Mysterie van de Chinese supernova van AD 1181 lijkt opgelost te zijn

Opnames van Pa 30. Credit: University of Manchester

Afgelopen duizend jaar zijn er vijf heldere supernovae in ons Melkwegstelsel te zien geweest, helaas voor ons allemaal in het tijdperk vóór de telescoop. Eentje daarvan was de ‘gastster’, die in 1181 Anno Domini door Chinezen en Japanners werd waargenomen en die maar liefst zes maanden lang (185 dagen om precies te zijn) te zien was aan de hemel. Volgens de bronnen was de supernova zo helder als de planeet Saturnus. Van de vier andere supernova van dit millenium hebben we de overblijfselen teruggevonden, zoals Messier 1 als restant van de supernova van 1054, maar alleen van SN 1181 was er geen overblijfsel gevonden, ondanks het feit dat de historische bronnen wel aangeven waar de supernova ongeveer aan de hemel plaatsvond, ergens tussen de Chinese sterrenbeelden Chuanshe en Huagai (zie de afbeelding hieronder)

Kaart met in rood Chinese sterrenbeelden waar SN 1181 ongeveer verscheen. Credit: Universiteit van Hongkong.

Maar nu lijkt dat mysterie opgelost te zijn, want een internationaal team van sterrenkundigen heeft het mogelijke restant van de supernova gevonden: de zwakke, snel uitdijende nevel genaamd Pa30, die zich bevindt rondom één van de heetste sterren van de Melkweg, de ster van Parker. De sterrenkundigen, waartoe ook Albert Zijlstra (Universiteit van Manchester) behoort, onderzochten Pa 30 en zagen dat de nevel met maar liefst 1100 km/s uitdijt (da’s de snelheid waarmee je in vijf minuten de maan kunt bereiken). Die snelheid duidt op een leeftijd van 1000 jaar, wat aansluit bij de datum van SN 1181. Ook Parker’s ster sluit goed aan bij het profiel dat van de supernova is opgesteld, vermoedelijk het resultaat van een botsing van twee witte dwergen. Dergelijke botsingen leiden tot het zeldzame Type Iax supernova, die niet heel helder zijn, maar wel lang zichtbaar. Hier is het vakartikel over het onderzoek aan Pa 30 en Parker’s ster, verschenen in The Astrophysical Journal Letters. Bron: Phys.org.

Supernova Requiem zagen we drie keer in 2016 en in 2037 zien we ‘m vermoedelijk weer

Links in de cirkels de drie beeldjes van supernova Requiem in 2016. Recht in de gele cirkel bovenin de plek waar de supernova in 2037 vermoedelijk te zien zal zijn. Credits: IMAGE PROCESSING: Joseph DePasquale (STScI)

Ze noemen ‘m supernova Requiem, de supernova die in 2016 door Hubble ontdekt werd in de cluster van sterrenstelsels MACS J0138.0-2155, vier miljard lichtjaar van ons vandaan. De supernova zelf bevindt zich nog verder van de aarde, die staat op maar liefst tien miljard lichtjaar, vanaf de aarde gezien recht achter die cluster. Ik heb er eerder over geschreven, maar toen had de supernova nog geen officiële naam, behalve de catalogusnaam AT2016jka. Nu dus wel, genoemd naar het Hubble programma REsolved QUIEscent Magnified Galaxies (REQUIEM), dat bedoeld is om ver verwijderde sterrenstelsels te bestuderen, waarvan het licht door middel van zwaartekrachtlenzen van tussenliggende (clusters van) sterrenstelsels versterkt en verbogen wordt. Hieronder wat ik eerder over de supernova schreef.

Het gaat hier om supernova AT2016jka, die in 2016 door de Hubble telescoop werd ontdekt. Deze supernova vond plaats in MRG-M0138, een sterrenstelsel dat ‘quadruply lensed’ is, dat wil zeggen dat ‘ie door een tussen de aarde en het sterrenstelsel staande cluster van sterrenstelsels in maar liefst vier verschillende beelden is vervormd. MRG-M0138 zien we vier keer, omdat de ruimte door massa van de cluster genaamd MAC J0138.02155 verbogen wordt en daardoor wordt het licht van MRG-M0138, dat áchter MAC J0138.02155 gelegen is, maar liefst in vier verschillende beelden gesplitst, vier kleine geelgekleurde boogjes van licht – zie de afbeelding hieronder voor hoe dat in principe ontstaat en de foto bovenaan hoe dat er in werkelijkheid uitziet.

