De dood van sterren en daarna: nova’s, supernova’s en daarna
De meeste sterren in de sterrenstelsels staan niet alleen, maar zijn meestal onderdeel van een sterrensysteem; vaak zijn het paren die om elkaar heen draaien, dubbelsterren genoemd. Onze zon is opmerkelijk want daar hoort geen andere ster bij. Als een witte dwerg deel uitmaakt van een dubbelstersysteem met een andere, grotere ster kan de zwaartekracht van de witte dwerg waterstof uit de andere ster trekken. Hierdoor kan de witte dwerg ook weer klaar zijn voor meer waterstoffusie; dat heeft met die zwaartekracht te maken. Alle waterstof wordt enorm snel tot helium gesmeed wat een korte maar zeer heldere lichtflits veroorzaakt. Als alle waterstof op is, herhaalt het proces zichzelf in de loop van de tijd; de nova RS Ophiuchi flitste in de twintigste eeuw vijf keer en recent nog in februari 2006. Het proces gaat door totdat de andere ster geen waterstof meer heeft of de ster een zo krachtige nova ondergaat dat hij erdoor wordt vernietigd. De term ‘nova’ (Latijn voor ‘nieuw’) werd gekozen omdat men aanvankelijk dacht dat het om een nieuwe ster ging die oplichtte en niet om de opleving van een oude ster.
Een supernova is een explosie van een ster die veel helderder en intenser is dan een nova. Supernova’s zijn zo helder dat ze vanaf aarde gemakkelijk te zien zijn. Er verscheen er een in 1572 die zo helder als Venus was en overdag zichtbaar scheen te zijn. Gemiddeld komen er zo om de honderd jaar supernova’s voor. De vroegste supernova’s die werden vastgelegd vonden in de elfde eeuw plaats; ??n daarvan, in 1054, werd door Chinese sterrenkundigen in het sterrenbeeld Cassiopeia gezien en is nu nog zichtbaar als de Krabnevel. Omdat supernova’s zo helder zijn, is het bijna zeker dat ze ook eerder dan de elfde eeuw zijn waargenomen, maar bewijzen ontbreken. In 1572 herkende de Deense sterrenkundige Tycho Brahe een andere supernova in Cassiopeia en zijn collega Johannes Kepler zag er in 1604 een in Ophiuchus. Die werd later bekend als de ‘Ster van Kepler’ en was de laatste die in het Melkwegstelsel werd gezien. Aan het eind van de negentiende eeuw was echter een supernova in het Andromeda-stelsel te zien: Vanaf het zuidelijk halfrond kon in 1987 een supernova in de Grote Magelhaense Wolk met het blote oog worden waargenomen, wat bij het publiek belangstelling voor supernova’s opriep. Helaas was deze supernova een paar jaar te vroeg voor de Hubble-telescoop. Sinds de lancering heeft Hubble de nawee?n van de supernova gadegeslagen en onder meer foto’s gemaakt van een grote ring met materie die tijdens de explosie werd uitgestoten.
Supernova’s kunnen op twee manieren worden gevormd en worden daarom ingedeeld als Type I en Type II. Supernova’s van Type I treden tijdens vergelijkbare omstandigheden als voor een nova op. Als een witte dwerg van de partnerster een te grote hoeveelheid waterstofgas krijgt, begint hij in te storten. De witte dwerg wordt dan vernietigd door een enorme explosie: een supernova. Als sterren de hoofdreeks verlaten en al hun waterstof is verbrand, worden het rode reuzen. Dan vindt fusie van helium plaats tot koolstof en zuurstof. Sterren die al reuzen waren toen ze zich in de hoofdreeks bevonden, vormen hier echter een uitzondering op. Ze zwellen zo sterk op dat het superreuzen worden. Dat betekent dat ze niet alleen fusie van helium kunnen uitvoeren maar daarna ook van koolstof en zuurstof. Kernfusie van zuurstof leidt tot de vorming van neon, waarmee vervolgens magnesium kan worden gemaakt. Dit proces gaat door en zo ontstaat silicium uit magnesium en vervolgens weer ijzer uit silicium. Daarna produceert het fusieproces geen nieuwe energie meer, dus treedt geen kernfusie van ijzer op. Als de kern van een superreus in ijzer is veranderd, is het afgelopen. De ster stort in door zijn eigen kolossale zwaartekracht, veroorzaakt door de zware ijzeren kern. Deze snelle instorting heeft een gigantische explosie tot gevolg: een supernova van Type II, waarbij de ster al het materiaal in een spectaculaire schokgolf uitstoot. De energie die bij een supernova vrijkomt, is zo groot dat eindelijk fusie van ijzer kan beginnen; we hebben dus alle elementen die zwaarder dan ijzer zijn aan supernova’s te danken. De superreus Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion wordt ongetwijfeld een supernova Type II. Het is de op acht na helderste ster aan de hemel en die supernova zal dus opmerkelijk zijn. Sommige wetenschappers denken dat de ster zich mogelijk al in het stadium van koolstoffusie bevindt; dat zou betekenen dat Betelgeuze al over minder dan duizend jaar een supernova zou kunnen worden.
