De evolutie van sterren: van begin tot einde

Een ster ontstaat uit stofdeeltjes en gas die door middel van zwaartekracht worden samengetrokken. Hoe dit proces precies gebeurt en waarom het soms snel en soms traag verloopt, is nog onduidelijk. Wel is aangetoond dat elk jaar een nieuwe ster ontstaat in het heelal. Sterren ontstaan met elk een eigen massa en evolueren als de massa toeneemt. Als de massa groeit, wordt de waterstof in de kern omgezet in helium. Dit kernfusieproces is afhankelijk van de massa en de temperatuur. Hoe meer massa een ster heeft, hoe groter en heter ze zal worden en uiteindelijk bezwijken onder haar druk en instorten. De kleinste sterren (bruine dwergen) hebben te weinig massa om een kernfusieproces in werking te zetten en kunnen niet evolueren. Aan de hand van de massa worden dwergen, reuzen, superreuzen en hyperreuzen onderscheiden. Daarnaast worden ze gecategoriseerd door middel van hun rode, oranje, gele of blauwe kleur, die gebonden is aan de oppervlaktetemperatuur.

Evolutie

Verloop in het begin

In elke kern van een ster (met uitzondering van een bruine dwergster) zit helium. Door de warmte in de kern van een ster wordt de waterstof verbrand tot helium (een zogenaamde kernfusiereactie). Bij een kleinere ster met minder massa en een lage temperatuur zal dit proces trager verlopen dan bij een grotere ster. Naarmate de kernfusiereactie vordert, raakt de waterstof in de kern steeds meer opgebrand. Als gevolg neemt de temperatuur en de stralingsdruk in de kern af, waardoor de kern onder druk komt te staan door haar eigen massa. Door die druk trekt de kern samen en zoekt de opgeslagen energie zich een weg naar buiten (tussen de kern en de schil). Doordat de energie zich heeft verplaatst vanuit de kern naar de schil, gaat in dat gebied de kernfusiereactie verder. Hierbij wordt nog meer energie opgewekt, waardoor de ster gaat opzwellen, oftewel evalueren.

Verloop tijdens het einde

De constante verbranding van waterstof tot helium zorgt ervoor dat de ster kan uitgroeien tot een reus. Doordat de dichtheid in de kern blijft toenemen, zal de reus nog groter worden en evolueren tot super- of hyperreus. Op het moment dat de temperatuur in de kern honderd miljoen Kelvin heeft bereikt, wordt de waterstof niet alleen omgezet in helium, maar ook in koolstof en zuurstof. Door deze verschillende fusieprocessen wordt de ster instabiel en zal ze exploderen.

Begrippen

De evolutie van een ster is dus onder andere gebonden aan de massa en het formaat die er indirect voor zorgen dat de ster krimpt en mogelijk uitdijt en explodeert. De massa van een ster wordt uitgedrukt in zonnemassa; een eenheid die gelijk staat aan de massa van de zon. Een ster die bijvoorbeeld een zonnemassa heeft van 0,5, heeft een half maal de massa van de zon. De massa van de zon is gecalculeerd aan de hand van vier bekende waarden:

• De door de zon uitgeoefende zwaartekracht
• De zwaartekrachtconstante tussen de zon en de aarde
• De gemiddelde afstand tussen de zon en de aarde
• De periode waarin de aarde om de zon draait

Het formaat van een ster wordt uitgedrukt in zonneradius. Deze lengte-eenheid staat gelijk aan de huidige radius van de zon die 695.700 kilometer is. Een ster met bijvoorbeeld twee zonneradii heeft een straal die twee maal zo groot is dan die van de zon.

Het begin

Bruine dwerg

Een bruine dwergster is het kleinste type ster in het heelal en is ongeveer 0,14 - 0,7 zonneradius. Deze ster kan niet evolueren door haar lage massa (een 0,013 - 0,7 zonnemassa‘s) en is alleen maar in staat tot de fusie van deuterium of lithium. De effectieve oppervlaktetemperatuur (geschatte oppervlaktetemperatuur) bedraagt 500 tot 2.400 Kelvin en geeft de ster niet een bruine, maar een rode kleur. Een bruine dwerg is met het blote oog te zien en blijft bestaan totdat ze is opgebrand.

Rode dwerg

Een rode dwergster straalt zwak licht uit (0,08 maal de lichtkracht van de zon) en driekwart van de sterren in het melkwegstelsel zijn rode dwergen. De effectieve oppervlaktetemperatuur ligt tussen 2.400 en 3.700 Kelvin en geeft de ster een rode kleur. De radius is 0,7 maal kleiner dan die van de zon en de zonnemassa ligt tussen 0,08 en 0,45. Aangezien de massa relatief klein is, verloopt de kernfusiereactie in de kern zo traag dat er tien miljard jaar verstrijkt voordat alle waterstof is verbrand. In welk type een rode dwerg verandert is nog onbekend, aangezien er geen geëvolueerde rode dwergsterren aanwezig zijn in ons ‘slechts’ 13,7 miljard jaar oude heelal. Onderzoekers verwachten dat deze ster in een witte dwergster verandert.