Zo werkt een zwaartekrachtlens. Credit: NASA and ESA

In drie van de vier boogjes zagen sterrenkundigen dus in 2016 een supernova (zie afbeelding helemaal bovenaan, SN1 t/m 3, bij SN4 is niets te zien), net zoals sterrenkundigen in 2014 én 2015 ook vijf keer supernova Refsdal zagen. Na SN Refsdal is nog zo’n meervoudig gelensde supernova gezien, dus AT2016jka is de derde in z’n soort. En nou dus de voorspelling: een team van sterrenkundigen onder leiding van Steven Rodney (University of South Carolina) en Gabriel Brammer (University of Copenhagen) heeft berekend dat het licht in de vierde boog van MRG-M0138 er wat langer over doet om de aarde te bereiken en dat ergens rond 2037 (± enkele jaren) het licht van AT2016jka bij ons zal arriveren, ruim twintig jaar nadat het licht van de andere bogen met AT2016jka ons bereikten

Over die tweede toemomstige wederverschijning van SN Requiem is inmiddels ook meer bekend. Dat zal vermoedelijk in 2042 gebeuren. Maar Rodney en Brammer denken dat die zo zwak zal zijn dat ze ‘m niet kunnen zien. De marge over de verschijning in 2037 is ± 2 jaar. Gisteren is er een artikel verschenen over SN Requiem in Nature Astronomy. Bron: NASA

Nieuwe aanwijzing dat zware sterren niet eindigen als supernova

Arp 299. Credit: NASA, ESA, the Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration and A. Evans (University of Virginia, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

Volgens de conventionele theorie blazen lichte sterren als onze zon hun verschillende lagen zachtjes weg als ze sterven, waar zware sterren ontploffen als supernova’s. Maar om de een of andere reden zijn sterrenkundigen er nog niet in geslaagd supernova’s te vinden van sterren die zwaarder zijn dan achttien zonmassa’s. Een team onder leiding van SRON-sterrenkundigen heeft nu een nieuwe aanwijzing gevonden voor het bestaan van dit mysterie. Het onderzoek verschijnt in Astrophysical Journal Letters.

Het onderzoeksteam bestudeerde het sterrenstelsel Arp 299 met de XMM Newton-telescoop, waarmee ze de grote hoeveelheden verschillende chemische elementen wilden meten die normaal gesproken in de ruimte vrijkomen wanneer een zware ster ontploft. Toen de onderzoekers de gemeten hoeveelheden ijzer, neon en magnesium vergeleken met bestaande modelberekeningen die beschrijven hoe sterren hun directe omgeving verrijken, bleken die behoorlijk van elkaar te verschillen. “Dit is een nieuwe aanwijzing dat heel zware sterren niet als supernova’s eindigen,” zegt eerste auteur Junjie Mao (Hiroshima/Strathclyde/SRON). “Als we de verwachte bijdrage door supernova’s zwaarder dan 23 tot 27 zonmassa’s uit de modelberekening voor chemische verrijking weglaten, dan is het verschil tussen het model en onze waarnemingen ineens veel minder groot.”
Sterrenkundigen begrijpen nog steeds niet waarom sterren van ongeveer achttien zonmassa’s niet gehoorzamen aan de conventionele theorie voor sterevolutie, en weigeren te ontploffen als supernova’s. “Een mogelijke verklaring is dat ze direct ineenstorten tot een zwart gat, zonder explosie,” zegt Aurora Simionescu (SRON). “We hebben nu nieuw bewijs dat de dood van zware sterren er wel eens heel anders uit zou kunnen zien dan we tot nu toe dachten. Het zou wel eens meer een zacht wegglijden kunnen zijn dan een kosmisch vuurwerk.”

