Sterevolutie
Sterevolutie handelt over de levenscyclus van sterren.
Hoewel sterren onveranderlijk lijken, en dat op een menselijke tijdschaal ook inderdaad zijn, hebben ze over een tijdschaal van miljoenen of miljarden jaren bekeken wel degelijk een begin, en ondergaan ze vele veranderingen.
Inhoud |
[bewerk] Het ontstaan van sterren
Zie stervorming voor het hoofdartikel over dit onderwerp.Een ster als de zon begint als een deel van een moleculaire gaswolk zich samentrekt. Het wordt dan eerst een T Tauri ster, en beweegt zich in enkele miljoenen jaren naar de hoofdreeks.
De tijd als hoofdreeksster is het 'rustige' stadium in de levenstijd van een ster. In de kern vindt kernfusie plaats van waterstof tot helium, en dat levert een langdurige, betrouwbare bron van energie. Hoelang een ster op de hoofdreeks verblijft hangt af van de grootte van de ster, naarmate een ster zwaarder is, gaat het fusieproces sneller en is de waterstof sneller opgebruikt. De zon blijft circa tien miljard jaar in deze situatie, en heeft daarvan ongeveer de helft (ruim 4,5 miljard jaar) al achter de rug.
Sterren van minder dan 0,08 zonsmassa hebben te weinig zwaartekracht om kernfusie te doen opstarten. Dergelijke 'mislukte sterren' heten bruine dwergen.
[bewerk] Het einde: Lichte sterren
Een rode dwerg is een ster met een massa tussen 0,08 en 0,8 van die van de zon. Wat er met rode dwergen gebeurt als de brandstof op is, is niet precies bekend. Reden daarvoor is dat deze sterren langer in de hoofdreeks verblijven dan de levensduur van het heelal tot nu toe, er is nog geen enkele rode dwerg die dit stadium bereikt heeft. Met behulp van een computermodel kan de evolutie van een rode dwerg wel worden berekend. Er wordt echter geen gedetailleerd onderzoek gedaan naar de evolutie van deze sterren, omdat geevolueerde rode dwergen in het heelal niet voorkomen en onderzoek ernaar dus niet relevant is.
[bewerk] Het einde: Sterren als de zon
Bij sterren tussen 0,8 en 3,5 keer de massa van de zon, begint de kern van de ster te krimpen, als er niet meer de energie van de kernfusie is om dat tegen te houden. De fusie van waterstof tot helium verplaatst zich naar een schil rond de uitgebrande heliumkern. Daarbij komt veel energie vrij, en de ster gaat feller stralen. De buitenste lagen van de ster zwellen geleidelijk op, en de ster wordt een rode reus. Voor de zon duurt deze periode ongeveer twee miljard jaar. Aan het slot van die periode zal de ster een middellijn hebben gekregen die ongeveer zo groot is als de aardbaan. De oppervlaktetemperatuur is dan gezakt tot 2700 Kelvin (waardoor de ster een rode kleur heeft gekregen) en de ster straalt op zijn toppunt zo'n 3000 keer méér energie uit dan de zon nu.
De contractie van de heliumkern en de expansie van de ster als geheel stoppen plotseling als in de kern de temperatuur (100 miljoen Kelvin) en dichtheid (1000 kg/cm3) groot genoeg zijn geworden om daar de omzetting van helium in koolstof mogelijk te maken. De ster komt dan weer in een rustiger periode, waarbij in nieuwe fusieprocessen koolstof en vervolgens zuurstof worden gevormd. De energie die bij deze fusiereacties vrijkomt is tien keer minder dan bij waterstoffusie. Maar een ster als de zon straalt in dit stadium wel ongeveer 50-100 keer zo helder als de huidige zon. Deze 'verspilling' maakt dat de fase van heliumfusie in de kern tamelijk kort duurt: voor de zon ongeveer 100 miljoen jaar. Daarna is de helium in de kern opgebruikt.
De heliumfusie verplaatst zich nu naar buiten, naar een schil rond de kern. Ook komt in een schil nog verder naar buiten opnieuw waterstof'verbranding' op gang. (Het woord 'verbranding' is in dit verband gebruikelijk om kernfusie aan te duiden, thermonucleaire versmelting van atoomkernen. Met gewone verbranding, een "vuurtje", heeft het uiteraard niets te maken).
Het resultaat is dat de ster weer terugkeert naar de regio van de rode reuzen, en wel naar een gebied (de zogeheten AGB-tak = Asymtotic Giant Branch) waar de ster nog wat groter, helderder en heter wordt dan de vorige keer. Dit is echter een chaotisch proces. Doordat heliumverbranding sterk temperatuursafhankelijk is gaat de ster pulseren, en uiteindelijk is de ster zo instabiel dat de buitenste lagen volledig weggeblazen worden. Deze vormen een planetaire nevel. De kern die overblijft is aanvankelijk zeer heet. Langzaam krimpt hij en koelt af. Wat overblijft is een witte dwerg, waarbij slechts kwantumeffecten zorgen dat de ster niet verder ineenschrompelt. Een witte dwerg verandert langzaam in een zwarte dwerg. Een witte dwerg bestaat voor het overgrote deel uit koolstof, en men zou deze als een enorme diamant kunnen beschouwen, ware het niet dat witte dwergen uit gedegenereerde materie bestaan, waarbij geen enkele sprake meer kan zijn van een kristalstructuur zoals in een diamant.