Oranje dwerg

Het licht dat een oranje dwergster maximaal uitstraalt is 0,6 maal zwakker dan het licht van de zon. De effectieve oppervlaktetemperatuur variërend van 3.700 tot 5.200 Kelvin geeft de ster een oranje kleur. De zonneradius verschilt tussen 0,7 en 0,96 en de massa van deze dwergster is 0,45 tot 0,8 maal die van de zon. De relatief lage temperatuur in de kern leidt tot een rustig waterstofverbrandingsproces. Na enkele tientallen miljarden jaren is de ster opgebrand waarna deze naar verwachting evolueert in een rode reus.

Gele dwerg
De bekendste gele dwergster in ons heelal is de zon en de effectieve oppervlaktetemperatuur die 5.200 tot 6.000 Kelvin bedraagt, zorgt voor de gele kleur. De massa van de zon is zo groot dat de ster 99,86% van de massa bevat in het zonnestelsel. Het duurt ongeveer tien miljard jaar voordat een gele dwerg al het waterstof in de kern heeft omgezet in helium en tot een grote rode ster zal opzwellen: een rode reus. Als de zon over vijf miljard jaar in dit stadium komt, zal ze zo groot zijn geworden dat ze voorbij de baan van de aarde reikt.

Van dwerg naar reus

Reus en superreus

Een ster die meer massa bevat dan de zon, maar minder dan acht zonnemassa’s wordt een reus genoemd. De radius van een reus kan oplopen tot een paar honderd zonneradii en de lichtkracht is maximaal een paar duizend maal die van de zon. De effectieve oppervlaktetemperatuur is vergelijkbaar met de temperatuur die een dwergster uit dezelfde spectraalklasse.

Zodra een reuzenster meer dan acht zonnemassa’s bevat, is het uitgegroeid tot een superreus (dit is een zeldzaam fenomeen). Een superreus kan een lichtkracht hebben van een miljoen keer die van de zon. De zonneradius van een superreus kan oplopen tot 15.000 maal die van de zon en de effectieve oppervlaktetemperatuur kan stijgen tot 40.000 Kelvin. Als een superreus explodeert (zogenaamde supernova) dan kan een witte dwerg of een neutronenster achterblijven. Onderstaande selectie geeft een indruk van een superreus uit elke spectraalklasse.

Rode superreus
Mu Cephei is een rode superreus die onderdeel uitmaakt van het sterrenbeeld Cepheus en is zesduizend lichtjaar van de aarde verwijderd.

Een lichtjaar is geen eenheid van tijd, maar betreft de afstand die licht in vacuüm aflegt in één jaar tijd volgens de Juliaanse kalender (de voorloper van de Gregoriaanse kalender die we in Nederland gebruiken). Eén lichtjaar kan worden vergeleken met ruim 236 miljoen rondjes om de evenaar.

De massa is negentien maal groter dan die van de zon, de zonneradius is 1.260 en de effectieve oppervlaktetemperatuur is 3.750 Kelvin. Met een lichtkracht van 283.000 is het de helderste rode superreus in het melkwegstelsel en de ster is met het blote oog te zien.

Oranje superreus
Een van de weinige oranje superreuzen die zijn ontdekt is Zeta Cephei in het sterrenbeeld Cepheus op 840 lichtjaar afstand van de aarde. Haar massa is ongeveer acht tot tien zonnemassa’s en heeft een oppervlaktetemperatuur van vierduizend Kelvin. De lichtkracht is 5.660 maal sterker en de radius is 230 maal groter dan die van de zon.

Gele superreus
Een gele superreus is bijvoorbeeld Canopus in het sterrenbeeld Kiel op 310 lichtjaar afstand van de aarde. Canopus die met het blote oog zichtbaar is, is na Sirius de helderste ster aan de hemel en heeft een lichtkracht die 10.700 maal sterker is dan die van de zon. De ster heeft acht zonnemassa’s, 71 zonneradii en een effectieve oppervlaktetemperatuur van 6.998 Kelvin.

Blauwe superreus
Een voorbeeld van een blauwe superreus is Rigel die zich in het sterrenbeeld Orion bevindt op 863 lichtjaar afstand van de aarde. De ster heeft zeventien zonnemassa’s en het licht dat de ster uitstraalt is 117.490 maal sterker dan die van de zon. Met een zonneradius van 140 heeft Rigel een effectieve oppervlaktetemperatuur van elfduizend Kelvin.