Sterevolutie
Een pas geboren ster bestaat grotendeels uit waterstof, het lichtste element in het universum. De enorme zwaartekracht zorgt ervoor dat de druk in de sterkern oploopt, waardoor waterstof via kernfusie wordt omgezet in helium. Dit verschijnsel trekt als een brandende schil naar de buitenste lagen, waarbij een helium kern overblijft. Wanneer deze kern zwaar genoeg wordt, doet de zwaartekracht zijn werk weer en komt er een fusieproces op gang waarbij helium wordt omgezet in koolstof en zuurstof. Uiteindelijk ontstaat een schilstructuur als die van een ui, met lagen van zwaardere elementen dichter bij de kern. Sterren zwaarder dan acht zonmassa’s krijgen lagen van waterstof, helium, zuurstof, koolstof, neon, natrium en magnesium, en een kern van ijzer. Dit is hoe een groot deel van de zware atomen in onze wereld ontstaan.
Onder normale omstandigheden versmelt ijzer niet zodat ijzer zich ophoopt in de sterkern, totdat deze bezwijkt onder het eigen gewicht en er een kettingreactie op gang komt: een supernova. Dit zou moeten gebeuren bij alle sterren die zwaar genoeg zijn om ijzer in hun kern op te slaan. Over het algemeen is het zo dat hoe zwaarder de ster, hoe meer chemische elementen door de supernova-explosie worden verspreid in de ruimte, als zaden waaruit nieuwe sterren ontstaan. Het is nog altijd een mysterie waarom sterrenkundigen steeds meer bewijs vinden dat dit niet opgaat voor sterren die zwaarder zijn dan achttien stermassa’s. Bron: SRON.

Voor het eerst is duidelijk waar kosmische straling in de Melkweg vandaan komt

Credit: Astrophysics Laboratory, Nagoya University

Voor het eerst zijn sterrenkundigen erin geslaagd om precies te kwantificeren hoeveel protonen en elektronen er zitten in de kosmische straling afkomstig van het restant van een supernova in de Melkweg. Kosmische straling werd voor het eerst ontdekt door Victor Frans Hess in 1912 bij hoge ballonvluchten en sindsdien is de exacte bron van kosmische straling (die feitelijk helemaal geen straling is, maar die bestaat uit hoogenergetische deeltjes, zoals protonen, elektronen en heliumkernen) een groot raadsel. Een team van sterrenkundigen onder leiding van Yasuo Fukui (Nagoya University) heeft de radio-, röntgen- en gammastraling afkomstig van het supernovarestant RX J1713.7-3946 in de Melkweg geanalyseerd en daaruit komt naar voren dat 67% van de gammastraling geproduceerd is door relativistische protonen, 33% komt van relativistische elektronen (relativistisch wil zeggen met bijna de lichtsnelheid reizend). In de grafiek bovenaan zie je een voorstelling hoe CR (Cosmic Ray) protonen en elektronen gammastraling kunnen maken. Het zijn deze protonen en elektronen die reageren met protonen resp. fotonen uit interstellaire gaswolken (ISM in de grafiek) en kosmische microgolf-achtergrondstraling (CMB) en het is na die interactie dat hoogenergetische fotonen (gammastraling) worden geproduceerd.

Kaarten van de intensiteit van gammastraling Ng, de interstellair gasdichtheid Np en de röntgenintensiteit Nx in het supernovarestant RX J1713.7-3946. Credit: Astrophysics Laboratory, Nagoya University

Voor het onderzoek maakte men gebruik van de NANTEN radiotelescoop en de Australische Telescope Compact Array (TCA) plus de gegevens eerder verzameld met de Europese XMM-Newton röntgenruimtetelescoop. Hier het vakartikel over de waarnemingen aan het supernovarestant, verschenen in The Astrophysical Journal. Bron: Phys.org.

RS Ophiuchi als nova uitgebarsten en nu met het blote oog zichtbaar

Foto van RS Oph. Credit: Ernesto Guido, Marco Rocchetto & Adriano Valvasori.

Op 8 augustus j.l. is de witte dwerg RS Ophiuchi in het sterrenbeeld Slangendrager (Ophiuchus, 5000 lichtjaar van ons vandaan) plotseling in lichtsterkte toegenomen van magnitude +12 naar +5 (zeshonderd keer zo lichtsterk). RS Oph, zoals de ster kortweg wordt genoemd, is een recurrente nova [1]Daar zijn er maar zeven van bekend in ons Melkwegstelsel, dus ze zijn zeldzaam., dat wil zeggen eentje die af en toe een thermonucleaire uitbarsting meemaakt. Het was Keith Geary in Ierland die als eerste zag dat RS Oph weer zo’n uitbarsting heeft en dat hij met een helderheid van 5m net met het blote oog zichtbaar is (al is bij zo’n helderheid een verrekijker of kleine telescoop wel bruikbaar). De uitbarsting werd ook waargenomen met de 2021 Fermi Gamma Ray Space Telescope van de NASA, die gammastraling kan ‘zien’.

