Netherlands

Hoewel sterren levenloze objecten zijn hebben we toch de gewoonte om de verschillende stadia in de evolutie van sterren te beschrijven alsof ze wel echt leven. Natuurlijk, is hun levensduur veel langer dan die van ons. Sterren kunnen verschillende miljarden jaren ‘oud’ worden. Tijdens hun leven produceren ze gigantische hoeveelheden energie via kernreacties in hun inwendige, waardoor ze ook hun licht en verschillende andere vormen van straling uitzenden. Maar laat ons beginnen bij het begin. Waar komen de sterren vandaan?

De materie is niet gelijkmatig in de ruimte verdeeld. Tussen grote lege gebieden komen er gebieden voor met grote wolken van gas en stof, waarvan de dichtheid veel groter is dan in de ruimte in hun omgeving, en die we het interstellaire medium noemen. Normaal gezien is de kinetische energie (bewegingsenergie) van de deeltjes (atomen en moleculen) in zo een wolk (ook wel een ‘moleculaire’ wolk genoemd) in evenwicht met de aantrekkingskracht van de wolk. Maar als de wolk verstoord wordt, bijvoorbeeld omdat een ster in de buurt ontploft en een supernova wordt, wordt dit evenwicht verbroken en kunnen er gebieden met een hogere dichtheid dan elders in de wolk gevormd worden.

Wanneer ze een bepaalde kritische (dit is een minimale) massa bereiken kunnen de delen van de wolk met de hoogste dichtheid beginnen samen te trekken onder invloed van hun eigen aantrekkingskracht, waardoor in de wolk een aantal kleinere delen met een erg hoge dichtheid van materie (gas en stof) ontstaan. Dit alles duurt een paar miljoenen jaren. Terwijl de wolk samentrekt nemen de temperatuur én de dichtheid er van toe. Na verloop van tijd neemt de dichte samengetrokken wolk een bolvorm aan en wordt het wat we een protoster noemen. Door de aantrekkingskracht van deze protoster valt er nog steeds materie uit de oorspronkelijke wolk op de jonge ster waardoor haar temperatuur en dichtheid verder blijven toenemen tot ze uiteindelijk zo groot worden dat er kernreacties beginnen op te treden waarbij waterstof via kernfusie wordt omgezet in helium. Een nieuwe ster is geboren.

In het centrum van deze gas- en stofwolk, de Omeganevel genoemd, ontstaan voortdurend nieuwe sterren. Bron: NASA

De meeste sterren worden geboren in de spiraalarmen van sterrenstelsels zoals ons eigen melkwegstelsel, waar er steeds veel gas en stof aanwezig is. Soms kunnen er meerdere sterren ontstaan in dezelfde moleculaire wolk. Zo een groep sterren nomen we een sterrenhoop. Er zijn twee soorten sterrenhopen; open sterrenhopen, die typisch een paar honderd relatief jonge, hete sterren bevatten die relatief ver uit elkaar staan, en bolvormige sterrenhopen (bolhopen) die typisch duizenden tot tienduizenden veel oudere sterren bevatten die veel dichter op elkaar gepakt zijn.

Op de zon na staan de meeste sterren erg ver van ons vandaan. De meest nabije ster, Proxima Centauri, is 4,24 lichtjaar van ons verwijderd. Hierdoor is het voor astronomen die sterren bestuderen niet eenvoudig om uit te maken wat er precies gebeurt. Ze nemen meestal twee dingen waar: de lichtkracht (de helderheid) van een ster en haar kleur.

Wanneer astronomen spreken over de lichtkracht van een ster bedoelen ze de absolute magnitude. Dit is de echte helderheid van een ster en niet de schijnbare helderheid, die natuurlijk afhangt van hoe ver een ster van ons verwijderd is. De absolute magnitude wordt gewoonlijk gemeten op een logaritmische schaal en in vergelijking met onze zon: een ster met een lichtkracht van bijvoorbeeld 1 heeft dezelfde helderheid als onze zon. De kleur van een ster hangt af van de temperatuur aan haar oppervlak (dat het licht uitzendt dat wij zien): “hetere” sterren zien er blauwer uit dan koelere sterren, die er roodachtig uitzien.