Na een supernova blijft van de ster alleen de kern over. Wat daarmee gebeurt, hangt van de massa af. Kernen met een massa van 1,4 tot 3 maal die van onze zon worden neutronensterren. Dat getal van 1,4 zonnemassa’s werd in 1930 uitgerekend door de Indiase sterrenkundige Subrahmanyan Chandrasekhar en wordt het Chandrasekhar-limiet genoemd. Bij een witte dwerg kan de kern niet verder instorten, vanwege de afstoting van de elektronen. Als een ster echter meer dan 1,4 maal de massa van de zon heeft, zou de zwaartekracht sterk genoeg zijn om die hindernis te overwinnen. De negatief geladen elektronen worden dan de kern in gedrukt, waar ze tegen de positief geladen protonen botsen en zo ongeladen neutronen doen ontstaan. Er is niet genoeg zwaartekracht om de ster nog verder te doen instorten; de naar buiten gerichte kracht van de neutronen is in evenwicht met de naar binnen gerichte zwaartekracht. Deze ster, met zijn neutronenkern, wordt simpelweg neutronen-ster genoemd. Deze sterren zijn uitzonderlijk klein, met een gemiddelde diameter van maar 20 km. Het is dus een massa van minimaal 1,4 maal die van onze zon, die in een heel klein volume wordt samengeperst. Daarom zijn neutronensterren objecten met de hoogste dichtheid van het heelal.
Een neutronenster blijft draaien, net als de oorspronkelijke ster, ook al is hij net een turbulente supernova geweest. De neutronenster is echter veel kleiner en heeft een veel hogere dichtheid en roteert daarom met een enorme vaart. De zwaartekrachtseffecten van deze rotatie veroorzaken elektromagnetische straling die via de magnetische polen wordt uitgezonden. Aangezien die magnetische polen onze kant zijn uitgekeerd, kunnen we deze straling in pulsen waarnemen, net als de lichtstraal van een vuurtoren. De straling wordt vooral als radiogolven uitgezonden en daarom werden deze sterren eerst radiopulsars genoemd, maar later zijn ook gammastraling en röntgenstraling gedetecteerd. De eerste pulsar, PSR 1919+21, werd in 1967 door Antony Hewish en Jocelyn Bell Bumell ontdekt, maar ze konden hun waarneming niet verklaren. Er werd de naam LGM-1 aan gegeven – Little Green Men ofwel ‘kleine groene mannetjes’ – daarmee verwijzend naar het feit dat dergelijke pulserende radiogolven mogelijk door buitenaardse wezens werden uitgezonden. Het raadsel werd een jaar later opgelost toen werd ontdekt dat het om emissies van roterende neutronensterren ging. Sinds 1967 zijn honderden pulsars gevonden. Voor sterrenkundigen die neutronensterren zoeken vormen ze perfecte bakens. Antony Hewish kreeg in 1974 de Nobelprijs voor de natuurkunde voor zijn aandeel in de ontdekking van pulsars.


Het overblijfsel van een supernova-explosie is een zogeheten neutronenster. Neutronensterren zijn niet groter dan een kilometer of dertig, maar ze kunnen een paar keer zo zwaar zijn als de zon. Ze hebben dus een enorm hoge soortelijke dichtheid: één theelepeltje neutronenstermaterie weegt een miljard ton!

Wilt u ons contacteren dan kan dat