Hoe ontstaat een supernova?

Antwoord

Een goede vraag! Maar het antwoord omvat eigenlijk een volledige cursus fysica... Hetgeen volgt is wellicht een hele boterham voor een 12-jarige. Hopelijk zal mijn antwoord je niet ontmoedigen, maar eerder uitdagen om de wondere wereld van de fysica verder te verkennen! Mijn excuses voor de moeilijke woorden nu en dan.

Eerst wat historische toelichtingen. Vooraleer men van 'supernovae' sprak, kende men al 'novae'. Zoals de term het zegt, zijn dat 'nieuwe sterren', sterren die plots verschijnen op een plaats aan de hemel waar men tevoren geen ster zag staan. Nadien heeft men ingezien dat er telkens wel al een zwak sterretje stond, dat dan door een of andere uitbarsting veel helderder werd. Uiteindelijk (in de jaren 1950) heeft men gevonden dat novae eigenlijk dubbelsterren zijn, waarbij de begeleider massa overdraagt aan een 'witte dwerg', de kleine restant van een opgebrande ster met een massa zoals de zon. Die inval van materie zorgt voor hitte, en die straalt uit, en des te meer naarmate er meer materie invalt. Het proces verloopt niet continu, maar met zo nu en dan een grote hoeveelheid massa die op de witte dwerg valt, en zo voor een al redelijk spectaculaire toename van de helderheid zorgt; we spreken dan van een 'recurrente nova'. Maar de 'echte' (en zeldzamere) nova-uitbarstingen komen er wanneer die opgestapelde massa zo groot en zo heet is dat ze brandstof wordt om een nieuwe fase van kernenergie te produceren. Dat zorgt voor veel licht, en het opnieuw uitstoten van de ingevallen materie, en dan kan de hele cyclus opnieuw beginnen. Een nova die we nu zien, zal dus ooit nog eens een nova worden.

Ondertussen had men ook al gevonden dat er naast die novae nu en dan nog veel grotere uitbarstingen optreden, en dat noemde men dan 'supernovae'. Het was een diverse club, die men ooit, op grond van hetgeen men waarnam, in vijf verschillende klassen verdeelde. Nu onderscheidt men nog twee types (zie verder), die overeenkomen met eenmalige disruptieve evenementen. De andere zijn ook recurrent, soms ook door de invloed van een begeleider, of door instabiliteiten in de buitenste lagen van een grote ster, maar vernietigen hun ster niet. Dat betekent niet dat ze niet interessant zijn, maar we noemen ze geen supernovae meer.

'Echte' supernovae zijn eindstadia in de evolutie van sterren. Over het ontstaan en de evolutie van sterren kan je veel (zelfs heel recent) vinden op deze webstek. Het begint met de gravitatiekracht die materie samentrekt, en die samentrekking gaat verder zolang er geen kracht is die in staat is om het te stoppen. Maar door de samentrekking wordt de materie steeds heter, worden moleculen opgebroken in atomen, dan atomen in kernen en elektronen, en uiteindelijk kunnen kernen (vooral waterstofkernen) fuseren tot zwaardere kernen. Dat proces van kernfusie levert energie, en die zorgt voor tegendruk voor de gravitatie. Zo vindt de ster een evenwicht, tenminste zolang de voorraad strekt. Het begint dus met de omzetting van waterstof in helium; waterstof is het meest voorkomende element (72% in massa), en ook datgene waarbij de elektrostatische afstoting tussen kernen het kleinste is. Voor kernen met meer protonen is die afstoting groter, en moet het dus steeds heter zijn om het mogelijk te maken dat er kernfusie optreedt; heter betekent dat de deeltjes sneller bewegen, en de botsingen waarschijnlijker worden. Als de waterstof op is, doet de gravitatie de sterkern weer inkrimpen, en zo wordt het heter. Na waterstof is helium aan de beurt, en nadien nog zwaardere elementen. Maar het moet ooit eens stoppen, want eens ijzer gevormd is, levert kernfusie geen energie meer op, en dan heeft de ster geen antwoord meer om de gravitatie tegen te gaan.