Men kan een tweedimensionale grafiek maken waarop de oppervlaktetemperatuur van sterren wordt uitgezet tegen hun lichtkracht. Zo een figuur ziet er uit zoals degene die hier is afgebeeld

Dit is waarschijnlijk het meest belangrijke diagram in de sterrenkunde, het Hertzsprung-Russell diagram, genoemd naar de twee astronomen die het als eerste hebben opgesteld. OP de horizontale as staat de oppervlaktetemperatuur, die toeneemt van rechts naar links, en op de verticale as staat de lichtkracht, die overeenkomt met de totale hoeveelheid energie die de ster uitstraalt.
Gedurende ongeveer 90% van haar leven is een ster erg stabiel en heeft ze een vrij constante lichtkracht, oppervlaktetemperatuur en afmetingen. In deze fase van haar leven is een ster in hydrostatisch evenwicht en verandert de positie van de ster in het Hertzsprung-Russell diagram niet: ze is een hoofdreeksster. Onze Zon is hier een typisch voorbeeld van. Hoofdreekssterren variëren van hete en erg heldere sterren in de linkerbovenhoek van het Hertzsprung-Russell diagram tot koelere en zwakkere sterren in de rechteronderhoek. Sterren kunnen erg lang in de hoofdreeksfase blijven. Maar de tijdschaal voor hun evolutie (de levensduur) is niet dezelfde voor alle sterren. Grotere sterren verbruiken hun brandstof doorgaans sneller waardoor ze minder lang leven. De energie die ze in hun inwendige produceren en als straling naar buiten uitstralen moet de grote zwaartekracht van de meer naar buiten gelegen lagen van de sterren compenseren. Kleinere sterren hoeven niet zo veel brandstof te verbruiken om de zwaartekracht van de hogere lagen te compenseren en leven daardoor langer.

De verschillende stadia in het leven van een ster worden bepaald door hoeveel en welk type brandstof een ster heeft. Op de Hoofdreeks gebruiken sterren waterstof als brandstof. Als de waterstof begint op te raken, produceert de ster niet meer genoeg energie om de zwaartekracht van haar buitenste lagen te compenseren (en dus haar eigen gewicht te kunnen ‘dragen’), waardoor het inwendige (het centrum) van de ster begint samen te trekken: het wordt eigenlijk samengedrukt door het gewicht van de hogere lagen dat nu niet meer door de straling van kernreacties in het inwendige gecompenseerd kan worden. Hierdoor nemen de temperatuur en de dichtheid in het centrum toe, en daardoor ook de lichtkracht (de totale hoeveelheid uitgestraalde energie) van de ster. Door de grote hoeveelheid energie die wordt uitgestraald neem de diameter van de ster met een factor 100 tot 1000 toe. Maar omdat nu een groter oppervlak verwarmd moet worden door de straling die uit het inwendige komt, en omdat er minder brandstof voor handen is, kan de oppervlaktetemperatuur zelfs tot de helft afnemen, en wordt de ster roder van kleur. Zulke sterren worden Rode Reuzen genoemd. We vinden ze in de rechterbovenhoek van het Hertzsprung-Russell diagram.

Kleine sterren (met minder dan 8 keer de massa van de Zon) kunnen na hun Rode Reuzenstadium niet meer genoeg samentrekken om de hoge temperaturen te produceren die nodig zijn om nieuwe kernfusiereacties in hun centrum te laten starten. Zonder kernreacties in het inwendige om de ster van energie te voorzien, worden de buitenlagen instabiel en worden ze weggeblazen door de sterrenwind, een stroom van deeltjes die de ster ook produceert. Met telescopen kunnen we dit zien als grote kleurrijke wolken, meestal ongeveer cirkelvormig, die van de ster weg bewegen en alleen het centrale deel van de ster, dat nu een Witte dwerg geworden is, achterlaten. De wolken van gas dat wordt weggeblazen noemen we planetaire nevels.

