Supernovaresten (SNRs) zijn de dramatische restanten van een van de meest spectaculaire verschijnselen in de de natuur, de ontploffing van een massive ster aan het einde van zijn leven. Deze explosie, een Supernova, is een van de meest energetische gebeurtenissen in het het Heelal. Tijdens een supernova ontploffing kan de ster de helderheid van een geheel Melkwegstelsel evenaren of overtreffen. Een supernova explosie in de Melkweg, binnen een afstand van enkele kiloparsecs, zal een van de meest spectaculaire verschijnselen aan de hemel zijn (zie bv. figuur hieronder, die een artist's impressie geeft van de grote ontploffing in het jaar 1006). Op een afstand van slechts enkele kiloparsecs zouden ze zelfs overdag zichtbaar zijn !

SN1006 in the sky

Men schat dat er niet vaker dan eens in enkele eeuwen een supernova voorkomt in onze Melkweg (wellicht gelukkigerwijze, er zijn aanwijzingen dat de van hen afkomstige roentgen- en gammastraling niet bevorderlijk zijn voor het Aardse leefklimaat). Er blijken niet meer dan 4, of wellicht 5, supernovae in het laatste millennium zichtbaar te zijn geweest.

De laatste supernova in onze Melkweg met het blote oog zichtbaar was, was Kepler's supernova in 1604 (afstand ongeveer 6 kpc) ! Kort daarvoor was er de supernova explosie SN1572, die in 1572 door de Deense astronoom Tycho Brahe werd ontdekt en naar hem Tycho's supernova werd ontnoemd. De supernova stond op een afstand van ongeveer 5 kpc. De restanten van Tycho's als Kepler's supernova zijn nog steeds zichtbaar als mooie regelmatige gloeiende expanderende gasschillen. Interessant is dat er een supernova in het jaar 1667 (of 1680) is geweest die grotendeels onopgemerkt is gebleven. Het restant van deze explosie is nu zichtbaar als Cassiopeia A, buiten het zonnestelsel de helderste radiobron aan de hemel !!! Het lijkt er op dat de in 1680 door John Flamsteed opgemerkte veranderlijke ster deze supernova moet zijn geweest, en dat ie zo zwaar verduisterd was door het interstellaire stof dat ie zwakker was dan normale zichtbare sterren.

Historisch en wetenschappelijk wellicht de belangrijkste supernova is SN1054, de supernova die in het jaar 1054 in het sterrenbeeld de Stier te zien was en wiens restanten zichtbaar zijn als de bekende Krabnevel. Doordat hij nauwgezet in Chinese en Koreaanse kronieken was opgetekend, en vreemd genoeg geen enkele vermelding kreeg in Europese of Arabische logboeken, slaagden J.H. Oort en Duyvendak, hoogleraar sinologie, er er in 1940 in de Krabnevel te identificeren met deze ontploffende ster in 1054. Op een afstand van ruwweg 2 kpc was de supernova gedurende verscheidene weken helderder dan Venus, en was ie pas na twee jaar zodanig verzwakt dat die niet meer zichtbaar was. De allerhelderste supernova in de wereldgeschiedenis was niet zoveel jaren daarvoor zichtbaar geweest, SN1006. Op 1 mei 1006 verscheen de spectaculair heldere ster plotseling aan de zuidelijke hemel in het sterrenbeeld Lupus (de Wolf). In China, Japan, Egypte, Irak, Italie en Zwitserland zijn er waarnemingen opgetekend. De ster bleef enkele maanden zichbaar voordat ie te zwak werd om nog in het daglicht (!) te zien. Afgaande op een schatting van zijn afstand wordt zijn helderheid nu geschat op een schijnbare magnitude van m=-7.5.

SN1987A, before (right) and after (left) explosion.

Omdat het bijna 400 jaar geleden was dat er een supernova in de Melkweg zichtbaar was geweest, vormde supernova SN1987A zo'n geweldige sensatie. Deze in 1987 ontplofte supernova in de Grote Magelhaense Wolk (een van de dwerg sterrenstelsels die onze Melkweg begeleiden) hebben we sinds zijn ontdekking, en zelfs daarvoor, in groot detail kunnen bestuderen. Dit heeft ons begrip van supernova explosies enorm vooruit geholpen.

Merk op dat de nomenclatuur van supernovae altijd werkt met de aanduiding SN"jaartal". Indien er meerdere supernovae in een jaar zijn te zien, geeft men ze in volgorde van ontdekking een letter, te beginnen met A en vervolgens door het alfabet heen. Heden ten dage is dit zeker het geval doordat telescopen supernovae in andere sterrenstelsels kunnen zien, door hun enorme helderheid juist tot zeer ver in het zichtbare heelal (en ze ivm. een redelijk constante en bekende absolute helderheid gebruikt worden als standaardkaarsen om de afstanden in en de kromming van het heelal te meten).

