supernova in het sterrenbeeld Cassiopeia. Het omringende materiaal en de voortdurende emissie van EM-straling spelen beide een rol in de voortdurende verlichting van het overblijfsel. NASA, ESA, en de Hubble Heritage STScI/AURA-ESA/Hubble-samenwerking. Acknowledgement: Robert A. Fesen (Dartmouth College, VS) en James Long (ESA/Hubble)
Creëer een ster die massief genoeg is, en hij zal niet met een sisser vergaan zoals onze zon, die miljarden en miljarden jaren probleemloos zal branden alvorens in te krimpen tot een witte dwerg. In plaats daarvan zal zijn kern instorten, wat leidt tot een op hol geslagen fusiereactie die de buitenste delen van de ster in een supernova-explosie uit elkaar blaast, terwijl de kern instort tot ofwel een neutronenster ofwel een zwart gat. Tenminste, dat is de conventionele wijsheid. Maar als je ster massief genoeg is, krijg je misschien helemaal geen supernova. Een andere mogelijkheid is een directe ineenstorting, waarbij de hele ster gewoon wegvalt en een zwart gat vormt. Een andere mogelijkheid is een hypernova, die veel energieker en lichtgevender is dan een supernova, en helemaal geen kern achterlaat. Hoe zullen de allerzwaarste sterren hun leven beëindigen? Dit is wat de wetenschap tot nu toe te zeggen heeft.
zichtbaar in röntgen-, radio- en infrarode golflengten. Een ster moet minstens 8-10 keer zo zwaar zijn als de zon om supernova te gaan en de zware elementen te creëren die het heelal nodig heeft om een planeet als de aarde te hebben. Röntgenstraal: NASA/CXC/MIT/L.Lopez et al.; Infrarood: Palomar; Radio: NSF/NRAO/VLA
Elke ster versmelt, als hij voor het eerst wordt geboren, waterstof tot helium in zijn kern. Zonachtige sterren, rode dwergen die slechts enkele malen groter zijn dan Jupiter, en superzware sterren die tientallen of honderden malen zo zwaar zijn als de onze, ondergaan allemaal deze eerste fase van de kernreactie. Hoe massiever een ster is, hoe heter zijn kerntemperatuur wordt, en hoe sneller hij door zijn nucleaire brandstof heen brandt. Als de kern van een ster geen waterstof meer heeft om te smelten, krimpt hij ineen en warmt hij op, waar hij – als hij heet en dicht genoeg wordt – kan beginnen met het smelten van nog zwaardere elementen. Zonachtige sterren worden heet genoeg om, zodra de waterstofverbranding is voltooid, helium tot koolstof te smelten, maar dat is bij de zon het eindpunt. Je hebt een ster nodig die acht (of meer) keer zo massief is als onze zon om naar de volgende fase te gaan: koolstoffusie.
de nevel eromheen, is een van de duizenden Melkwegsterren die de volgende supernova van ons melkwegstelsel zou kunnen zijn. Hij is ook veel groter en massiever dan je zou kunnen vormen in een heelal dat alleen waterstof en helium bevat, en is misschien al bezig met de koolstofverbrandingsfase van zijn leven. Hubble Legacy Archive / A. Moffat / Judy Schmidy
Als je ster echter zo massief is, ben je voorbestemd voor echt kosmisch vuurwerk. In tegenstelling tot de zonachtige sterren die in een planetaire nevel voorzichtig hun buitenste lagen afblazen en inkrimpen tot een (koolstof- en zuurstofrijke) witte dwerg, of de rode dwergen die nooit heliumverbranding bereiken en gewoon inkrimpen tot een (op helium gebaseerde) witte dwerg, zijn de meest massieve sterren voorbestemd voor een cataclysmische gebeurtenis. Meestal, vooral aan het lagere-massa-uiteinde (~20 zonsmassa’s en minder) van het spectrum, blijft de kerntemperatuur stijgen als de fusie overgaat op zwaardere elementen: van koolstof naar zuurstof en/of neon-verbranding, en dan omhoog in het periodiek systeem naar verbranding van magnesium, silicium, en zwavel, wat culmineert in een kern van ijzer, kobalt en nikkel. Omdat het samensmelten van deze elementen meer energie zou kosten dan je wint, is dit waar de kern implodeert, en waar je een core-collapse supernova van krijgt.
