samenstelling van de kernen van sterren in dit massabereik is zeer moeilijk te bepalen vanwege de complexe fysische eigenschappen in de kernen, vooral bij de zeer hoge dichtheden en temperaturen.) We zullen ons richten op de meer massieve ijzeren kernen in onze discussie.

hoewel er geen energie wordt gegenereerd in de witte dwergkern van de ster, vindt er nog steeds fusie plaats in de schelpen die de kern omringen. Als de schelpen hun fusiereacties beëindigen en geen energie meer produceren, valt de as van de laatste reactie op de witte dwergkern, waardoor de massa toeneemt. Zoals de dood van lage-massa sterren laat zien, betekent een hogere massa een kleinere kern. De kern kan samentrekken omdat zelfs een gedegenereerd gas nog steeds grotendeels lege ruimte is. Elektronen en atoomkernen zijn immers extreem klein. De elektronen en kernen in een stellaire kern kunnen druk zijn in vergelijking met de lucht in uw kamer, maar er is nog steeds veel ruimte tussen hen.

de elektronen zijn in het begin niet dicht bij elkaar geplaatst, waardoor de kern slechts een kleine hoeveelheid krimpt. Uiteindelijk bereikt de ijzerkern echter een massa die zo groot is dat zelfs gedegenereerde elektronen hem niet meer kunnen ondersteunen. Wanneer de dichtheid 4 × 1011 g/cm3 (400 miljard keer de dichtheid van water) bereikt, worden sommige elektronen in de atoomkernen geperst, waar ze met protonen worden gecombineerd om neutronen en neutrino ‘ s te vormen. Deze transformatie is niet iets dat bekend is uit het dagelijks leven, maar wordt erg belangrijk als zo ‘ n massieve sterkern instort.

sommige elektronen zijn nu verdwenen, dus de kern kan de verpletterende massa van de bovenliggende lagen van de ster niet langer weerstaan. De kern begint snel te krimpen. Meer en meer elektronen worden nu in de atoomkernen geduwd, die uiteindelijk zo verzadigd raken met neutronen dat ze ze niet kunnen vasthouden.

Op dit punt worden de neutronen uit de kernen geperst en kunnen ze een nieuwe kracht uitoefenen. Net als bij elektronen blijkt dat de neutronen sterk weerstand bieden aan het zich op dezelfde plaats bevinden en op dezelfde manier bewegen. De kracht die kan worden uitgeoefend door dergelijke gedegenereerde neutronen is veel groter dan die geproduceerd door gedegenereerde elektronen, dus tenzij de kern te massief is, kunnen ze uiteindelijk de instorting stoppen.

Dit betekent dat de instortende kern een stabiele toestand kan bereiken als een gemalen bal die voornamelijk bestaat uit neutronen, die astronomen een neutronenster noemen. We hebben geen exact getal (een “Chandrasekhar limiet”) voor de maximale massa van een neutronenster, maar berekeningen vertellen ons dat de bovengrens van een lichaam gemaakt van neutronen misschien maar ongeveer 3 MSun is. Dus als de massa van de kern groter was dan dit, dan zou zelfs neutronendegeneratie niet in staat zijn om de kern verder te laten instorten. De stervende ster moet eindigen als iets nog meer extreem gecomprimeerd, dat tot voor kort werd beschouwd als slechts een mogelijk Type object—de staat van ultieme verdichting bekend als een zwart gat (dat is het onderwerp van ons volgende hoofdstuk). Dit komt omdat er geen kracht werd verondersteld te bestaan die een instorting voorbij het stadium van de neutronenster kon stoppen.

ineenstorting en explosie

wanneer de ineenstorting van de kern van een ster met een hoge massa wordt gestopt door gedegenereerde neutronen, wordt de kern gered van verdere vernietiging, maar het blijkt dat de rest van de ster letterlijk uit elkaar wordt geblazen. Dit is hoe het gebeurt.

de instorting die plaatsvindt wanneer elektronen worden geabsorbeerd in de kernen is zeer snel. In minder dan een seconde stort een kern met een massa van ongeveer 1 MSun, die oorspronkelijk ongeveer zo groot was als de aarde, in tot een diameter van minder dan 20 kilometer. De snelheid waarmee materiaal naar binnen valt bereikt een vierde van de snelheid van het licht. De ineenstorting stopt pas wanneer de dichtheid van de kern de dichtheid van een atoomkern overschrijdt (de dichtste vorm van materie die we kennen). Een typische neutronenster is zo gecomprimeerd dat om zijn dichtheid te dupliceren, we alle mensen in de wereld in één suikerklontje zouden moeten persen! Dit zou ons een suikerklontje (een kubieke centimeter) van een neutronenster geven.

