Fusie in het heelal: wanneer een reuzenster sterft… Understand article

Vertaald dor Roland van Kerschaver. Péter Székely van de Universiteit van Szeged in Hongarije en Örs Benedekfi van het EFDA (European Fusion Development Agreement) in Garching in Duitsland onderzoeken hoe een ster sterft en wat een ontploffing van een supernova dichtbij de Aarde voor ons zou…

Artistieke indruk van een Type
Ia supernova ontploffing

Figuur met dank aan ESO

Om 7 uur 35 in de morgen van 23 februari 1987 registeerde de Japanse neutrinodetector Kamiokande II, een kilometer onder de grond , 11 neutrino’s in 15 seconden. Dit klinkt niet zeer dramatisch maar neutrino’s zijn moeilijk te detecteren omdat ze zeer zwak interageren met materie. Normaal registreert de detector slechts een paar neutrino’s van de zon per dag, zodat dit een indicatie was voor een spectaculaire gebeurtenis ergens in het Heelal: een reuzenster was gestorven.

De grootte is alles

De massa is waarschijnlijk de belangrijkste eigenschap die het lot van een ster bepaalt. Zoals vroeger beschreven in deze serie (Boffin & Pierce-Price, 2007), sterven sterren met een gelijkaardige massa als onze Zon zonder veel ophef: ze versmelten helium tot koolstof en zuurstof, daarna laten ze hun buitenste lagen los als een planetaire nevel en doen ze er miljarden jaren over om de kern te laten afkoelen om een witte dwerg te vormen.

Massievere sterren hebben een korter bestaan en een heftiger einde. Terwijl een ster met de omvang van onze Zon miljarden jaar kan leven, zullen sterren met acht tot tien keer de massa van onze Zon slechts miljoenen jaar meegaan omdat hun brandstof heel vlug op raakt. Wanneer dat gebeurt gaat het evenwicht verloren tussen twee fundamentele krachten: de gravitatie, die de materie van de sterren tracht samen te houden; en de stralingsdruk voortgebracht door de nucleaire fusiereacties in de kern, die de ster trachten uit te zetten. De kern trekt samen om een neutronenster te vormen en de buitenste lagen van de ster vallen naar binnen en weerkaatsen tegen de zeer dichte kern in een reusachtige ontploffing: een Type II supernova.

Een deeltjesvloed die neutrino’s bevat ,sleept de gravitatie-energie van de instortende kern met zich mee. De invallende buitenste lagen van de ster absorberen veel van deze neutrino’s en geven aanleiding tot extreem hoge temperaturen – hoog genoeg om de fusie aan te steken van elementen tot goud en uranium inbegrepen. Een klein deel van deze neutrino’s kan echter ontsnappen aan de atmosfeer van de stervende ster en gedetecteerd worden op aarde, in de stilte diep onder het oppervlak van de planeet.

Een tweede type stercatastrofe verschijnt tijdens de botsing van een witte dwerg en een veel grotere rode reus met een uitgestrekte atmosfeer (honderden miljoenen kilometers in diameter). Als een witte dwerg en een rode reus om elkaar wentelen in een hechte band bekend als een binaire ster, kan de witte dwerg materie opslorpen van zijn metgezel en toenemen in massa (zie figuur). Zodra de massa van de witte dwerg 1,44 keer de massa van de zon overschrijdt (de Chandrasekhar limiet) wordt ze onstabiel: fusie reacties produceren zware elementen zoals Lanthanium en Ruthenium en het geheel ontaardt in een reusachtige ontploffing: een Type I supernova (zie figuur).

Een artist impressie van een witte dwerg (onderaan rechts) die materiaal van een rode reuzenster opslorpt
Eens dat de massa van een witte dwerg een kritische grens bereikt, ontploft de ster als een Type Ia supernova
Figuur met dank aan ESO

Of het nu een Type I of II betreft, een supernova is één van de machtigste gebeurtenissen in het heelal sinds de Big Bang. In de weken na de explosie zendt de ster en de resten ervan meer energie uit dan de zon gedurende miljarden jaren. Deze enorme ontploffing kan alle alle andere sterren in de gastgalaxie overschaduwen en het licht ervan kan waargenomen worden over een afstand van duizenden miljoenen lichtjaren. Inderdaad, overal waar een supernova verschijnt in het heelal is het waarschijnlijk dat ze zichtbaar is met een krachtige telescoop.