We onderscheiden verscheidene soorten Supernovae. Aanvankelijk was deze classificatie gebaseerd op puur observationele gronden, maar het is nu duidelijk dat hieraan totaal verschillende fysische mechanismen ten grondslag liggen. Men kent Type I SNe en Type II SNe. Dit onderscheid is gebaseerd op de aanwezigheid (SNII) of afwezigheid (SNI) van Waterstof Balmerlijnen in het spectrum bij maximum helderheid. De type I supernovae worden weer onderverdeeld in Type IA, Ib, Ic. Type Ia worden fysisch geassocieerd met lage massa sterren, Type Ib, Ic en Type II met massieve sterren die het einde van hun leven bereiken. De energie die instantaan bij de supernova ontploffing vrijkomt is in de orde van 10⁵¹ ergs (10³¹ Megatons). Deze kan het gevolg zijn van twee verschillende mechanismen:

movie supernova explosion

1) Ineenstorting massieve ster     (Supernova II)
De catastrofale ineenstorting van een massieve ster die het einde van zijn cycli aan energie-winnende kernfusiereacties heeft bereikt. Doordat bij afwezigheid van een energiebron zo'n ster niet langer in staat is de zwaartekracht te weerstaan volgt een ineenstorting van kern. Onder deze zeer zware druk smelten electronen en protonen samen tot neutronen, een reactie waarbij de energie vrijkomt in neutrino's. De achterblijvende neutronen kunnen door de degeneratiedruk niet verder worden samengeperst, en de naar binnen vallende buitenlagen knallen ("bounce") terug op het moment dat ze op deze gedegenereerde slaan. Deze buitenlagen worden vervolgens als supernovarest met grote kracht naar buiten het interstellaire medium in geknald.
Als de ster aanvankelijk zo'n 5 a 12 M_O zwaar was, kan de neutronen degeneratiedruk de overblijvende kern in stand houden tegen de gravitatie. Men houdt dan een neutronenster over in het centrum van het restant. Als deze roteert kan het een pulsar worden die straling in een bundel uitzendt, welke dan periodiek langs de aarde zwiept tijdens de rotatie. Indien de ster nog massiever is, kan zelfs de neutronendruk geen tegenwicht meer bieden en blijft een zwart gat over.

2.) Deflagratie Witte Dwerg     (Supernova I)
Normaliter is een witte dwerg een stabiel object, de degeneratiedruk van zijn electronen is in staat het object in stand te houden tegen de zwaartekracht en het zal geleidelijk en heel langzaam afkoelen. In het geval een witte dwerg zich bevindt in een dubbelster systeem met een rode reus, kan het echter mogelijk zijn dat zijn massa allengs toeneemt tengevolge van de toevoer van gas die van het oppervlak van de reus richting het oppervlak van de witte dwerg stroomt. Indien er zoveel gas is gestroomd naar de witte dwerg dat zijn massa de stabiele Chandrasekhar massa limiet overschrijdt zal het niet langer de zwaartekracht kunnen weerstaan. Door de compressie loopt de temperatuur in het centrum zo hoog op dat koolstof en zuurstof nucleair gaan verbranden. Dit veroorzaakt een rampzalige deflagratiegolf van runaway nucleaire verbranding die zich binnen enkele seconden de gehele kern verteert. De nucleaire fusiereacties produceren ongeveer 1 M_O aan radioactieve ⁵⁶Ni kernen en produceert bijna 10⁵² ergs , waarbij de witte dwerg volledig uit elkaar wordt gereten en er dus geen centraal object in de SNR overblijft.

illustration of expanding supernovarest

Het merendeel (99%) van de energie van een supernova wordt uitgezonden in de vorm van energetische neutrino's. De rest van de supernova wordt omgezet in kinetische energie, waarmee het stellaire materiaal wordt versneld tot snelheden groter dan de geluidssnelheid. Dit veroorzaakt een Schokgolf die zich vanaf de centrale ster naar buiten beweegt (zie figuur). Het stellaire materiaal ploegt zich vervolgens met een hoge snelheid het interstellaire medium in. Hierbij comprimeert en verhit de expanderende gasschil het omringende interstellaire gas en veegt dit als een sneeuwploeg op. Het ISM wordt hierdoor verrijkt met het stellaire materiaal dat in de explosie naar buiten werd geblazen. Dus:

Supernovarest:
Expanderende materiaal van ster PLUS verzamelde materiaal dat de explosie op zijn pad door het interstellaire medium heeft opgeveegd.