De Helix-nevel (zie foto) is een voorbeeld van zo een planetaire nevel gevormd door gas dat van ene ster werd weggeblazen. De witte dwerg die daardoor achterbleef is nog zichtbaar in het centrum van de nevel (bron: NASA). De naam planetaire nevel komt niet van het feit dat ze iets met planeten zouden te maken hebben maar omdat het met de eerste telescopen niet zo duidelijk was wat ze precies waren en ze leken op kleine een beetje wazige schijfjes, een beetje zoals een planeet.

De witte dwerg die overblijft nadat een rode reus zijn buitenste lagen heeft weggeblazen, is erg klein en erg heet met een wit-heet oppervlak (vandaar de naam), en heeft een zeer hoge dichtheid. Hun dichtheid is zo hoog dat een koffielepel met materiaal van een witte dwerg evenveel weegt als een olifant hier op aarde. Witte dwergen bevinden zich in de linkerbenedenhoek van het Hertzsprung-Russell diagram. Wanneer kleine sterren, zoals onze Zon, een witte dwerg worden, zal die vooral uit koolstof bestaan (en een beetje zuurstof), maar voor grotere sterren kan de witte dwerg die gevormd wordt uit het zwaardere neon bestaan.

Omdat in het centrum van witte dwergen geen kernfusiereacties meer plaats vinden, en er dus geen energie meer geproduceerd wordt, zullen ze geleidelijk aan afkoelen en in helderheid afnemen. Na verloop van tijd stoppen ze met stralen en worden dan Bruine dwergen.

Het is intussen duidelijk dat er veel verschillende soorten sterren bestaan en dat die sterk in hun eigenschappen kunnen verschillen. Het duidelijkste verschil is hun afmeting. De afbeelding geeft een paar sterren uit ons Melkwegstelsel weer. Er zijn drie rode reuzen: Antares, Betelgeuze en Aldebaran. Rigel is een blauwe superreus. Sirius is een hoofdreeksster, maar groter dan onze Zon. In vergelijking met de veel grotere grote reuzensterren zijn ze beide maar erg klein. Witte dwergen zijn zo klein dat ze niet zichtbaar zijn op de schaal van deze afbeelding. Bron: NASA.

Sterren met een massa groter dan 8x de massa van de Zon sterven door een gigantische explosie. In de eerste seconde van de explosie kan de ster daarbij zo helder zijn als het ganse sterrenstelsel waarin ze zich bevindt en dat typisch 100 miljard sterren bevat. Zulke explosies worden Type-II Supernova’s genoemd.

Afhankelijk van de massa van de oorspronkelijke ster kunnen er na de supernova-explosie twee dingen gebeuren met het inwendige, centrale deel van de ster. Voor kleinere sterren wordt dit een neutronenster. Als het centrale deel meer dan 2.5x de massa van de Zon heeft (de totale massa van de ster is dan typisch meer dan 10x zo groot als die van de Zon) wordt dit een Zwart Gat.

De ovale ring op de foto hiernaast is het overblijfsel van een supernova-explosie in 1987 (SN 1987A) in de Grote Magellaanse Wolk, een begeleider van ons Melkwegstelsel, op ongeveer 156.000 lichtjaar van ons vandaan.

Het licht van de explosie had dus 156.000 jaar nodig om tot bij de aarde te geraken, zodat de explosie die wij op 23 februari 1987 plots aan de hemel zagen in feite rond 154.000 jaar v.C. plaats vond. SN 1987A was één van de helderste supernova-explosies sinds de uitvinding van de telescoop ongeveer 400 jaar geleden. Bron: NASA/HUBBLE.

Tijdens een supernova-explosie worden de buitenste lagen van de ster weggeblazen in de ruimte en worden, door de reactiekracht, de lager gelegen lagen van de ster samengeperst in het centrum. Hierdoor worden de protonen en elektronen van het waterstofgas in de ster letterlijk in elkaar gedrukt, zodat het neutronen worden. Neutronen kunnen niet onbeperkt op elkaar gedrukt worden zodat het samenpersen op een bepaald ogenblik stopt, waardoor dan een Neutronenster gevormd is.

