type 1a supernovae zijn exploderende sterren die worden gebruikt om de grootte van het heelal te meten. hoe de explosies ontstaan, is al vele decennia een raadsel voor sterrenkundigen. tot nu toe werden twee modellen ontwikkeld om zulke ontploffingen te verklaren. onderzoekers hebben nu in archiefbestanden van metingen van x-stralen de ster gevonden die aanleiding gaf tot de explosie van supernova sn 2007on.
Sterexplosies en de donkere energie van het heelal
Tien jaar geleden werd met behulp van een bijzonder soort sterexplosies, de zogenaamde ‘Type Ia supernovae’, ontdekt dat de snelheid van uitdijing van het heelal toeneemt met de tijd. Die versnelling van de uitdijing vertegenwoordigt meer dan zeventig procent van alle energie van het heelal. De oorsprong van die mysterieuze energie, die wordt aangeduid als ‘donkere energie’, stelt de natuurkunde voor een raadsel. Hoogstwaarschijnlijk is het een vorm van vacuümenergie, energie van de lege ruimte. Volgens de kwantummechanica is lege ruimte namelijk niet echt leeg: door kwantumfluctuaties (die een gevolg zijn van de onzekerheidsrelatie van Heisenberg) ontstaan hierin voortdurend paren van deeltjes en antideeltjes, die elkaar vrijwel onmiddellijk opnieuw vernietigen maar samen toch een zekere hoeveelheid energie vertegenwoordigen. Al in 1917 had Albert Einstein het bestaan van energie van de lege ruimte voorgesteld, een soort ‘antizwaartekracht’ die hij meende nodig te hebben om het heelal stabiel te houden. Toen later werd ontdekt dat het heelal niet stabiel is maar uitdijt, noemde Einstein dit idee de grootste blunder van zijn leven. Tien jaar geleden echter bleek die ‘blunder’ toch een gouden greep te zijn geweest.
Tijdens een supernova wordt een ster tijdelijk – gedurende enkele weken – tussen honderd miljoen en enkele miljarden malen helderder dan de zon
Het bestaan van supernova-explosies werd in de jaren twintig van de vorige eeuw ontdekt tijdens de studie van andere sterrenstelsels. Tijdens een supernova wordt een ster tijdelijk – gedurende enkele weken – tussen honderd miljoen en enkele miljarden malen helderder dan de zon. Dikwijls wordt hij hierbij vrijwel even helder als het gehele sterrenstelsel waarin hij optreedt en dat bestaat uit tientallen miljarden sterren. Na het maximum neemt zijn lichtsterkte geleidelijk weer af om na een aantal jaren weer onmeetbaar zwak te worden. Het verloop van de helderheid met de tijd noemt men de lichtkromme van de supernova. Gemiddeld treedt er in sterrenstelsels ongeveer eens per eeuw een supernova-explosie op. Dit betekent dat als men een jaar lang continu tienduizend sterrenstelsels waarneemt, men ongeveer honderd supernovae zal ontdekken. Op die manier worden nu jaarlijks vele honderden supernovae ontdekt. Type Ia supernovae zijn hierbij in de minderheid, zij vormen niet meer dan één derde van alle supernovae.
De Type Ia supernovae onderscheiden zich van alle andere typen door hun zeer regelmatige lichtkrommen, die voor alle Ia’s sprekend op elkaar gelijken. (Voor de zwakkere neemt het licht weliswaar langzamer af met de tijd dan voor de heldere, maar na een eenvoudige ‘compressie’ van de tijdschaal van de zwakkere blijken alle lichtkrommen exact dezelfde vorm te hebben). Alle andere soorten supernovae (er zijn er nog minstens vier: Ib, Ic, IIp en IIL) hebben veel onregelmatiger lichtkrommen en verschillen in een groot aantal andere aspecten van de Type Ia supernovae. Al de andere typen blijken te worden veroorzaakt door het ineenstorten van de uitgebrande kernen van sterren die hun leven begonnen zijn met massa’s groter dan achtmaal die van de zon.