leven, culminerend in een Type II Supernova. Nicole Rager Fuller voor de NSF
Het is een schitterend, spectaculair einde voor veel van de massieve sterren in ons heelal. Van alle sterren die in dit heelal ontstaan, is minder dan 1% massief genoeg om dit lot te ondergaan. Naarmate je hogere massa’s bereikt, wordt het steeds zeldzamer om zo’n grote ster te hebben. Ergens rond 80% van de sterren in het heelal zijn rode dwergsterren: slechts 40% van de massa van de zon of minder. De zon zelf is massiever dan ongeveer 95% van de sterren in het heelal. De nachthemel staat vol met uitzonderlijk heldere sterren: de sterren die voor het menselijk oog het gemakkelijkst te zien zijn. Maar voorbij de ondergrens voor supernovae zijn er sterren die vele tientallen of zelfs honderden keren zwaarder zijn dan onze zon. Ze zijn zeldzaam, maar kosmisch gezien uiterst belangrijk. De reden is dat supernovae niet de enige manier zijn waarop deze massieve sterren kunnen leven of sterven.
supernova overblijfsel dat duizenden jaren geleden plaatsvond. Als verre supernovae zich in een stoffiger omgeving bevinden dan hun hedendaagse tegenhangers, zou dit een correctie van ons huidige begrip van donkere energie nodig kunnen maken. T.A. Rector/Universiteit van Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN en NOAO/AURA/NSF
Op de eerste plaats hebben veel zware sterren uitstromingen en ejecta. Na verloop van tijd, als ze het einde van hun leven naderen of het einde van een bepaalde fase van fusie, zorgt iets ervoor dat de kern kortstondig samentrekt, wat er op zijn beurt voor zorgt dat hij opwarmt. Wanneer de kern heter wordt, neemt de snelheid van alle soorten kernfusie toe, wat leidt tot een snelle toename van de energie die in de kern van een ster wordt opgewekt. Deze energietoename kan grote hoeveelheden massa wegblazen, waardoor een gebeurtenis ontstaat die bekend staat als een supernova-vervalsing: helderder dan welke normale ster ook, waarbij tot tientallen zonsmassa’s aan materiaal verloren gaan. De ster Eta Carinae (hieronder) werd een supernova-vervalser in de 19e eeuw, maar in de nevel die hij creëerde, brandt hij nog steeds weg, in afwachting van zijn uiteindelijke lot.
veroorzaakte een gigantische uitbarsting, waarbij voor vele zonnen materiaal van Eta Carinae in het interstellaire medium werd gespuwd. Zulke zware sterren in metaalrijke sterrenstelsels, zoals het onze, stoten grote delen van hun massa uit op een manier waarop sterren in kleinere sterrenstelsels met een lagere metalliciteit dat niet doen. Nathan Smith (University of California, Berkeley), en NASA
Dus wat zal het uiteindelijke lot zijn van een ster die zwaarder is dan 20 keer onze zon? Nou, er zijn drie mogelijkheden, en we zijn niet helemaal zeker wat de omstandigheden zijn die elk van die mogelijkheden kunnen aandrijven. De ene is een supernova, die we al besproken hebben. Elke ultramassieve ster die genoeg van zijn “materiaal” verliest, kan gemakkelijk een supernova worden als de totale sterstructuur plotseling in het juiste massabereik valt. Maar er zijn twee andere massabereiken – en ook hier zijn we niet zeker van de exacte getallen – die twee andere uitkomsten mogelijk maken. Beide moeten bestaan; ze zijn al waargenomen.
massieve ster, ongeveer 25 keer de massa van de zon, die uit het bestaan is geweken, zonder supernova of andere verklaring. Directe ineenstorting is de enige redelijke kandidaat-verklaring. NASA/ESA/C. Kochanek (OSU)
Directe ineenstorting van zwarte gaten. Wanneer een ster supernova wordt, implodeert zijn kern, en kan ofwel een neutronenster ofwel een zwart gat worden, afhankelijk van de massa. Maar vorig jaar hebben astronomen voor het eerst waargenomen hoe een ster van 25 zonnemassa’s gewoon verdween. Sterren verdwijnen niet zomaar, maar er is een natuurkundige verklaring voor wat er kan zijn gebeurd: de kern van de ster produceert niet meer genoeg stralingsdruk naar buiten om de aantrekkingskracht van de zwaartekracht naar binnen toe te compenseren. Als het centrale gebied dicht genoeg wordt, met andere woorden, als genoeg massa wordt samengeperst in een klein genoeg volume, dan vorm je een waarnemingshorizon en ontstaat er een zwart gat. En als je een zwart gat maakt, kan al het andere erin getrokken worden.
gemarkeerd door massieve, kortlevende, helderblauwe sterren. Binnen slechts ongeveer 10 miljoen jaar zal het merendeel van de meest massieve sterren exploderen in een Type II supernova… of ze storten gewoon direct in. ESO / VST onderzoek
Directe ineenstorting werd verondersteld te gebeuren voor zeer massieve sterren, voorbij misschien 200-250 zonsmassa’s. Maar de recente verdwijning van zo’n ster met een lage massa heeft dat allemaal in twijfel getrokken. Misschien begrijpen we het inwendige van stellaire kernen niet zo goed als we denken, en misschien zijn er meerdere manieren waarop een ster gewoon volledig kan imploderen en uitsterven, zonder een noemenswaardige hoeveelheid materie af te werpen. Als dit het geval is, komt de vorming van zwarte gaten door directe ineenstorting misschien veel vaker voor dan we tot nu toe dachten, en kan het een heel handige manier zijn waarop het heelal zijn superzware zwarte gaten al heel vroeg heeft opgebouwd. Maar er is nog een andere uitkomst die in de geheel tegenovergestelde richting gaat: het opvoeren van een lichtshow die veel spectaculairder is dan een supernova kan bieden.