En dat brengt ons bij een eerste klasse van supernovae, de 'kern-ineenstorting-supernovae'. Met 'kern' wordt hier de kern van de ster bedoeld, de binnenste pit die door opeenvolgende fasen van kernfusie een dichte bol van ijzer geworden is. Dan heeft die kern dus geen bron van energie meer om de zelfgravitatie tegen te gaan, en dan stort de sterkern ineen. De energiebron wordt dan die gravitatie zelf: de ineenstorting verhit de sterkern tot waanzinnige temperaturen. Zo hoog dat de ijzerkernen weer kapot geschoten worden en ontbonden in protonen en neutronen; de protonen gaan dan samen met de aanwezige elektronen, en vormen zo ook neutronen. En met alleen maar neutronen wordt een nieuw evenwicht gevonden, een neutronenster. Maar de gigantische energie die dan vrijkomt, heeft ook invloed op de sterlagen boven de ster. Een deel van die energie slaagt er al dan niet in om die buitenlagen te verhitten en weg te blazen, en een buitenstaander ziet dan de 'supernova'. Interessant voor ons is ook dat die energie ook gebruikt wordt om dan toch stabiele elementen voorbij ijzer te vormen. Wanneer wij in onze kerncentrales energie produceren, is dat door kernsplitsing, zware kernen zoals uranium splitsen, en die zware elementen zijn ontstaan in supernovae; als we in Vlaanderen het licht aansteken, is dat de nagloed van een supernova die ontploft is vooraleer ons zonnestelsel ontstaan is, heel fossiele energie dus.

Wordt onze zon ook een supernova? Neen! Want zij zal nooit zover komen dat opeenvolgende fasen van kernfusie tot een ijzerkern leiden. Zoals eerder gezegd, de evolutie van een ster is het gevecht tegen de gravitatie. En relatief kleine sterren vinden een andere oplossing. Deze wordt geleverd door de kwantummechanica, die stelt dat geen twee deeltjes zich in dezelfde toestand van energie kunnen bevinden. Dat lijkt abstract, maar het is niet zozeer verschillend van het feit dat geen twee leerlingen in de klas op dezelfde stoel zitten. Als de zon in haar centrum helium omgezet heeft in koolstof en zuurstof, is de sterkern zo dicht geworden dat de gravitatie haar niet verder kan samendrukken; in de vergelijking met stoelen in de klas, kan je stellen dat alle stoelen bezet zijn, en er dus niemand meer bij kan. Op die manier levert de sterkern dan voldoende 'druk' om de aantrekkende gravitatie tegen te gaan, en is verdere energieproductie niet nodig. Terwijl de sterkern aan het samentrekken was, breidden de buitenste lagen van de ster zich uit, en uiteindelijk verlaten ze de ster. Dan blijft alleen de dichte sterkern achter, en dat is die 'witte dwerg' waar ik het eerder over had. En eigenlijk was het niet helemaal juist te stellen dat dit een 'opgebrande ster' is, want er is nog brandstof over, want koolstof en zuurstof kunnen verder fuseren tot neon, magnesium,..., en uiteindelijk ijzer. Maar daarvoor moet het veel heter zijn dan typisch in een witte dwerg.

En zo komen we toch bij de tweede soort supernova, de 'thermonuclaire supernovae'. Als een witte dwerg een begeleider heeft, dan zal die begeleider op het einde van zijn evolutie ook opzwellen, en daardoor materie overdragen aan de witte dwerg. Daardoor kan het gebeuren dat die verhit wordt tot op temperaturen waarbij de koolstof en zuurstof wel tot kernfusie overgaan, en dan is er geen stoppen aan. Want de kernfusie maakt de witte dwerg steeds heter, en de ontploffing gaat verder tot alles ijzer geworden is! Een dergelijke supernova is dus een kernfusie-bom.

Misschien vraag je je nu af waarom de kernfusie in een witte dwerg explosief wordt, en in de zon blijkbaar niet. Nochtans zou je ook verwachten dat de zonkern door de kerenergie heter wordt, waardoor deeltjes sneller bewegen en dus meer botsen, en zo steeds meer energie leveren. In de zon ontploft het echter niet, omdat door de verhitting van de sterkern leidt tot een hogere druk, en zo tot een uitzetting van de sterkern, waarbij het aantal botsingen tussen deeltjes uiteindelijk vermindert eerder dan vermeerdert. Maar in de dichte centrale lagen van een witte dwerg is het vooral de dichtheid die voor de druk zorgt, en speelt de temperatuur minder een rol; of het nu warm is of koud in de klas, het aantal stoelen verandert niet!