Supernova type II
Uit Wikipedia, de vrije encyclopedia
Een supernova type II (meervoud: supernovae of supernova's) is een supernova die ontstaat uit de snelle ineenstorting en heftige explosie van een zware ster. Zo'n ster dient ten minste 8, maar niet meer dan 40 tot 50 maal, de zonnemassa (symbool: M☉) te bevatten om dit type explosie te kunnen produceren. Type II supernovae verschillen van andere typen supernovae door de aanwezigheid van waterstof in het spectrum. Ze worden doorgaans aangetroffen in de spiraalarmen van sterrenstelselsels en in H-II-gebieden, maar niet in elliptische sterrenstelsels.
Sterren creëren energie door kernfusie. De Zon kan alleen waterstof tot helium fuseren, maar sterren die groter en massiever zijn, kunnen ook elementen met een hogere atoommassa fuseren. Deze sterren hebben een hogere temperatuur en een hogere druk in de sterkern, waardoor hen overigens ook een korter leven beschoren is. De tegendruk van ontaarde materie en de energie afkomstig van de kernfusie zorgen ervoor dat de ster niet door zwaartekracht ineenstort: de sterren zijn in een hydrostatisch evenwicht. In dergelijke sterren ontstaan met het verloop van de tijd steeds zwaardere elementen, naarmate ze in temperatuur en druk toenemen. Sterren beginnen altijd met fusie van waterstof, waarna kernfusie van helium kan volgen. Dit kan zo blijven oplopen, als de ster massief genoeg is, volgens het periodiek systeem, totdat een sterkern van ijzer en nikkel ontstaat. Hier loopt het proces tegen een barrière op: kernfusie van ijzer of nikkel produceert namelijk geen energie meer, maar kost juist energie. Hierdoor valt de kernfusie in de kern stil en zal de naar buiten gerichte thermische stralingsdruk afnemen. De sterkern krimpt nu onder invloed van zwaartekracht ineen, tot het omringende gewicht van de ster gedragen kan worden door tegendruk van de ontaarde materie in de kern.
Als de hoeveelheid compacte massa van de niet-fuserende sterkern de Chandrasekhar-limiet van zo'n 1,4 M☉ overstijgt, is de tegendruk van ontaarde materie niet langer voldoende om de zwaartekracht tegen te houden in de ster. In een paar seconden vindt een cataclysmische implosie van de kern plaats. Nu de tegendruk van de binnenste sterkern is weggevallen, implodeert door zwaartekracht ook de buitenste kern en deze bereikt hierbij een snelheid tot 23% van de lichtsnelheid. Door deze plotselinge ineenkrimping stijgt de temperatuur in de binnenste sterkern tot 100 miljard kelvin. Neutronen en neutrino's worden gevormd door het proces van elektronenvangst, waarbij in een uitbarsting van tien seconden ongeveer 1046 joule vrijkomt. Nu wordt de implosie van de binnenste kern stopgezet door degeneratieve neutronendruk, waardoor de implosie afketst en naar buiten knalt. De energie van deze uitzettende schokgolf is voldoende om al de overliggende stermaterie uit elkaar te knallen en te versnellen naar de ontsnappingssnelheid. Dit is de supernova-explosie. De schokgolf, enorme druk en de extreem hoge temperatuur vervliegen snel, maar zijn toch lang genoeg om een korte periode van nucleosynthese plaats te laten vinden. Het is onder andere tijdens deze periode dat elementen met een hogere atoommassa dan ijzer hun oorsprong in het universum vinden. Afhankelijk van de hoeveelheid stermassa zal er ook een neutronenster of een stellair zwart gat gevormd worden samen met de supernovarest.
Er zijn een aantal categorieën van type II supernovae, die geïdentificeerd worden aan hand van de resulterende lichtkromme - een grafiek van lichtkracht tegen de tijd - na de explosie. Type II-L supernovae vertonen een vaste lineaire afname van de helderheid na de explosie. Type II-P laat een langzamere afname zien met een stabiele periode, of plateau, in de lichtkromme, waarna weer normale afname volgt. Type Ib en Ic zijn soorten supernovae waarbij de massieve ster haar buitenste sterlagen vol waterstof en helium reeds heeft verloren, waardoor deze primaire elementen niet in het spectrum van deze supernovae te vinden zijn.