WR-sterren en witte dwergen doen BOEM

Hallo astrobloggers,

Vorige week kon je al lezen wat supernovae van type II zijn, ik wil het dus deze week hebben over supernovae van type I. Ook dit artikel wordt dus een knal van een artikel.

Even herhalen

Supernovae van type II ontstaan doordat een massieve ster aan het einde van haar leven komt. Dan heeft de ster te veel ijzer in de kern zitten, waardoor ze heel zwaar is. Na een tijdje wordt de dichtheid in de ster zo groot dat de materie er ontaard. De gasdruk en stralingsdruk kunnen geen weerstand meer beiden tegen de enorm grote zwaartekracht van de ster en de kern stort in. De implosie gaat door tot de kern de grootte van een atoom heeft bereikt en de volgende gaslagen van de ster, die ook naar binnen toe bewegen en aankomen bij de keiharde kern, worden heel ver de ruimte in teruggekaatst. Dit fenomeen wordt een supernova genoemd.

Supernova à la type I

Bij deze type supernovae hebben we hoofdzakelijk twee soorten: enerzijds zijn er witte dwergen in een nauw dubbelsterrensysteem die evolueren tot een supernova, en anderzijds bestaan er ook Wolf-Rayetsterren.

Witte dwergsterren doen BOEM

De meest heldere supernovae zijn degene die gecreëerd worden door witte dwergsterren, ze stralen meer dan een miljard keer meer energie uit dan onze zon doet. Supernovae die ontstaan door witte dwergsterren zijn supernovae van type Ia. Deze types ontstaan in een dubbelsterrensysteem van een witte dwergster en een rode reus (of soms een andere witte dwergster). De witte dwerg trekt materie van zijn ‘begeleider’ naar zich toe, en wordt zo zwaarder. Er is een bepaalde hoeveelheid materie die aanwezig moet zijn in de ster alvorens ze kan exploderen. We noemen dit de Chandrasekhar-limiet. Dit is ongeveer 1,4keer de zonnemassa (M¤~1,9891x1030kg). Wanneer deze limiet wordt overschreden, is de zwaartekracht zo groot, dat de ster ineenstort. Doordat de druk en temperatuur in de ineengestorte witte dwerg zo hoog oplopen, komt er kernfusie in de ster op gang. Deze kernfusie van radioactief kobalt naar nikkel en tenslotte naar ijzer is extreem gevaarlijk, want het is heel explosief. Ook hier is, net zoals bij supernovae van type II, ijzer de boosdoener. Bij het vervallen van het radioactieve kobalt naar ijzer (niet direct, maar via nikkel) komt veel energie vrij die het exploderende gas verhit. En het hete gas straalt deze energie weer uit in de vorm van licht. Vandaar de plotse verlichting aan de hemel zoals bij een gewone nova. Hoe minder radioactiviteit in de ster, hoe minder licht er wordt uitgezonden door de ster, en dat verklaart het geleidelijk aan terugkeren naar de normale helderheid. Deze explosie kan wel maar één keer plaatsvinden, aangezien de witte dwergster nu dood is.

Wolf-Rayetsterren (WR-sterren)

Wolf-Rayetsterren zijn hele zware sterren die hun massa snel verliezen door een grote zonnewind. Zware sterren verliezen sowieso al heel snel hun massa, en deze sterren blazen dan nog eens heel veel gas in een keer zomaar de ruimte in. Ze veroorzaken zo’n extreem grote zonnewind, dat ze hun hele buitenste schil (die bestaat uit waterstof) wegblazen, en soms zelfs hun tweede schil (die bestaat uit helium) ook. Deze sterren zijn extreem heet en hebben daarom een blauwe kleur. Wanneer een WR-ster aan het einde van haar leven komt zal ze eindigen in een supernova of zelfs in een hypernova. Deze sterren zijn zelfs zo zwaar, dat ze een grote kans hebben om in een zwart gat te eindigen. Het zijn nu net deze sterren die supernova type Ib en Ic zijn. De supernovae van type Ib ontbreken waterstof in het spectrum, en bij die van type Ic ontbreken waterstof én helium. Verder is de werking van de explosie hetzelfde als die van type II.

Supernovae spotten?

Volgens astronomen vindt er elke seconde een supernova plaats ergens in ons heelal. Als we kijken binnen ons sterrenstelsel, de Melkweg, wordt die kans al iets kleiner: één of twee keer per eeuw. Het is ook nooit te bepalen waar ergens een supernova zal plaatsvinden en wanneer is al evenzeer een onbeantwoorde vraag. Wat we wel weten is dat er twee sterren zijn die in aanmerking komen om binnenkort te ontploffen: Betelgeuze uit het sterrenbeeld Orion (500-800lichtjaar van ons verwijderd), en Eta Carina uit het sterrenbeeld Carina of kiel (8000lichtjaar van ons verwijdert). Betelgeuze is een rode superreus die elk moment kan ontploffen. Ze zal een supernova van type II worden, dus ze is een zware ster aan het eind van haar leven. ‘Elk moment’ moet je hier wel heel ruim nemen. Het kan al gebeurd zijn, maar dat het licht nog de Aarde moet bereiken (dat duurt zo’n 500-800 jaar in het geval van Betelgeuze), maar het kan ook nog tienduizenden jaren duren. Eta Carina is een hyperreus die ook elk moment kan ontploffen, waarbij we ‘elk moment’ ook hier heel ruim moeten nemen. Deze ster zal een supernova van type Ib of Ic zijn, maar het zal geen supernova maar een hypernova zijn. Gelukkig staat de ster op een veilige afstand van de Aarde en zal ze geen schade berokkenen.

We hebben het geheim van supernovae nu ontrafeld, volgende keer kun je lezen over quarknovae, hypernovae, neutronensterren en zwarte gaten… Zeker lezen dus!

Maxim Reckelbus :)