Wikijunior:Zonnestelsel/Ster: verschil tussen versies
Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
kGeen bewerkingssamenvatting |
aanvullingen |
||
Regel 90:
De grote hoeveelheid neutrino’s, die de meeste vrijgekomen energie meenemen, geven die energie af aan de hogere lagen van de ster. Het gebied tussen de protoneutronenster en de buitenlagen is instabiel. In dat gebied vindt convectie plaats en voeg daarbij de enorme energie van de neutrino’s en je krijgt een fenomenale druk in het convectiegebied. Deze blaast als het ware het deksel van de superhete pan: de feitelijke supernova-explosie vindt plaats. In deze naar buiten bewegende massa is de temperatuur en de neutronenflux voldoende groot om via kernfusiereacties nog allerhande elementen aan te maken.
[[Image:Keplers supernova.jpg|200px|thumb|right|Restanten van de Kepler supernova]]
Tijdens de collaps van de kern komt er liefst 10<sup>46</sup> joule aan energie vrij. Dit is honderdmaal de hoeveelheid die de Zon in haar hele leven produceert. In de dagen en weken na de explosie komt er meer energie vrij dan uitgezonden door de rest van het melkwegstelsel samen. De schokgolf van een supernova blaast een enorme bel in het interstellair medium en kan aanleiding geven tot het ineenstorten van delen van naburige moleculaire wolken. Het interstellair materiaal wordt opgeveegd en verhit en er vormen zich prachtige supernovaresten die naast zichtbaar licht ook een bron zijn van radiogolven en van röntgenstraling. Supernovae zijn ook de belangrijkste bron van de zogenaamde kosmische straling. Maar bovenal zijn supernovae de wieg van de zware elementen. De eerste weken na de explosie van supernova SN 1987A in de Grote Magelhaense Wolk was de uitgestraalde energie afkomstig van de schokgolf. Vervolgens was de energie afkomstig van het radioactief verval van Ni-56 (halfwaardetijd 6,1 dagen) tot Co-56 (halfwaardetijd 77 dagen) dat zelf omzette in stabiel ijzer. Berekeningen hebben aangetoond dat in die supernova-explosie 0,07 M (zonnemassa's) aan Ni-56 is gevormd.
We kunnen twee typen van supernovae onderscheiden:
*'''Type I:''' ontstaat als in een dubbelstersysteem een witte dwerg ontploft. Dit kan door massa-overdracht van een begeleider naar de witte dwerg die dan op een gegeven moment over de limiet van Chandrasekhar (1,44 M) gaat, waardoor zij onder haar eigen gewicht instort. Koolstof, zuurstof en stikstof vormen nu een explosief mengsel en binnen zeer korte tijd wordt dit omgezet in ijzer. Hierbij komt enorm veel energie vrij. Maar het juiste mechanisme van deze thermonucleaire supernova is nog niet gekend. De absolute magnitude van dit type supernova ligt in de buurt van –19. In het spectrum komen geen waterstoflijnen voor. Type I-supernovae komen in alle soorten sterrenstelsels voor.
*'''Type II:''' ontstaat als een zware reuzenster ontploft. We zien dan in het spectrum van de supernova brede spectraallijnen van waterstof. De absolute magnitude schommelt nu rond de –17. Type II-supernovae treffen we haast uitsluitend aan in de armen van spiraalstelsels alsook in onregelmatige sterrenstelsels.
| |||