Neutronensterren bestaan alleen uit neutronen en hebben een diameter van niet meer dan ongeveer 20 km! De dichtheid van een neutronenster is zéér hoog, nog hoger dan van een witte dwerg. Een koffielepel materiaal van een neutronenster weegt 20x meer dan de Grote Piramide van Gizeh in Egypte. Neutronensterren zijn de objecten met de grootste dichtheid die we kennen.
Veel neutronensterren draaien erg snel rond hun as, met periodes van milliseconden (1/1000ste seconde) tot seconden. Hierbij worden radiogolven opgewekt die astronomen waarnemen als korte, regelmatige pulsen. Zulke neutronensterren worden daarom Pulsars (van Pulsating Stars) genoemd. Sinds de ontdekking van de eerste neutronenster in 1967 zijn er al meer dan 400 zulke pulsars gevonden.

De best bekende pulsar bevindt zich in de Krabnevel, het restant van een supernova-explosie in het jaar 1054 n.C. die door de Chinezen werd waargenomen. De neutronenster in het centrum van de nevel die is overgebleven na de explosie is een pulsar met een periode van ongeveer 33 milliseconde. De neutronenster draait dus ongeveer 30x per seconde rond haar as! Bron:NASA

Om bij een supernova-explosie een Zwart Gat te vormen moet de massa van het centrale deel van de ster minstens 2.5x de massa van de Zon zijn. Daarbij is de aantrekkingskracht van dit centrale deel zo groot dat wanneer tijdens de supernova-explosie de lager gelegen lagen van de ster door de reactiekracht van de explosie naar het centrum toe vallen, dit zo snel gebeurt dat de neutronen in het centrum deze druk niet kunnen tegenhouden. Het materiaal blijft daardoor door gaan richting centrum, waardoor een object met een steeds groter wordende dichtheid ontstaat, tot dit uiteindelijk een Zwart Gat wordt.

In een zwart gat is zo veel massa (en dus zwaartekracht) geconcentreerd dat niets – zelfs niet licht – eruit kan ontsnappen. Dit wordt een singulariteit genoemd omdat al de materie in een zwart gat geconcentreerd is in één punt. Omdat er geen licht uit een zwart gat kan ontsnappen is het … zwart. Astronomen kunnen het dus niet zien met hun telescopen. De aanwezigheid van een zwart gat kan wel worden vastgesteld door de verhoging van de temperatuur van materie in de onmiddellijke omgeving van het zwart gat als die in een spiraalvormige baan rond het zwart gat draait en uiteindelijk wordt opgeslokt. De massa van een zwart gat is typisch tussen 4 en 10 zonnemassa’s.

Er is echter nog een tweede categorie van zwarte gaten. Astronomen hebben in het centrum van sterrenstelsels ook Superzware Zwarte Gaten (SZG) ontdekt, met massa’s vele miljoenenmaal groter dan die van de Zon. Er bevindt zich zelfs zo een zwart gat in het centrum van ons eigen Melkwegstelsel. Dit heet Sagittarius A* en heeft een massa van ongeveer 4 miljoen zonnemassa’s. Sommige van deze superzware zwarte gaten, die we quasarsnoemen, zenden zeer snelle gastromen uit (‘jets’)..

Artistieke impressie van een verre quasar in de beginfase van het Heelal. De helderheid van de quasar is afkomstig van de verhitting van het dichte gas, het stof e zelfs sterren in de omgeving wanneer die in het superzware zwarte gat gezogen worden. Bron: NASA

Quasars kunnen hoeveelheden energie uitsturen gelijk aan die van honderden sterrenstelsels, en dit vanuit een gebied niet groter dan ons zonenstelsel. Alle quasars staan zeer ver van ons vandaan. Ze werden gevormd toen het Heelal nog erg jong was en de materiedichtheid rond de superzware zwarte gaten nog veel hoger was dan nu. De superzware zwarte gaten die zich nu nog in het centrum van sterrenstelsels bevinden hebben al het meeste van de materie in hun omgeving opgeslokt en produceren daardoor nu veel minder energie dan vroeger het geval is geweest.