De neutronenontaarde kern is sterk bestand tegen verdere compressie, waardoor de instorting abrupt wordt gestopt. De schok van de plotselinge schok initieert een schokgolf die begint te verspreiden naar buiten. Deze schok alleen is echter niet genoeg om een sterexplosie te veroorzaken. De energie die wordt geproduceerd door de uitvloeiende materie wordt snel geabsorbeerd door atoomkernen in de dichte, bovenliggende gaslagen, waar het de kernen opsplitst in individuele neutronen en protonen.

ons begrip van nucleaire processen geeft aan (zoals we hierboven al zeiden) dat elke keer dat een elektron en een proton in de kern van de ster samensmelten tot een neutron, de fusie een neutrino vrijmaakt. Deze spookachtige subatomaire deeltjes, geïntroduceerd in de zon: een kerncentrale, dragen een deel van de nucleaire energie weg. Het is hun aanwezigheid die de laatste rampzalige explosie van de ster lanceert. De totale energie in de neutrino ‘ s is enorm. In de eerste seconde van de explosie van de ster is het vermogen van de neutrino ‘ s (1046 Watt) groter dan het vermogen van alle sterren in meer dan een miljard sterrenstelsels.

hoewel neutrino ’s normaal gesproken niet veel interageren met gewone materie (we beschuldigden hen eerder van ronduit asociaal zijn), is materie in de buurt van het centrum van een instortende ster zo dicht dat de neutrino’ s er tot op zekere hoogte mee interageren. Ze deponeren een deel van deze energie in de lagen van de ster net buiten de kern. Deze enorme, plotselinge input van energie keert de infall van deze lagen om en drijft ze explosief naar buiten. Het grootste deel van de massa van de ster (afgezien van de massa die in de kern van de neutronenster terecht is gekomen) wordt dan naar buiten de ruimte uitgeworpen. Zoals we eerder zagen, vereist een dergelijke explosie een ster van ten minste 8 MSun, en de neutronenster kan een massa van ten hoogste 3 MSun hebben. Bijgevolg wordt bij elke explosieve gebeurtenis ten minste vijf keer de massa van onze zon de ruimte in geslingerd!

de resulterende explosie wordt een supernova genoemd (Figuur 2). Wanneer deze explosies dichtbij plaatsvinden, kunnen ze tot de meest spectaculaire hemelse gebeurtenissen behoren, zoals we in de volgende sectie zullen bespreken. (Eigenlijk zijn er minstens twee verschillende soorten supernova-explosies: het soort dat we hebben beschreven, namelijk de instorting van een massieve ster, wordt om historische redenen een type II supernova genoemd. We zullen later in dit hoofdstuk beschrijven hoe de types verschillen).

Figuur 2: Vijf Supernova-explosies in andere sterrenstelsels. De pijlen in de bovenste rij van afbeeldingen wijzen naar de supernova ‘ s. De onderste rij toont de gaststelsels voor of na de sterrenexplosie. Elk van deze supernova ‘ s explodeerde tussen 3,5 en 10 miljard jaar geleden. Merk op dat de supernova ‘ s wanneer ze voor het eerst exploderen zo helder kunnen zijn als een heel sterrenstelsel. (credit: modification of work by NASA, ESA, and A. Riess (STScI))

Tabel 1 geeft een samenvatting van de discussie tot nu toe over wat er gebeurt met sterren en substellaire objecten met verschillende initiële massa ‘ s aan het einde van hun leven. Zoals zoveel van onze wetenschappelijke inzichten, is deze lijst een voortgangsverslag: het is het beste wat we kunnen doen met onze huidige modellen en waarnemingen. De massalimieten die overeenkomen met verschillende uitkomsten kunnen enigszins veranderen naarmate de modellen worden verbeterd. Er is veel dat we nog niet begrijpen over de details van wat er gebeurt als sterren sterven.

De Supernova Geeft en de Supernova Wegneemt

Na de supernova-explosie, het leven van een zware ster tot een einde komt. Maar de dood van elke massieve ster is een belangrijke gebeurtenis in de geschiedenis van zijn melkwegstelsel. De elementen die tijdens het leven van de ster zijn opgebouwd door fusie worden nu door de explosie “gerecycled” in de ruimte, waardoor ze beschikbaar zijn om het gas en stof te verrijken die nieuwe sterren en planeten vormen. Omdat deze zware elementen die door supernova ’s worden uitgestoten van cruciaal belang zijn voor de vorming van planeten en de oorsprong van het leven, is het eerlijk om te zeggen dat zonder massaverlies van supernova’ s en planetaire nevels, noch de auteurs noch de lezers van dit boek zouden bestaan.

maar de supernova explosie heeft nog een creatieve bijdrage te leveren, een die we zinspeelden in Sterren van adolescentie tot ouderdom toen we vroegen waar de atomen in je sieraden vandaan kwamen. De supernova-explosie veroorzaakt een vloed van energetische neutronen die door het uitdijende materiaal lopen. Deze neutronen kunnen worden geabsorbeerd door ijzer en andere kernen waar ze kunnen veranderen in protonen. Zo bouwen ze elementen op die zwaarder zijn dan ijzer, waaronder aardse favorieten als goud en zilver. Dit is de enige plek waar we zulke zwaardere atomen als lood of uranium kunnen maken. De volgende keer dat je wat gouden sieraden draagt (of wat aan je liefje geeft), houd er dan rekening mee dat die gouden atomen ooit deel uitmaakten van een exploderende ster!

wanneer supernova ‘ s exploderen, worden deze elementen (evenals de elementen die de ster tijdens stabielere tijden heeft gemaakt) in het bestaande gas tussen de sterren uitgeworpen en ermee gemengd. Supernovae spelen dus een cruciale rol in het verrijken van hun melkwegstelsel met zwaardere elementen, waardoor onder andere de chemische elementen die aardachtige planeten vormen en de bouwstenen van het leven steeds vaker voorkomen (Figuur 3).