RS Oph is eigenlijk een dubbelstersysteem, een witte dwerg met vlakbij een rode reus, die in 454 dagen om hun gemeenschappelijk zwaartepunt draaien. Er stroomt materie van de reus naar de dwerg en om de paar decennia is er genoeg materie bij de dwergster verzameld om zo’n explosie te ondergaan – vorige uitbarstingen van de nova waren in 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 en 2006. Bij de vorige uitbarsting in 2006 bereikte de nova een helderheid van +4,5m. Hieronder een kaart waarop te zien is waar de nova precies staat – hier een nóg gedetailleerdere kaart. Hier een overzichtskaart, waar je de Slangendrager aan de hemel kunt vinden.

Credit: IAU/Sky & Telescope.

Slangendrager staat momenteel na zonsondergang in het zuidwesten, iets boven de bekende zomersterrenbeelden Schorpioen en Boogschutter. Laatste schatting van de helderheid: Filipp Romanov in Yuzhno-Morskoy (Rusland) heeft de helderheid geschat op +4,6m. Bron: Spaceweather.com.

References[+]

References
1 Daar zijn er maar zeven van bekend in ons Melkwegstelsel, dus ze zijn zeldzaam.

Stof zorgt ervoor dat we de helft van het aantal supernovae niet zien

In de cirkel in rood een supernova, die door Spitzer is gedetecteerd, in het sterrenbeeld ARP 148. Optisch is er niets van de supernova te zien geweest. Credit: NASA/JPL-Caltech.

De zogeheten ‘supernova discrepantie’ lijkt te zijn opgelost. Jarenlang was het probleem dat het voorspelde aantal supernovae op grond van modellen van zware sterren niet overeen kwam met het waargenomen aantal supernovae. In sterrenstelsels in het nabije heelal kwamen voorspelling en waarneming aardig overeen, maar hoe verder weg men keek des te minder supernovae zag men in vergelijking met het voorspelde aantal. Nu blijkt waarom. Ori Fox (Space Telescope Science Institute in Baltimore, Maryland VS) en zijn team bestudeerden gegevens van 40 zogeheten luminous and ultra-luminous infrared galaxies (LIRG’s en ULIRG’s), verzameld met de (inmiddels niet meer functionerende) Spitzer infrarood- ruimtetelescoop van de NASA. In die 40 sterrenstelsels, die allemaal erg veel stof [1]zeer kleine, vaste deeltjes, die zich als de deeltjes van rook gedragen. bevatten, kon men maar liefst vijf supernovae ontdekken, die met optische telescopen niet te zien waren. De supernovae waren door het stof in de stelsels onzichtbaar voor de optische telescopen, maar met Spitzer’s IR-ogen kon men daar doorheen kijken. Er zijn volgens de sterrenkundigen daarom twee keer zo veel supernovae in de verre stofrijke sterrenstelsels als waargenomen en daarmee voldoen ook die stelsels aan het voorspelde aantal supernovae. Het gaat hier om ‘core-collapse supernovae’, ook wel type II supernovae genoemd, zware sterren (minstens acht zonsmassa) die aan het einde van hun leven zijn gekomen, waarbij hun kern implodeert tot neutronenster of zwart gat en hun buitenlagen worden weggeblazen. Sterrenstelsels in het vroege heelal bevatten veel meer stof dan stelsels in het huidige, lokale heelal. Dat komt omdat in die vroege stelsels de productie van sterren veel hoger ligt dan in tegenwoordige stelsels en daarbij komt heel veel stof vrij. Hier het vakartikel over de waarnemingen met Spitzer aan de supernovae in de stofrijke sterrenstelsels, verschenen in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Bron: NASA/JPL.

References[+]

References
1 zeer kleine, vaste deeltjes, die zich als de deeltjes van rook gedragen.

