Van waterstof tot ijzer

[Ton Dix]

Ver vóór de supernova-uitbarsting is in de ster eerst waterstof via kernfusie omgezet in helium, daarna helium in koolstof en zuurstof, en vervolgens ontstonden steeds nieuwe elementen, waarbij de kern van de ster steeds compacter en heter werd. Vlak voordat de ster explodeert als supernova, bestaat zij als een ui uit schillen die van buiten naar binnen bestaan uit:

* waterstofrestanten,
* helium,
* een mengsel van koolstof en zuurstof ,
* neon (met zuurstof en magnesium),
* zuurstof (met silicium, zwavel, calcium),
* silicium (en zwaardere elementen, tot ijzer),
* en een kern van ijzer.

Implosie
In de ijzeren kern van de ster is de dichtheid zo groot (ruim 1 miljoen kg per cm3 ! ) dat de elektronen er ontaard zijn. Gasdruk of stralingsdruk zijn hier niet in staat voldoende tegendruk te leveren tegen de enorme zwaartekracht, alleen de ontaardingsdruk, een kwantummechanische spanning als gevolg van het dicht opeengeperst zijn van de elektronen, is daartoe nog in staat. Ook witte dwergsterren bestaan uit ontaarde materie, en in feite is de kern van de ster inmiddels een witte dwerg van ijzer, ingepakt in de omringende gasschillen.

Voor witte dwergen geldt: hoe groter hun massa, des te kleiner hun afmetingen. We zagen zojuist dat in de eerste uischil rond de ijzerkern silicium fuseert tot ijzer. Daardoor wordt de ijzerkern steeds zwaarder en die moet dus krimpen. De dichtheid in de kern wordt daardoor nóg groter, waardoor de kern vooralsnog in staat blijft tegendruk te geven tegen de zwaartekracht. Zodra echter de massa van de ijzerkern oploopt tot de Chandrasekhar-limiet van ca. 1,4 zonsmassa's, is een stabiele witte dwerg niet meer mogelijk en stort de sterkern in.

Bij deze implosie treden in het ijzer kernreacties op die de problemen nog verergeren. IJzer is de stabielste atoomkern in de natuur. Bij kernreacties tussen ijzerkernen komt daardoor niet, zoals bij alle eerdere kernreacties in de ster, energie vrij (die tegendruk zou kunnen leveren tegen de zwaartekracht), maar integendeel ze kosten energie. Bij de intense hitte die in de sterkern is opgebouwd (~1010 Kelvin) zijn de fotonen zo krachtig dat ze ijzerkernen kunnen splijten ("fotodesintegratie"); de energie in die fotonen wordt hierbij verbruikt. Tevens gaan protonen in het ijzer elektronen absorberen, waarbij neutronen worden gevormd ("neutronisatie"): ook dat kost energie. De implosie is onstuitbaar, zodat de neutronenster ontstaat.

Hoe deze ineenstorting leidt tot een supernovaexplosie is (vanwege de extreme, complexe en snel veranderende omstandigheden) nog niet precies te berekenen, maar vermoedelijk gebeurt het volgende. De implosie van de sterkern gaat door totdat, binnen enkele milliseconden, een dichtheid wordt bereikt die even groot is als die van atoomkernen (~1018 kg/m3). Op dat moment neemt de weerstand tegen verdere compressie toe en gaat het ineengestorte binnenste van de ster zich gedragen als een keiharde bol. Meer naar buiten gelegen schillen van de ster die bezig waren naar binnen te vallen, kaatsen terug op deze keiharde bol en botsen met de sterlagen die daar weer achteraan naar binnen vallen. Er ontstaat een schokgolf, die zich naar buiten toe voortplant. Het duurt ongeveer een uur voordat deze het oppervlak van de ster bereikt.

Neutrino's
Mogelijk is deze schokgolf al voldoende om de ster uiteen te rijten, maar als dat niet onmiddellijk gebeurt, zijn er nog neutrino's om het werk af te maken. Bij de ineenstorting van de sterkern wordt ongeveer een tiende zonsmassa aan energie omgezet in neutrino-antineutrinoparen met energieën in de orde van enkele tientallen MeV. Neutrino's hebben de eigenschap dat ze vrijwel geen wisselwerking met andere materie hebben: ze kunnen ongehinderd de ster verlaten en voeren aldus binnen enkele seconden het grootste deel van de energie uit de imploderende sterkern efficiënt af. Een klein deel van deze energierijke neutrino's wordt echter geabsorbeerd in de meer naar buiten gelegen delen van de ster en staat daar zijn energie af. De schokgolf krijgt daardoor nieuwe kracht en daardoor wordt alsnog een groot deel van de ster met enorme snelheden de ruimte ingeblazen: de supernova-explosie.

Uitgestoten massa
Bij een II-L supernova worden enkele zonsmassa's uitgestoten, bij een II-P supernova kan dat tien keer zoveel zijn. Doordat bij een II-L supernova de uitgestoten massa kleiner is en eerder doorzichtig wordt, neemt de totale helderheid sneller af en is er geen "plateau".
Berekend is dat bij de supernova 1987A een ster van oorspronkelijk 19 zonsmassa's explodeerde, waarbij 13 zonsmassa's zijn uitgestoten (een flink deel hiervan was al vóór de eigenlijke supernova-uitbarsting afgestoten, als gevolg van een sterke sterrenwind). De 6 zonsmassa's die achterbleven, overschrijden de Chandrasekhar-limiet. Er kon dus geen witte dwerg ontstaan, maar de ster implodeerde tot een neutronenster of een zwart gat.