Sterren bestaan bij hun geboorte voor zo’n zeventig procent uit waterstof en wekken gedurende het grootste deel van hun leven hun licht op door de kernfusie van waterstof tot helium in hun centrale delen bij temperaturen hoger dan tien miljoen kelvin. De zon springt zuinig om met zijn waterstof en doet er 10 miljard jaar over voor zijn brandstof op is (hij is op dit ogenblik 4.6 miljard jaar oud). Sterren zwaarder dan achtmaal de zon branden zichzelf op binnen slechts 25 miljoen jaar. Als de waterstof in hun binnenste op is, doorlopen ze in korte tijd nog een aantal andere kernfusiestadia, eindigend met de vorming van een kern van ijzer. Als de massa van de ijzerkern een waarde van 1.2 maal die van de zon bereikt, stort die ineen tot een uiterst compacte toestand: een neutronenster of een zwart gat. Bij die instorting komt een gigantische hoeveelheid zwaartekrachtenergie vrij, die in warmte wordt omgezet en ervoor zorgt dat de delen van de ster buiten de instortende kern uit de ster worden geworpen. Dit zijn wat men noemt de ‘kern-collapse supernovae’. De supernovae van types Ib en Ic betreffen sterren die vóór de explosie hun waterstofmantel al kwijtraakten, in types IIp en IIL is die mantel nog aanwezig.
Omdat sterren zwaarder dan acht zonmassa’s al kort na hun geboorte hun leven beëindigen – 25 miljoen jaar is verwaarloosbaar kort in vergelijking met de leeftijd van meer dan dertien miljard jaar van de sterrenstelsels en het heelal – treden de ‘kern-collapse supernovae’ alleen op in sterrenstelsels waarin voortdurend nog nieuwe sterren worden gevormd. Die stelsels bevatten veel gas en stof waaruit zich de nieuwe sterren vormen. Type Ia supernovae daarentegen vindt men ook in zogenaamde elliptische sterrenstelsels, die geen gas en stof bevatten en waarin al vele miljarden jaren geen stervorming meer is opgetreden. Alle zware sterren zijn al miljarden jaren geleden uit die stelsels verdwenen. Het mechanisme voor de Type Ia supernovae moet dus helemaal anders zijn dan dat van de ‘kern-collapse supernovae’.
Witte dwergen zijn de uitgebrande kernen van sterren die hun leven begonnen zijn met massa’s kleiner dan ongeveer achtmaal de zon
Bijna veertig jaar geleden al kwamen de Engelsman Fred Hoyle en de Amerikaan Willy Fowler tot de conclusie dat een Type Ia supernova hoogstwaarschijnlijk het gevolg is van de thermonucleaire explosie van een ‘wittedwergster’ bestaande uit koolstof en zuurstof. Witte dwergen zijn de uitgebrande kernen van sterren die hun leven begonnen zijn met massa’s kleiner dan ongeveer achtmaal de zon. Die sterren doorlopen niet alle fusiestadia leidend tot de vorming van een ijzerkern, maar eindigen met de fusie van helium tot koolstof en zuurstof en blazen dan hun waterstofrijke buitenlagen zachtjes de ruimte in. Hierna blijft hun kern achter als een ‘witte dwerg’. Dit is een zeer compacte ster met een afmeting vergelijkbaar met die van de aarde – middellijn 108 maal kleiner dan de zon – maar een massa vergelijkbaar met die van de zon (200 000 tot 400 000 maal de aarde). De materiedichtheid van een witte dwerg is absurd hoog: miljoenen kilogrammen per liter. De atoomkernen zitten hier veel dichter bij elkaar dan in gewone materie, en zijn ingebed in een kwantumgas van elektronen dat met zijn enorme druk de ster behoedt voor instorting onder zijn eigen zwaartekracht.
We kennen in ons Melkwegstelsel meer dan tienduizend van deze witte dwergen en naar schatting maken ze tien procent uit van alle sterren in ons stelsel. Als de massa van een witte dwerg groter wordt dan 1.4 maal de zon, kunnen de elektronen niet meer genoeg tegendruk geven tegen de zwaartekracht en stort de ster in, waarbij de temperatuur gigantisch oploopt en de kernfusie van koolstof tot zwaardere elementen explosief ontsteekt. Daarom zal, als in een later stadium de massa van de witte dwerg toeneemt, hij zichzelf opblazen in een gigantische nucleaire explosie, die als eindproduct voornamelijk ijzer oplevert. Die toename in massa van de witte dwerg kan in principe miljarden jaren na zijn ontstaan gebeuren, zodat zulke explosies ook in oude elliptische sterrenstelsels kunnen optreden. De eenvoudigste manier waarop een witte dwerg massa kan ontvangen is als hij lid is van een dubbelstersysteem, waarin hij massa ontvangt van zijn begeleidende ster. Daar meer dan de helft van alle sterren zich in dubbelsterren bevinden is dit een reële mogelijkheid en inderdaad kennen we in onze Melkweg tal van witte dwergen in dubbelsterren.