Waarnemingen aan Cas A laten zien dat supernova-explosies worden ondersteund door neutrino’s van neutronensterren

CAS A, met links de gebieden met titanium en chromium, omlijnd door de gele lijnen. Credit: © 2021 NASA/CXC/RIKEN/T. Sato et al.; NuSTAR: NASA/NuSTAR

Waarnemingen aan het supernovarestant Cassiopeia A laten zien dat een model uit 1985 dat zegt dat supernova-explosies worden ondersteund door neutrino’s van neutronensterren juist is. Sterrenkundigen van o.a. het Japanse RIKEN onder leiding van Shigehiro Nagataki hebben met behulp van de Chandra röntgen-ruimtetelescoop Cas A bestudeerd, zoals het restant kortweg heet. Vermoedelijk is Cas A slechts 350 jaar oud, dus nog maar zeer kort geleden ontstaan, als gevolg van een zogeheten core collapse supernova, waarbij de kern van een zware ster implodeert tot neutronenster en de buitenlagen worden weggeblazen. Als die neutronenster ontstaat gaat er een schokgolf door de buitenlagen van de ster, waardoor die worden weggeblazen. Probleem is dat die schokgolf volgens de modellen uit zal razen door de zwaartekracht van de kern. Enter neutrino’s, de elementaire deeltjes, die alleen reageren op de zwakke wisselwerking en daarmee dwars door alles heen kunnen vliegen. In 1985 kwamen Hans Bethe en James Wilson met de theorie van de ‘Revival of a stalled supernova shock by neutrino heating’, waarin ze betoogden dat bij het ontstaan van de neutronenster massaal neutrino’s ontstaan, die energie meenemen. Het is die energie die de schokgolf in stand houdt en zorgt voor de explosie van de buitenlagen van de ster. De invang van de neutrino’s in de schokgolf zou op zijn beurt leiden tot het ontstaan van pluimen met ‘hoogentropisch’ materiaal, vooral metalen zoals titanium en chromium. En dat is exact wat Nagataki en z’n team hebben waargenomen bij Cas A: titanium en chromium in ijzerrijke pluimen in de buitenste delen van het supernovarestant (zie foto bovenaan). Hier het vakartikel over de waarnemingen aan Cas A, verschenen in Nature. Bron: Phys.org.

Voor het eerst korte gammaflits waargenomen veroorzaakt door supernova van zware ster

Impressie van een gammaflits met twee gammajets. Credit: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

Gammaflitsen (Engels: Gamma Ray Bursts, GRB’s) zijn kortdurende uitbarstingen van hoogenergetische gammastraling, waarbij ze in korte tijd meer energie uitspuwen dan de zon in z’n hele leven van tien miljard jaar zal produceren. Ze zijn er in twee categorieën: de korte gammaflitsen (< 2 seconden) en de lange gammaflitsen (> 2 seconden tot enkele minuten). Van de korte gammaflitsen was altijd het beeld dat die ontstaan doordat twee neutronensterren tegen elkaar botsen en dat ze dan samensmelten tot één zwart gat, terwijl de lange gammaflitsen ontstaan doordat zeer zware sterren als supernova exploderen en hun kern inkrimpt tot zwart gat. Maar daar is nu een uitzondering op gevonden. Want sterrenkundigen hebben met behulp van de Gemini telescoop op Hawaï een korte gammaflits gedetecteerd, die maar 0,6 seconde duurde, die onmiskenbaar veroorzaakt werd door de uitbarsting van een zware ster en niet door botsende neutronensterren. Het betreft GRB 200826A, die op 26 augustus 2020 werd waargenomen door diverse instrumenten, waaronder NASA’s Fermi röntgenruimtetelescoop. De gammaflits bleek te hebben plaatsgevonden in een sterrenstelsel op 6,6 miljard lichtjaar afstand van de aarde, in jaren uitgedrukt pakweg de helft van de leeftijd van het heelal.

Ontdekingsfoto van de nagloed van GRB 200826A (in het midden te zien). Credit: ZTF and T. Ahumada et al., 2021

Een team van sterrenkundigen onder leiding van Tomás Ahumada (Universiteit van Maryland) bekeek het sterrenstelsel met behulp van de Gemini Multi-Object Spectrograph verbonden aan de Gemini North telescoop op Hawaï 28, 45 en 80 dagen na de gammaflits. Met dat instrument was men in staat om in het verre sterrenstelsel in te zoomen op de plek waar GRB 200826A precies stond. Daaruit kwam naar voren dat GRB 200826A veroorzaakt moet zijn doordat een zware ster als supernova explodeerde en waarvan de uitbarsting van gammalicht het maximum vormde. Men denkt dat GRB 200826A een soort van vermomde supernova-gammaflits was, eentje eigenlijk langer had moeten duren. Daarin zal GRB 200826A niet de enige zijn en dat verklaart meteen waarom er meer Type Ic-BL supernovae [1]Zie hier mijn overzicht van de verschillende typen van supernovae. worden waargenomen, hét type supernova dat geassocieerd wordt met lange gammaflitsen, dan lange gammaflitsen. De sterrenkundigen denken dat de twee jets of straalstromen van de exploderende ster, die de gammastraling bevatten, in sommige gevallen moeilijk door kunnen dringen door de buitenlagen van de ster en dat de gammauitbarsting dan gereduceerd wordt tot een korte flits.