De overblijfselen van een ster

Wat blijft er over na deze geweldige en dramatische gebeurtenis? In het centrum van een ster met minder dan 20 zonnemassa’s heeft zich een nieuwe neutronenster gevormd, waarbij de stermassa samengepakt zit in een bol met een straal van slechts 10 km, onvoorstelbaar dicht. Het gewicht van een theelepel van een neutronenster evenaart dit van alle voertuigen (miljoenen wagens, bussen, treinen) die op aarde voorkomen (Swinton, 2006). Omwille van de wet van behoud van draaimoment (hoe kleiner de straal, hoe sneller de rotatie) draaien neutronensterren zeer snel om hun as (honderden omwentelingen per seconde) waardoor bundels radiogolven uitgestraald worden door de magnetische polen: in dat geval spreekt men van een pulsar.

Een nog exotischere soort overblijfsel van een neutronenster of pulsar is een zwart gat, dat ontstaat bij de explosie van een ster met minstens 20 zonnemassa’s bij een Type II supernova. Als zo een massieve ster afsterft, stopt de instorting t.g.v. de gravitatie niet met de vorming van een neutronenster maar in plaats hiervan brengt de instortende massa een zeer merkwaardig verschijnsel voort met een theoretisch volume nul en een oneindige dichtheid. Niets kan het zwarte gat of zijn onmiddellijke omgeving verlaten, tenzij het de lichtsnelheid overtreft, dus kan ook geen enkele lichtsoort ontsnappen aan de enorme gravitatiekracht, vandaar de naam.

Zowel bij een neutronenster als bij een zwart gat kunnen we de resten waarnemen van de gaswolken van de ster, die weggeblazen werden door de supernova. Eén van deze interessante objecten is de Krabnevel: de resten van een supernova die verscheen in 55O voor Chr. en die in 1050 waargenomen werd door Chinese astronomen. Zoals de andere overblijfsels zal het zich gedurende duizenden jaren verspreiden in de interstellaire ruimte.

Leren van Supernova

Zelfs zonder de weldaad van de moderne telescopen is een supernova in een nabije galaxie moeilijk te mislopen. De vroegst waargenomen supernova werd in 185 na Chr. opgetekend door Chinese astronomen. Toen de vorming van de Krabnevel in China gedetecteerd werd zo’n 800 jaar later, was de ‘gastster’ zo helder dat ze wekenlang bij helder daglicht kon gezien worden.

De maximum helderheid van individuele supernova-uitbarstingen komen onderling goed overeen (we noemen ze ‘standaard kaarsen’) want de ontploffende massa’s zijn gelijk. Door de verwachte helderheid te vergelijken met de waargenomen helderheid, kunnen we de afstand berekenen tot het gaststelsel van de supernova. Deze techniek is zeer belangrijk voor de afstandsschaal: het is tot hier toe de beste manier om de afstand tot ver verwijderde melkwegstelsels te meten. En natuurlijk is het één manier om de vroege ontstaansgeschiedenis van het heelal te observeren: op het ogenblik dat we de verre ontploffing zien, is de ster al lang vergaan.

Natuurlijk willen astronomen niet alleen weten hoe ver het gaststelsel van een supernova verwijderd is, maar ze willen ook de individuele kenmerken kennen van de supernova zelf. Daarvoor gebruiken ze twee indirecte methodes: fotometrie en spectroscopie. Fotometrie meet de vermindering van de helderheid in de loop van de tijd en de maximale helderheid: dit is de techniek die gebruikt wordt om de afstand te berekenen van veraf gelegen melkwegstelsels. De spectroscopie laat toe de chemische elementen in de supernova af te leiden op basis van hun karakteristieke golflengten (zoals uitgelegd in Westra, 2007). Gewoonlijk passen de astronomen beide methodes toe om de fysische eigenschappen te bepalen van de stervende ster zoals de massa, temperatuur en lichtkracht.