Uit theoretisch onderzoek is gebleken dat er in feite maar twee mogelijke soorten dubbelsterren zijn waarin een witte dwerg kan groeien in massa
Uit theoretisch onderzoek is gebleken dat er in feite maar twee mogelijke soorten dubbelsterren zijn waarin een witte dwerg kan groeien in massa. In het ene geval is de begeleider zelf ook een witte dwerg, in het andere geval is het een gewone waterstofrijke ster zoals de zon. Omdat men witte dwergen ook aanduidt als ontaarde sterren heet het eerste model het Double Degenerate Model (DD-model), en het tweede het Single Degenerate Model (SD-model). Voor het DD-model is het nodig dat de dubbelster een totale massa heeft groter dan 1.4 de massa van de zon en de twee sterren in minder dan twaalf uur om elkaar heen lopen. In dat geval krimpt de baan door het verlies van gravitatiestraling zo snel dat de twee sterren binnen de leeftijd van het heelal op elkaar botsen en versmelten. Het SD-model blijkt alleen te werken als de gewone ster per jaar tussen de 0.03 en 0.12 aardmassa’s aan waterstof overdraagt aan de witte dwerg. In dat geval ontsteekt continue kernfusie aan de bodem van de waterstoflaag, juist boven het oppervlak van de witte dwerg en groeit de witte dwerg geleidelijk aan in massa. Berekeningen uit 1991 toonden dat in dit geval de witte dwerg een zeer sterke bron van zachte röntgenstraling wordt, een zogenaamde super-soft X-ray source (SSS). We kennen nu tientallen van zulke SSS-dubbelsterren in ons Melkwegstelsel en naburige sterrenstelsels, met een lichtsterkte in zachte röntgenstraling van tienduizenden malen de energie-uitstraling van de zon.
Als die SSS-bronnen inderdaad de voorlopers zijn van Type Ia supernovae, dan zou men ze in principe in sterrenstelsels op tientallen miljoenen lichtjaren afstand nog kunnen ontdekken. (Dit in tegenstelling tot de DD-voorlopers, die altijd zo lichtzwak zijn dat je ze nooit in andere sterrenstelsels zult kunnen vinden.). Voss en Nelemans hebben nu van de verwachte grote röntgenlichtsterkte van de SD-bronnen gebruikgemaakt om naar mogelijke voorlopers van Type Ia supernovae te zoeken. Ze hadden hierbij succes met de supernova SN 2007on, die op 5 november 2007 werd ontdekt in een sterrenstelsel op 65 miljoen lichtjaren afstand. Zij ontdekten dat een paar jaar voor de ontploffing van deze supernova het sterrenstelsel waarin die optrad uitvoerig werd waargenomen met de röntgentelescopen van NASA’s röntgenobservatorium CHANDRA. Uit de analyse van die waarnemingen vonden ze dat er vrijwel exact, binnen de nauwkeurigheid van de positiemetingen, in dit sterrenstelsel een zeer sterke zachte röntgenbron stond. Dit lijkt een schitterende bevestiging op te leveren voor het Single Degenerate Model voor het ontstaan van Type Ia supernovae.
Toch mogen we niet te vroeg juichen. Een voorspelling van het SD-model is dat de witte dwerg in die SSS-röntgenbron nu geëxplodeerd is, zodat die bron nu verdwenen moet zijn. Omdat de supernova nu nog heel helder is, kan men dit echter nog niet onderzoeken. Over enkele jaren, als de supernova verdwenen is, zal men dit sterrenstelsel met CHANDRA of een andere röntgentelescoop opnieuw moeten waarnemen. Als de röntgenbron inderdaad verdwenen is, zal er weinig twijfel meer zijn dat deze supernova het resultaat is van het Single Degenerate Model voor Type Ia supernovae.
David Voss en Gijs Nelemans, ‘Discovery of the progenitor of the type Ia supernova 2007on’, in: Nature, 2008, 451, 802-804.
Edward P.J. van den Heuvel is als sterrenkundige verbonden aan de Universiteit Amsterdam.
This work is licensed under a Creative Commons Attribution-NonCommercial-NoDerivs 3.0 Unported License