Hier het vakartikel over de waarnemingen aan deze bijzondere korte gammaflits, te verschijnen in Nature Astronomy. Bron: Noirlab.

References[+]

References
1 Zie hier mijn overzicht van de verschillende typen van supernovae.

Wellicht zijn aanwijzingen gevonden voor het bestaan van magneto-rotationele hypernovae

In het midden gemarkeerd SMSS J200322.54-114203.3. Credit: Da Costa/SkyMapper

Jawel zo heten ze, magneto-rotationele hypernovae. Enorme explosies van sterren, die wel tien keer zo krachtig als een supernova kunnen zijn. Tot nu toe allemaal hypothetisch, maar een team van sterrenkundigen onder leiding van David Yong, Gary Da Costa en Chiaki Kobayashi (Australian National University) denkt er aanwijzingen voor gevonden te hebben en wel bij de ster genaamd SMSS J200322.54-114203.3. Dat is een zeer oude ster in de halo van het Melkwegstelsel (leeftijd 13 miljard jaar, afstand 7500 lichtjaar), in het sterrenbeeld Adelaar (Aquila), die veel meer ‘metalen’ bevat dan andere sterren van dezelfde leeftijd – sterrenkundigen noemen elementen zwaarder dan helium al metalen, in dit geval gaat het om zink, uranium, europium en wellicht ook goud. Tot nu toe dachten de sterrenkundigen dat botsende neutronensterren dé producent waren van dergelijke zware elementen, maar in het geval van SMSS J200322.54-114203.3 kan dat niet de complete hoeveelheid metalen verklaren. Het vreemde van de ster is bovendien dat hij juist weinig ijzer bevat, ook een metaal, maar 3000 keer minder dan wat de zon daarvan bevat. De sterrenkundigen denken daarom dat alleen de explosie van een ster vroeg in het heelal (pakweg 1 miljard jaar na de oerknal), die zeer snel roteerde en die een sterk magnetisch veld had, de benodigde hoeveelheid neutronen kon produceren om al die metalen te verklaren. Vandaar dat men nu op de proppen komt met die magneto-rotationele hypernova, een snel roterende zware ster met een sterk magnetisch veld die een ‘core collaps’ meemaakte en die daarbij alle stabiele elementen uit het periodiek stelsel in één keer produceerde. Over hypernovae wordt al sinds de jaren negentig gespeculeerd, maar dit is de eerste keer dat ze er aanwijzingen voor hebben gevonden. SMSS J200322.54-114203.3 moet in de buurt van die hypernovae hebben gestaan en de ‘chemische soep van elementen’ die daarbij ontstond tot zich hebben genomen. Hier het vakartikel over de waarnemingen aan SMSS J200322.54-114203.3, verschenen in Nature. Bron: Astro3D.

Derde hoofdsoort van supernovae is bevestigd met SN 2018zd

De heldere witte stip rechts is SN 2018zd in het sterrenstelsel NGC 2146. Credit: NASA/STSCI/J. Depasquale; Las Cumbres Observatory