Nabije supernova ?

Tot hiertoe bevinden alle supernova zich op grote afstand van de aarde, maar wat zou er gebeuren indien een nabij gelegen ster een supernova wordt? Gelukkig zijn supernova vrij zeldzaam, met enkel een supernova iedere 50 tot 100 jaar in een gewoon spiraalstelsel zoals het Melkwegstelsel. De laatste waargenomen supernova in het Melkwegstelsel dateert van 1572 en 1604, alhoewel kolossale en dichte stofwolken sommige ontploffingen aan de achterzijde van onze galaxie zouden hebben verborgen. De recentste en relatief dichte supernova was SN 1987 A, die in 1987 opstak in de Grote Magellaanse Wolk, één van de kleinere begeleiders van het melkwegstelsel op een afstand van ongeveer 160 000 lichtjaar (zie figuur). Deze ontploffing was met het blote oog zichtbaar. Verder weg in andere melkwegstelsels nemen de astronomen per jaar honderden supernova-ontploffingen waar, soms twee t.z.t. in hetzelfde stelselw1.

De posities van SN 2002bo en SN 2002cv zijn in deze afbeelding van de spiraalnevel NGC 3190 aangeduid
Figuur met dank aan ESO

Gelukkig is er in onze onmiddellijke omgeving (tot ongeveer 12 lichtjaar) geen enkele ster die in de voorziene toekomst in een supernova zal veranderen, alhoewel de astronomen verder weg al sommige potentiële supernova hebben geïdentificeerd. Betelgeuze, de rode superreus aan de linkerschouder van de Orionconstellatie, is de beste kandidaat, maar op 450 lichtjaar van ons. We denken dat de veiligheidszone rond 100 lichtjaar ligt: dichterbij kan een supernova onze planeet ernstige schade toebrengen. Een grotere zorg betreft IK Pegasi, een binaire ster die bestaat uit een witte dwerg en een ouder wordende ster op ongeveer 150 lichtjaar van ons. Terwijl Betelgeuze vanaf nu tot over duizenden jaren kan ontploffen, zal IK Pegasi zijn noodlot pas ondergaan binnen enkele miljoenen jaren.

Effecten op aarde

Deze heldere, compacte nuvel
(SNR 0543-689) is het
overblijfsel van een recente
supernova-ontploffing

Figuur met dank aan ESO
SN 1987A in de Grote Magelaanse
Wolk (aangeduid met een pijl)

Figuur met dank aan ESO

Welke effecten zou een nabije supernova hebben op de aarde? Supernova produceren enorme hoeveelheden gammastraling en deeltjes zoals protonen en elektronen, alle met zeer hoge energie, die de atmosfeer van de aarde kunnen vernietigen door de ontaarding van ozon en atomaire zuurstof. Gammastralen bijvoorbeeld scheiden atmosferische stikstof (N2) in stikstofoxide (NO) en andere stikstofoxiden (NOx) die de afbraak van ozon katalyseren.

Zonder de beschermende ozonlaag kunnen ultraviolette stralen van onze zon het aardoppervlak ongehinderd bereiken en fytoplankton vernietigen (microscopische planten die leven in het water). Vermits fytoplankton een fundamenteel bestanddeel is van de voedselketen, zou hun verlies een vernietigend effect hebben op de meeste andere organismen. Hoog energetische straling zou ook levende cellen beschadigen en kanker en genetische mutaties veroorzaken in dezelfde mate als een zeer hoge dosis X straling. Mogelijkerwijs kan ook het gehalte radioactieve elementen in de atmosfeer verhogen met schadelijke gevolgen.

Het kan een supernova-ontploffing geweest zijn die massale uitsterving tijdens de Ordoviciaan-Siluriaan periode veroorzaakte, ongeveer 450 miljoen jaar geleden. Deze gebeurtenis waarbij meer dan de helft van de levensvormen in de zee werd uitgeroeid, wordt beschouwd als de tweede grootste uitroeiing van uitgestorven generaties. Men neemt aan dat deze uitsterving het resultaat was van zowel de vernietiging van fytoplankton als van de globale temperatuurdaling veroorzaakt door de ondoorschijnendheid van stikstofdioxide (NO2).