het hele ding zou uit elkaar kunnen worden geblazen, waarbij helemaal geen overblijfsel wordt achtergelaten! NASA / Skyworks Digital
Hypernova-explosies. Deze gebeurtenissen, ook wel superheldere supernova genoemd, zijn veel helderder en vertonen heel andere lichtkrommen (het patroon van helder worden en vervagen) dan alle andere supernova’s. De belangrijkste verklaring hiervoor staat bekend als het paar-instabiliteitmechanisme. Wanneer je een grote massa – iets van honderdduizenden tot vele miljoenen keren de massa van onze hele planeet – in een klein volume laat instorten, geeft dat een enorme hoeveelheid energie af. In theorie, als we een ster massief genoeg zouden maken, bijvoorbeeld meer dan 100 keer zo massief als de zon, zou de energie die hij afgeeft zo groot zijn dat de individuele fotonen zich kunnen splitsen in paren elektronen en positronen. Elektronen kent u, maar positronen zijn de antimaterie tegenhangers van elektronen, en ze zijn heel speciaal.
proces waarvan astronomen denken dat het de hypernova veroorzaakte die bekend staat als SN 2006gy. Wanneer fotonen met voldoende hoge energie worden geproduceerd, zullen ze elektron/positron-paren creëren, waardoor de druk daalt en een op hol geslagen reactie ontstaat die de ster vernietigt. NASA/CXC/M. Weiss
Wanneer positronen in grote overvloed bestaan, zullen zij onvermijdelijk in botsing komen met aanwezige elektronen. Deze botsing resulteert in de annihilatie van beide, waarbij twee gammastraalfotonen van een zeer specifieke, hoge energie worden geproduceerd. Als de snelheid waarmee positronen (en dus gammastralen) worden geproduceerd laag genoeg is, blijft de kern van de ster stabiel. Maar als de snelheid waarmee gammastralen worden geproduceerd hoog genoeg is, zullen al die 511 keV fotonen de kern verhitten. Met andere woorden, als je deze elektron-positronparen met een bepaalde snelheid begint te produceren, maar je kern stort in, dan zul je ze steeds sneller gaan produceren… en de kern blijven verhitten! En je kunt dit niet oneindig blijven doen; het veroorzaakt uiteindelijk de meest spectaculaire supernova-explosie van allemaal: een paar instabiliteit supernova, waarbij de hele, 100+ zonmassa ster uit elkaar wordt geblazen!
Dit betekent dat er vier mogelijke uitkomsten zijn die een superzware ster kan hebben:
- een neutronenster en het gas van een supernovarestant, van een supernova met lage massa,
- een zwart gat en het gas van een supernovarestant, van een supernova met hogere massa,
- een zeer massief zwart gat zonder restant, van de directe ineenstorting van een massieve ster,
- of het gas van een restant alleen, van een hypernova-explosie.
massieve ster in de laatste fase, pre-supernova, van siliciumverbranding. Op een Chandra-beeld (rechts) van het huidige supernovarestant Cassiopeia A zijn elementen als ijzer (in blauw), zwavel (groen) en magnesium (rood) te zien. Maar misschien was dit niet onvermijdelijk. NASA/CXC/M.Weiss; Röntgenfoto’s: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
Wanneer we een zeer massieve ster zien, is het verleidelijk om aan te nemen dat deze supernova zal gaan, en dat er een zwart gat of een neutronenster zal overblijven. Maar in werkelijkheid zijn er twee andere mogelijke uitkomsten die zijn waargenomen, en die op kosmische schaal vrij vaak voorkomen. Wetenschappers proberen nog steeds te begrijpen wanneer elk van deze gebeurtenissen plaatsvindt en onder welke omstandigheden, maar ze komen allemaal voor. De volgende keer dat je naar een ster kijkt die vele malen groter en zwaarder is dan onze zon, denk dan niet bij voorbaat aan een “supernova”. Er zit nog veel leven in deze objecten, en er zijn ook nog veel mogelijkheden voor hun ondergang. We weten dat ons waarneembare heelal begon met een knal. Van de meest massieve sterren weten we nog steeds niet zeker of ze eindigen met de ultieme knal, waarbij ze zichzelf volledig vernietigen, of met het ultieme gejammer, waarbij ze volledig instorten in een gravitationele afgrond van het niets.
Volg mij op Twitter. Bekijk mijn website of een deel van mijn andere werk hier.