Over soorten supernovae heb ik vaker geblogd, mijn overzicht wordt zelfs op de Wikipedia bij de bronnen gehanteerd. Grosso moddo worden er in de vele varianten van supernovae twee ‘hoofdsoorten’ onderscheiden, de type Ia supernovae (witte dwergen die door massatoevoer door een begeleider zwaarder worden dan de limiet van Chandrasekhar en die dan een thermonucleaire explosie ondergaan) en de type II-P supernovae (zware sterren waarvan de ijzerkern na een kort leven instort en de buitenlagen worden wegeblazen). Maar er is nog een derde hoofdsoort, eentje waar al meer dan veertig jaar over gespeculeerd wordt, sinds Miyaji, S., Nomoto, K., Yokoi en K. Sugimoto (Universiteit van Tokio) in 1980: ‘elektronenvangst-supernovae’ (zwakke type II-P SN). Die zouden ontstaan door de explosie van zware super-asymptotic giant branch (SAGB) sterren, een zeldzame klasse van sterren, die inzitten tussen de sterren van de type Ia en II supernovae. De witte dwergen van de thermonucleaire type Ia supernovae zijn ontstaan door sterren die lichter zijn dan acht zonsmassa, de ‘ijzeren kern-kollaps’ supernovae komen van sterren zwaarder dan 10 zonsmassa. Jullie raden het al: de SAGB-sterren die de elektronenvangst-supernovae veroorzaken zijn tussen de 8 en 10 zonsmassa zwaar – zeg maar een soort van goudlokje supernovae (naar het welbekende Goudlokje sprookje). Ze zijn te licht om in hun kern te komen tot fusie van ijzer. Zij komen niet verder dan een kern bestaande uit zuurstof, neon en magnesium (zie afbeelding hieronder).

Credit: S. Wilkinson; Las Cumbres Observatory

Gedurende het gehele actieve leven van sterren is er een strijd gaande tussen de zwaartekracht, die de ster wil doen krimpen, en de druk, die de ster wil doen uitzetten. Tijdens de fase van zuurstof, neon en magnesium in de kern wordt de druk gevormd door elektronen. Maar op een gegeven moment worden de elektronen ingevangen door de magnesium en neon atomen en als de druk vermindert stort de kern in elkaar en dan volgt er een relatief zwakke supernova-explosie door de fusie van zuurstof, eentje die een afwijkende chemische samenstelling zou moeten hebben, met weinig radioactieve verval en veel neutronenrijke elementen in de kern. Afijn, tot zover de theorie van Miyaji et al uit 1980. En nu veertig jaar later lijkt er daadwerkelijk een kandidaat ze zijn gevonden, die voldoet aan de kernmerken van een elektronvangst-supernova. Dat is SN 2018zd, een supernova die in 2018 werd ontdekt in NGC 2146, een sterrenstelsel op 31 miljoen lichtjaar afstand. De supernova is onderzocht door het Global Supernova Project onder leiding van Daichi Hiramatsu (UC Santa Barbara en Las Cumbres Observatory). Wat zij zagen aan SN 2018zd waren de bijzondere eigenschappen, die toegeschreven worden aan de zwakke type II-P elektronenvangst supernovae. Omdat het moederstelsel waarin de supernova plaatsvond relatief dichtbij staat was men in staat om van SN 2018zd met behulp van de Hubble ruimtetelescoop de ‘progenitor’ te vinden, de ster voordat ‘ie explodeerde. Dat bleek een SAGB ster te zijn, die lijkt op andere SAGB die recent in de Melkweg zijn geïdentificeerd. SN 2018zd leek niet veroorzaakt te zijn door de explosie van een rode superreus, die meestal verantwoordelijk is voor de ijzeren kern-kollaps supernovae. Eerder zijn ook al kandidaat- zwakke type II-P supernovae gevonden, maar SN 2018zd is de eerste met alle zes kenmerken van zo’n supernova: een SAGB-progenitor, sterk massaverlies voor de explosie [1]Dat eerder uitgestoten materiaal zorgt dan weer voor extra lichtsterkte van de supernova, die op zichzelf zwak is. Als de supernova explodeert botst de schokgolf op een gegeven moment op dat … Continue reading, een vreemde chemische samenstelling, een zwakke explosie, weinig radioactiviteit en tenslotte een neutronenrijke kern.

De Krabnevel. Credit: NASA/ESA

Men denkt dat de supernova, die op 4 juli 1054 voor het eerst te zien was en die de Krabnevel (M1 – zie foto hierboven) heeft veroorzaakt, ook een elektronenvangst supernova is geweest. De kenmerken van wat bekend is van die historische supernova lijken overeen te komen met de kenmerken van deze derde hoofdtype supernovae. Hier het vakartikel over de waarnemingen aan SN 2018zd, verschenen in Nature Astronomy. Bron: Phys.org.

References[+]

References
1 Dat eerder uitgestoten materiaal zorgt dan weer voor extra lichtsterkte van de supernova, die op zichzelf zwak is. Als de supernova explodeert botst de schokgolf op een gegeven moment op dat uitgestoten materiaal en dat zorgt voor extra straling.