Interessant genoeg is het verhaal hiermee niet af. Astronomen hebben nog een derde soort van zwarte gaten ontdekt: ‘intermediaire’ zwarte gaten, met een massa van enkele honderden zonnemassa’s. Deze werden nog niet zo lang geleden ontdekt en astronomen begrijpen nog niet goed waar het hier om gaat. Hoewel hun bestaan nu wel onomstotelijk lijkt vast te staan, kan nog steeds niemand verklaren hoe ze ontstaan omdat ze veel te zwaar lijken om voort te komen uit de evolutie van sterren, die maximaal ongeveer 25 zonnemassa’s zwaar kunnen zijn.
De meeste sterren zijn niet alleen, zoals onze Zon, maar komen per twee voor, wat we dan een dubbelster noemen. Het kan gebeuren dat één van deze twee sterren al een witte dwerg is geworden, terwijl de andere nog een rode reus is. Rode reuzen zijn zo groot dat er dan een continue materiestroom ontstaat van de rode reus naar de witte dwerg. Deze materie valt dan op het oppervlak van de witte dwerg. Afhankelijk van de snelheid waarmee deze materieoverdracht gebeurt zijn er dan twee mogelijkheden.

Het kan zijn dat na verloop van tijd de materie die op het oppervlak van de witte dwerg is terecht gekomen explodeert. Zo een explosie noemen we een nova (in het Latijn betekent dit ‘nieuw’), omdat het dan lijkt of er een nieuw ster aan de hemel verschijnt op een plaats waar er voordien geen leek te zijn (omdat ze te zwak was). Elk jaar worden er alleen al in ons Melkwegstelsel verschillende tientallen nova’s waargenomen. Zulke sterren zijn gedurende enkele dagen of weken vrij helder (en dan goed zichtbaar met een verrekijker of een kleine telescoop) en verzwakken daarna weer. Sommige sterren worden, wanneer de transfer van massa vanuit de rode reus verder gaat, na enkele jaren of enkele tientallen jaren opnieuw een nova.

Het is ook mogelijk dat na verloop van tijd door de overdracht van materie de volledige witte dwerg zelf explodeert. Dit noemen we een Type-I supernova. Deze supernova’s komen even frequent voor en kunnen even helder worden als Type-II supernova’s, even helder dus als een volledig sterrenstelsel dat ongeveer 100 miljard sterren bevat. In de buitendelen van een ver verwijderd sterrenstelsel is een witte dwerg ontploft als een Type-I supernova. Ze is zichtbaar als de heldere ster linksonder of de foto (Bron: NASA).


Doe de quiz!
1. Plaats de eigenschappen van sterren en de mogelijke fases in het leven van een ster waar ze bij horen bij elkaar:
  1. Grote diameter, tamelijk koel
  2. Afmetingen en lichtkracht vergelijkbaar met onze Zon
  3. Een heldere maar zeer kleine ster met een hoge dichtheid
  4. Een ster met een zeer hoge dichtheid, die zeer snel rond haar as draait en zeer weinig licht uitstraalt
  1. Neutronen ster 
  2. Rode reus 
  3. Witte dwerg 
  4. Hoofdreeksster 
2. Geef aan in welk deel van het Hertzsprung-Russell diagram de hier boven vermelde eigenschappen van sterren worden gevonden:
  1. Links beneden
  2. Links beneden, maar buiten de schaal van de meeste diagrammen
  3. Langs de centrale band
  4. Boven rechts
  1. Pas gevormde neutronenster 
  2. Rode reus
  3. Witte dwerg
  4. Hoofdreeksster
3. Wat kan er overblijven na de dood van een ster?
  1. a dwerg
  2. a ster
  3. a gat
4. Welke factor maakt het verschil tussen de drie mogelijkheden in vraag 3?

  Welke mogelijkheid gerealiseerd wordt hangt af van de van de ster.

Toon de antwoorden ...
1) a.ii b.iv c.iii d.i 2) a.iii b.i c.iv d.ii 3) en 4) zie de vet gedrukte tekst