Het is ook mogelijk dat de aarde een nabije supernova explosie onderging, ongeveer 2,8 miljoen jaar geleden. Tijdens de ontploffing liet de opbrandende ster een golf radioactieve deeltjes los, die afgezet werden op planetenoppervlakken. Karakteristieke elementen, bijvoorbeeld Fe60, werden gevonden bij het boren van diepe kernen in de zeebodem. Dit zou het bewijs kunnen zijn van een supernova maar het debat duurt nog voort. Een sterker bewijs voor een recente en lokale supernova uitbarsting is de Lokale Bel (Local Bubble), een lokale holte van 300 lichtjaar breed in het interstellaire medium waar ons zonnestelsel zich bevindt. Deze bel werd voortgebracht door verschillende supernova uitbarstingen, die het dunne omringende interstellaire medium wegstootte.

Onze supernova oorsprong

Gelukkig hebben zulke reusachtige explosies ook positieve gevolgen. Waarschijnlijk hebben wij ons bestaan te danken aan een nabije supernova. De schokgolf opgewekt bij een supernova drukt de omringende interstellaire massa – een enorme maar dunne wolk van stof en atomair en moleculair gas – samen en brengt stervorming te weeg. Waarschijnlijk veroorzaakte een supernova het inéénstorten van een enorme wolk waaruit het zonnestesel ontstond.

Bovendien waren supernova’s de oorsprong van alles wat we kennen: menselijke wezens, alles van de kleinste bacterie tot de hoogste berg ,zijn gemaakt uit as van de sterren. Een normale ster kan lichte elementen voortbrengen, maar de fusiereacties waarbij zwaardere elementen ontstaan, vereisen enorme temperaturen en drukken die heersen in reuzensterren (voor meer details: zie Boffin & Pierce-Price, 2007; Rebusco et al., 2007). Deze elementen, gevormd en verspreid in de interstellaire ruimte, verrijken de materiewolken waaruit sterren, planeten en het leven voortkomen. In zekere zin zijn wij kinderen van supernova.

Daarom hebben supernova ons heelal en onze geschiedenis gevormd. Ze schiepen de voorwaarden voor het leven op aarde door de chemische elementen te produceren, zij beïnvloedden de evolutie door het veroorzaken van uitroeiingen en nu kunnen wij door het onderzoek van supernova heel wat te weten komen omtrent het heelal en onszelf.
 

EFDA opvoeding en outreach

Veel van de fusie onderzoeksinstituten in het EFDA (European Fusion Development Agreement) hebben hun eigen outreach programmas, waar dikwijls lezingen toe behoren, en bezoeken aan scholen en onderzoeksfaciliteiten zoals JET. Details van de individuele research instituten zijn beschikbaar op de EFDA websitew2. Binnen het raam van EIROforumw3, participeert EFDA in Science in School, het Science on Stagew4 festival en andere outreach en opvoeding projecten.

EFDA heeft een brochure van 60 bladzijden gemaakt voor het secundair onderwijs, ‘Energy, Powering Your World’, dat een brede introductie geeft in de wereld van de energie. Topics omvatten de wijzen waarop we energie gebruiken in het dagelijks leven, waar het vandaan komt, en hoe we zullen omgaan met onze behoeften aan energie in de toekomst.

Om een gratis gedrukte kopie van de brochurte te krijgen, beschikbaar in Engels, Nederlands, Spaans, Frans, Duits of Italiaans, dient u een email te sturen naar aline.duermaier@efda.org, met vermelding van uw naam, postadres en het aantal kopies dat u zou willen (maximaal vijf). De brochure kan ook gedownload worden op de EFDA website.

EFDA brochure voor het secondair onderwijs

EFDA heeft een verzameling van ander educatief materiaal beschikbaar, zoals een CD-ROM, ‘Fusion, an energy option for the future’, en een algemene poster over fusie, die beiden kunnen aangevraagd worden via de EFDA website. De website geeft ook basis en meer gevorderde informatie over de wetenschap van de fusie.

Download

Download this article as a PDF

References

Web References

Institution

EUROfusion

License

CC-BY-NC-ND