In de meest simpele voorstelling van een SNR gaat men uit van 1) een supernova die zijn explosie energie in alle richtingen gelijkelijk uitbraakt en 2) een omringend medium dat in alle richtingen even is verdeeld, waardoor met een uniforme, sferische schil van opgeveegd materiaal produceert. In werkelijkheid zijn er natuurlijk nogal wat complicaties:

• kleine verschillen in de begincondities van de ontploffende sterren, inclusief eerdere massa ejecties (winden en superwinden)
• dichtheidsverschillen in het omringende medium, en andere externe verschillen
• Rayleigh-Taylor instabiliteiten kan het oppervlak van de voorwaartse schok doen rimpelen

The Cygnus Loop (left), a typical Shell-like SNR (ROSAT X-ray image),
and the Crab Nebula (right), a Plerion SNR (ESO VLT image).

Het is daarom niet verbazingwekkend dat we verscheidene typen SNRs kunnen onderscheiden:

1) Schilachtige Restanten
De Cygnus Loop is een voorbeeld van een schilachtig restant. Terwijl de schokgolf van de supernova explosie zich door het medium ploegt, verhit en verroert het het interstellaire materiaal op zijn weg. Hierdoor ontstaat een grote schil van hete materie. Door een effect dat we limb brightening (randverheldering, denk aan oppervlak Zon !) noemen zien we een ringachtige structuur. Dit is een gevolg van het feit dat we meer heet gas langs de gezichtslijn aan de rand zien dan als we door het centrale gedeelte van de schil kijken.

2) Krabachtige Restanten      (Plerionen)
Deze restanten lijken op de Krabnevel. Grotendeels gelijk aan schil-type restanten, verschillen ze in de aanwezigheid van een pulsar in het centrum die jets van snelbewegend materiaal uitzenden. Hierdoor lijken deze restanten meer op een "blob" dan op een "ring".

Naast deze twee hoofdtypen bestaan er nog mengvormen die een kruising vorming tussen schilachtige en krabachtige restanten. De vorm hangt dan meestal af van de frequentie van het electromagnische spectrum waarin men het restant ziet.

(left) Tycho's supernovaremnant and (right) Cas A supernova remnant,
both images are X-ray images and depict typical shell supernovae in their adiabatic phase.

Na de eerste explosieve fase knalt de supernova rest op het omringende interstellaire medium. Geleidelijk aan wordt deze afgeremd, daarbij zijn energie overdragend op het opringende medium. Deze wordt daardoor flink verhit. Geleidelijk aan mengen de supernova producten zich in het gas. Hoewel er vele complicaties zijn, kan men in eerste instantie drie fundamentale fasen in de evolutie van supernovarestanten onderscheiden.

1) Vrije Expansie
v(schok) ~ 10⁴ km/s,       t ~ 200jaar

Zolang het opgeveegde materiaal van de schok veel minder is dan de massa van het materiaal dat is uitgestoten door de ontploffende ster, beweegt de supernovarest zich met bijna constante snelheid door het interstellaire gas. Deze snelheid is nog steeds gelijk aan die van de aanvankelijke snelheid van de supernova schok, typisch zo 10,000 km/s. Deze fase duurt ongeveer 200 jaar, als de SNR een straal van ongeveer 3 parsec heeft bereikt. Hoewel de schil thermische roentgenstraling en synchrotonstraling over een breed bereik van het electromagnetisch spectrum uitzendt, is de initiele energie van de schokgolf weinig afgenomen. In deze eerste jaren na de explosie draaft lijnstraling van de radioactieve isotopen die in de supernova explosie zijn gevormd dragen aanzienlijk bij tot de totale helderheid.

2) Adiabatische Fase
v(schok)<10³ km/s,      t ~ 1000 jaar

Tegen de tijd dat de massa aan opgeveegde materie vergelijkbaar is met de aanvankelijk uitgestoten massa door de supernova begint de schokgolf af te remmen. De SNR begint nu een fase van adiabatische expansie, een self-similar ``blast wave'' die beschreven wordt door de Sedov-Taylor oplossing. De interne energie van de schok is nog steeds veel groter dan de stralingsverliezen van thermische en synchrotonstraling, zodat de totale hoeveelheid energie nog steeds bij benadering constant is. De uitdijings snelheid wordt bepaald door de 1) aanvankelijke energie van de schokgolf en 2) de dichtheid van omringende interstellaire medium. Zowel Cassiopeia A als Tycho's SNR bevinden zich in dit stadium (zie boven).