Hyperreus

Een superreus die opzwelt tot 25 zonnemassa’s of meer (zeer zeldzaam) wordt geclassificeerd als een hyperreus. Dit is het zwaarste type ster die tot heden is ontdekt en haar massa kan oplopen tot 315 maal die van de zon. Het licht dat ze uitstraalt is ook vele malen sterker dan van onze zon, namelijk tot 8,7 miljoen maal sterker. De effectieve oppervlaktetemperatuur kan oplopen tot 60.000 Kelvin. Een hyperreus is zeer zeldzaam en slechts enkele met een rode, gele of blauwe kleur zijn tot dusver ontdekt. Ze heeft een relatief korte levensduur van een paar miljoen jaar en op het moment dat de instabiliteit in de kern zijn tol eist, explodeert ze (hypernova).

Rode hyperreus
VY Canis Majoris is een rode hyperreus die deel uitmaakt van het sterrenbeeld Grote Hond op 3.900 lichtjaar afstand. Met een zonneradius van 1420 (met andere woorden ruim 2800 maal groter dan de zon) is het één van de grootste sterren in het heelal. Het is met een lichtkracht van 270.000, ook één van de helderste rode sterren die tot heden is ontdekt. De ster van zeventien zonnemassa’s heeft een effectieve oppervlaktetemperatuur van 3.490 Kelvin.

Gele hyperreus
Een voorbeeld van een gele hyperreus is IRAS 17163-3907 die in het sterrenbeeld Schorpioen staat. Het is de dichtstbijzijnde gele superreus die ontdekt is. Aangezien de ster wordt omringd door stof- en gaswolken heeft het de bijnaam Spiegelei-nevel gekregen. De ster is 13.000 lichtjaar van de aarde verwijderd en heeft een radius van vierhonderd maal groter dan die van de zon. Met een lichtkracht van een half miljoen en een zonnemassa van twintig bedraagt de effectieve oppervlaktetemperatuur van de ster 10.000 Kelvin.

Blauwe hyperreus
Een bekende blauwe hyperreus is R136a1 en bevindt zich in het sterrenbeeld Goudvis op 167.000 lichtjaar afstand. Vlak na het ontstaan had de ster een massa van 315 zonnemassa’s en is ondertussen gekrompen tot 256 zonnemassa’s. Het is de meest massieve ster die tot dusver is ontdekt en is tevens één van de heetste, met een effectieve oppervlaktetemperatuur van 53.000 Kelvin. Het licht dat de ster uitstraalt is 8,7 miljoen maal sterker dan die van de zon en de ster heeft een zonneradius van 35,4.

Het einde van een reuzenster

Super- en hypernova

Als een superreus explodeert (zogenaamde supernova) dan blijft een witte dwerg (als de ster minder dan 1,4 zonnemassa’s is) of een neutronenster (indien de massa van de ster minimaal 1,4 en maximaal drie maal de massa is dan die van de zon) achter. Een neutronenster van meer dan drie zonnemassa’s evolueert in een zwart gat. De kracht van de explosie van een hypernova is zo groot (honderd maal groter dan die van een supernova) dat er onmiddellijk een zwart gat ontstaat en niet een neutronenster.

Witte dwerg

Bij een explosie van een superreus worden de buitenste schillen weggeblazen en blijft alleen de kern over, een zogenaamde witte dwerg. Deze hete kern van 100.000 Kelvin kan zelf geen kernreactie opwekken en zal langzaam afkoelen. Sirius B, de helderste ster in de nachtelijke hemel, is een voorbeeld van een witte dwerg. Naar verwachting zal ze na tientallen miljarden jaren geen warmte noch licht meer uitstralen en wordt ze een zwarte dwerg.

Neutronenster

Een neutronenster is een kleine, zware ster die alleen maar bestaat uit neutronen, omdat de elektronen en protonen zijn versmolten tijdens de explosie van een superreus. Doordat de scheikundige elementen niet meer aanwezig zijn in de ster, draait ze snel om haar as en door haar sterke magnetische veld heeft ze een sterke radiostraling.

Zwart gat
Beknopt samengevat is een zwart gat een gebied waar een bepaalde hoeveelheid massa wordt samengedrukt en ineenstort. Nadat een zwart gat is gevormd, trekt haar zwaartekracht omliggende objecten aan (bijvoorbeeld sterren en stof). De zwaartekracht in dit gebied is zo sterk dat zelfs licht niet kan ontsnappen. De objecten die het zwarte gat heeft aangetrokken draaien als een ring om het gat heen en worden uiteindelijk geabsorbeerd. Aan de hand van de massa kunnen vier typen zwarte gaten worden gedefinieerd: een klein zwart gat van vijf zonnemassa’s (maar daarvan moet het bestaan nog worden bewezen), een stellair zwart gat van honderd zonnemassa’s, een middelgroot zwart gat van vijfhonderd zonnemassa’s en een superzwaar zwart gat van enkele miljoenen zonnemassa’s. In het melkwegstelsel bevindt zich een superzwaar zwart gat genaamd Sagittarius A van 4,3 miljoen zonnemassa’s op 26.000 lichtjaren afstand verwijderd van de aarde.

Lees verder

• Planetoïde, meteoroïde en komeet: Wat is het verschil?
• NASA 2018: Ruimtesonde dichter bij de Zon dan ooit!