[bewerk] Het einde: Zware sterren
Bij sterren zwaarder dan circa 10 zonsmassa's is de vorming van koolstof en zuurstof niet het einde. Terwijl de kern steeds compacter en heter wordt, worden bij fusiereacties er steeds zwaardere elementen gevormd. Na de heliumverbranding zijn nog vier stadia te onderscheiden: namelijk koolstof-, neon-, zuurstof- en siliciumverbranding. Het eindproduct van de siliciumverbranding is ijzer en nikkel. De tabel geeft enige kenmerkende reacties in ieder stadium en vermeldt ook hoe lang die fase duurt voor een ster van 25 zonsmassa's.
| fase | duur van de fase(*) | nieuw gevormde atoomkernen |
kenmerkende kernreacties | temperatuur (K) | vrijkomende energie (J/kg) |
|---|---|---|---|---|---|
| waterstof- verbranding |
6.000.000 jaar | 4He, 14N | 41H+ → 4He2+ + 2e+ + 2ν (netto reactie; er zijn diverse mechanismen) |
15-40 mln | 64,0×1013 |
| helium- verbranding |
1.000.000 jaar | 12C, 16O, 22Ne | 4He + 4He → 8Be direct gevolgd door 8Be + 4He → 12C |
170-200 mln | 5,0×1013 |
| 12C + 4He → 16O | 180-300 mln | 4,3×1013 | |||
| koolstof- verbranding |
400 jaar | 20Ne, 24Mg, 16O, 23Na, 25Mg, 26Mg | 12C + 12C → 20Ne + 4He, gevolgd door 16O + 4He → 20Ne |
750-1400 mln | 2,3×1013 |
| neon- verbranding |
1 jaar | 16O, 24Mg, 28Si, 27Al, 29Si | 20Ne + 20Ne → 24Mg + 16O; 20Ne → 16O + 4He, gevolgd door 24Mg + 4He → 28Si |
1,4-1,7 mld | 1×1013 |
| zuurstof- verbranding |
8 maanden | 28Si, 32S, 34S, 40Ca | 16O + 16O → 28Si + 4He, gevolgd door 24Mg + 4He → 28Si, of 28Si + 4He → 32S, of 32S + 4He → 36Ar, of 36Ar + 4He → 40Ca |
1,8-2,8 mld | 5×1013 |
| silicium- verbranding |
4 dagen | 56Ni, 54Fe, 58Ni, 56Fe | 28Si + 28Si → 56Ni (vervalt via 56Co tot 56Fe) 28Si + 28Si → 54Fe + 21H 28Si + 32S → 58Ni + 21H |
2,8-4,1 mld | 3×1013 |
(*) voor een ster van 25 zonsmassa's.
Bron: David Arnett, Supernovae and Nucleosynthesis (1996); Peter Bodenheimer, 'Stellar structure and evolution', in: Robert A. Meyers (red.), Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (1989) p. 689-721.
Gedurende de periode van koolstof- tot siliciumverbranding is de ster een blauwe superreus of een rode superreus, het is niet geheel duidelijk in welke fase de ster wat is, en of er al dan niet wordt 'teruggegaan' in het Hertzsprung-Russell diagram. Dit vormen van steeds zwaardere elementen houdt echter op bij ijzer: bij elementen zwaarder dan ijzer, levert kernfusie geen energie meer op, maar kost het juist energie. Op het moment dat dit gebeurt, implodeert de sterkern vrijwel meteen. Hierbij komen vele neutrino's vrij, die samen met een schokgolf zorgen voor een enorme explosie in de buitenste lagen, die wij zien als een van de meest extreme gebeurtenissen die zich in het heelal voordoen: een supernova.
In de overblijvende kern worden gedurende de supernova de elektronen de kern in geduwd, waar ze samensmelten met protonen tot neutronen. Het einde van een zware ster is een zeer klein en zwaar object: een neutronenster.
Bij nog zwaardere sterren, zwaarder dan 50 zonsmassa's, gaat het nog anders. Deze sterren liggen vanwege hun snelle verbranding slechts kort op de hoofdreeks, maar als ze vervolgens tot blauwe superreuzen uitgroeien, wordt hun lichtkracht zo sterk dat de ster zichzelf niet meer bij elkaar kan houden. De lichtkracht vormt een naar buiten drukkende druk, die op een zeker punt zo groot wordt dat de buitenlagen van de ster feitelijk niet meer aangetrokken worden - de naar binnen gerichte zwaartekracht wordt opgeheven door de naar buiten gericht lichtdruk. Deze sterren, luminous blue variables verliezen daardoor in hoog tempo massa, om nog onbekende redenen vaak in relatief korte, heftige perioden van uitbarsting. In de latere fasen kan de ster tot een Wolf-Rayetster worden.
Een ander verschil is dat vanaf een bepaalde massa de kern zelfs niet als een neutronenster bewaard blijft. De implosie is dan onherroepelijk, en een zwart gat ontstaat. Hoe een dergelijke hypernova in zijn werk gaat, is nog niet goed bekend. Het is zelfs onduidelijk of er hier ook een schokgolf en bijbehorende explosie ontstaat, of dat de ster simpelweg implodeert. Men vermoedt wel dat gammaflitsen bij dergelijke hypernova's ontstaan.