3) Stralingsfase (``Sneeuwploeg fase'')
v(schok)<10³ km/s,      t > 10000 jaar

Terwijl de schok verder koelt wordt het steeds efficienter om energie uit te stralen. Als de temperatuur tot onder de 20000 K is gezakt, kunnen sommige electronen recombineren met koolstof en zuurstof ion. Hierdoor kan ultraviolet lijnstraling plaatsvinden, wat veel efficienter is dan de thermische roentgenstraling en synchrotonstraling. Daarom wordt deze fase stralingsfase genoemd. Radiostraling neemt in deze fase aanmerkelijk af, terwijl de SNR steeds verder afkoelt en zich in de volgende 10000 jaar verspreidt en vermengt met het omringende medium zodat ie uiteindelijk uit het zicht verdwijnt.

Old remnants (right: Vela supernova remnant),
both remnants residing in the Snowplow phase.

De restanten van deze gewelddadige explosies, supernovarestanten, vormen een cruciaal onderdeel van de astrofysische levenscyclus. De enorme hoeveelheid energie die vrijkomt bij een supernova explosie, 10⁵¹ ergs (= 10³¹ Megaton) , heeft zeer ingrijpende gevolgen voor het interstellaire medium. Het belang van supernova restanten voor de evolutie van melkwegstelsels kan niet worden onderschat:

1. Eindpunt sterevolutie
Ze vertegenwoordigen het eindstadium van de evolutie van sterren.

2. Gasverdeling in sterrenstelsel
De enorme kracht van de explosie waarmee de buitenlagen van een ontploffende ster met snelheden tot aan 15,000 km/s naar buiten worden geblaast vormt een uitdijend gat in het interstellaire medium. Deze dijt geleidelijk uit totdat het een afmeting van een paar honderd parsec bereikt. Door deze expanderende bel wordt het ISM zeer sterk verstoord, en het vormt een belangrijke oorzaak van de constante herordening van en vermenging in het ISM.

3. Verhitting ISM
Het binnenste van deze bel is uiterst heet (enkele miljoenen graden Kelvin) en zeer ijl (0.01-0.001 proton/cm³). De supernovarestanten zorgen dus voor een toestandsverandering van het ISM, en zorgen met name voor de verwarming van het ISM.

4. Productie Kosmische Straling
De extreme energetische omstandigheden bij supernovaexplosies kunnen een belangrijke bron zijn voor het versnellen van atomaire kernen en electronen tot de zeer energetische kosmische straling.

5. Verrijking interstellaire medium
Elementen zwaarder dan helium en waterstof worden gevormd tijdens
1.) de nucleaire verbranding in het binnenste van een ster en
2.) tijdens de supernova-explosie (waaronder met name veel van de elementen zwaarder dan ijzer).
Deze worden door de uitdijende supernovarestanten in het interstellaire medium gebracht en daarin vermengd.

6. Vorming Sterren
Het passeren van de krachtige schokgolf van de supernova explosies kan leiden tot het ineenstorten van (moleculaire) interstellaire wolken, zodat nieuwe sterren worden gevormd. Dit maakt de galactische cyclus sluitend.

Het bekendste en beste bestudeerde supernova overblijfsel is de Krab nevel in het sterrenbeeld de Stier. Deze is terug te voeren op de supernova in het jaar 1054, welke vermeld staat in Chinese en Koreaanse kronieken.

We zien een prachtige beeld van een nevel met daarin een intrigerend stelsel van filamentachtige slierten. De nevel wordt energetisch aangedreven door een pulsar in het centrum, de neutronenster die over is gebleven nadat de kern van de ontploffende ster was ingestort.

In het visuele deel van het spectrum vallen verscheidenen interessante zaken op. De nevel ziet er anders uit in het licht van emissielijnen (bv. Halpha), in het continuum of in gepolariseerd licht. De frequentieverdeling van de straling is geheel anders dan die van een Planck spectrum, het is geen thermische emissie, maar niet-thermische straling. Deze is voor een belangrijk deel synchrotonstraling. De Krabnevel is uniek in het feit dat zowel in het optisch als in het radiogebied men grote hoeveelheden synchrotonemissie waarneemt.

The Crab Nebula

Spectaculair is te zien hoe de motor van de nevel, de pulsar, zijn energie overdraagt aan de nevel:

HST peering into the heart of Crab Nebula

Source of power: the pulsar in the Crab Nebula