Figuur 3: Kepler Supernova Remant. Deze afbeelding toont de uitdijende resten van een supernova-explosie, die ongeveer 400 jaar geleden voor het eerst werd gezien door hemelwachters, waaronder de beroemde astronoom Johannes Kepler. De belvormige sluier van gas en stof is nu 14 lichtjaar breed en breidt zich uit met 2000 kilometer per seconde (4 miljoen mijl per uur). Het restant zendt energie uit op golflengten van röntgenstralen (in blauw en groen) tot zichtbaar licht (geel) en in het infrarood (rood). De uitdijende schaal is rijk aan ijzer, dat werd geproduceerd in de ster die ontplofte. Het hoofdbeeld combineert de individuele éénkleurige beelden die onderaan worden gezien in één multi-golflengtebeeld. (credit: modification of work by NASA, ESA, R. Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University))

supernova ‘ s worden ook beschouwd als de bron van veel van de hoge-energetische kosmische straal deeltjes besproken in kosmische stralen. Gevangen door het magnetisch veld van het Melkwegstelsel, blijven de deeltjes van geëxplodeerde sterren circuleren rond de enorme spiraal van de Melkweg. Wetenschappers speculeren dat hoge snelheid kosmische stralen die het genetische materiaal van aardse organismen over miljarden jaren raken, kunnen hebben bijgedragen aan de gestage mutaties—subtiele veranderingen in de genetische code—die de evolutie van het leven op onze planeet aansturen. Op alle manieren die we hebben genoemd, hebben supernova ‘ s een rol gespeeld in de ontwikkeling van nieuwe generaties van sterren, planeten en leven.

maar supernova ‘ s hebben ook een donkere kant. Stel dat een levensvorm het ongeluk heeft om zich te ontwikkelen rond een ster die toevallig in de buurt ligt van een massieve ster die voorbestemd is om een supernova te worden. Zulke levensvormen kunnen worden uitgeroeid als de harde straling en hoge energiedeeltjes van de explosie van de naburige ster hun wereld bereiken. Als, zoals sommige astronomen speculeren, leven zich kan ontwikkelen op veel planeten rond langlevende (lagere massa) sterren, dan is de geschiktheid van de eigen ster en planeet van dat leven misschien niet het enige dat telt voor zijn lange termijn evolutie en overleving. Het leven kan zich gevormd hebben rond een aantal aangenaam stabiele sterren om vervolgens te worden weggevaagd omdat een massieve ster in de buurt plotseling een supernova werd. Net zoals kinderen geboren in een oorlogsgebied zich de onrechtvaardige slachtoffers van hun gewelddadige buurt kunnen bevinden, kan het leven te dicht bij een ster die supernova wordt ten prooi vallen aan het feit dat ze op de verkeerde plaats op het verkeerde moment geboren zijn.

Wat is een veilige afstand tot een supernova-explosie? Veel hangt af van het geweld van de specifieke explosie, welk type supernova het is (zie de evolutie van binaire sterrenstelsels), en welk niveau van vernietiging we bereid zijn te accepteren. Berekeningen suggereren dat een supernova op minder dan 50 lichtjaar afstand van ons zeker al het leven op aarde zou beëindigen, en dat zelfs een 100 lichtjaar afstand drastische gevolgen zou hebben voor de stralingsniveaus hier. Een kleine uitsterving van zeedieren ongeveer 2 miljoen jaar geleden op aarde kan zijn veroorzaakt door een supernova op een afstand van ongeveer 120 lichtjaar.het goede nieuws is dat er op dit moment geen massieve sterren zijn die beloven supernova ‘ s te worden binnen 50 lichtjaar van de zon. (Dit is deels omdat de soorten massieve sterren die supernova ‘ s worden over het algemeen vrij zeldzaam zijn. De massieve ster die het dichtst bij ons staat, Spica (in het sterrenbeeld Maagd), is ongeveer 260 lichtjaar van ons verwijderd, waarschijnlijk een veilige afstand, zelfs als hij in de nabije toekomst zou ontploffen als een supernova.

verklarende woordenlijst

neutronenster: een compact object met een extreem hoge dichtheid dat bijna volledig bestaat uit neutronen

type II supernova: een sterexplosie die ontstaat op het eindpunt van de evolutie van sterren waarvan de massa ongeveer 10 keer groter is dan de massa van de zon