de samenvatting (word-doc)

Universiteit Derde Leeftijd Leuven – Cyclus ‘De Wetenschap van de Kosmos’
Christoffel Waelkens
II. De Fysica van Sterren
Wat is een ster?
Het is voor een groot deel dank zij de sterren dat wij iets te weten kunnen komen over
het heelal om ons heen. Immers, we weten er enkel iets over als we iets kunnen zien,
omdat elektromagnetische straling tot bij ons geraakt, en het zijn heel vaak de sterren die
daarvoor de energiebronnen zijn. Het is dus de moeite waard ons af te vragen wat
sterren zijn!
1. Het eerste dat een simpele waarneming van de Zon ons leert, is dat ze rond is. Dat
betekent dat de kracht die haar aaneenhoudt, sferisch symmetrisch is, en die kracht is
natuurlijk de zwaartekracht.
2. Waarom trekt die zwaartekracht de Zon dan niet samen in één punt? Omdat ze zich
schrap zet, natuurlijk! Ze ontwikkelt een tegendruk die de gravitatie compenseert; men
spreekt van hydrostatisch evenwicht.
3. Tot dusver nog geen verschil tussen de Zon en de Aarde, want deze is ook rond en in
evenwicht. Het verschil zit hem in de aard van die druk, in de toestand van de materie.
Voor de Aarde is dat de (moeilijk te beschrijven) druk van een samengeperste vaste stof.
Voor een ster is het veel eenvoudiger: de materie is er gasvormig, en de wet die de druk
beschrijft is gewoon de ideale gaswet, de druk is evenredig met de temperatuur en de
dichtheid. Het is wel een ongewoon gas, dat voornamelijk bestaat uit geladen deeltjes,
atoomkernen en elektronen, een plasma.
4. Het moet dus heet zijn in een ster, anders zakt ze ineen. En daarom heeft ze een
energiebron nodig om de hoge centrale temperatuur in stand te houden. De Zon schijnt
niet voor ons plezier, maar eerder om zelf te overleven!
5. Wat is die energiebron dan? In de 19de eeuw dacht men dat de Zon opwarmde door
traag samen te trekken. Maar sinds de 20ste eeuw weten we dat de energiebron kernfusie
is, waarbij energie vrijkomt door het samenbrengen van lichte deeltjes tot zwaardere.
In woorden uitgedrukt, is de zon, en met haar elke ster, een zelfgraviterend systeem,
waarvan de gravitatie wordt gecompenseerd door een drukgradiënt, die verbonden is met
een temperatuursgradiënt, die in stand gehouden wordt door kernfusiereacties. Voor een
fysicus is een ster een systeem waarvan het evenwicht bepaald wordt door ongeveer alle
fysische wetten die men kent, voor een wiskundige is het de oplossing van een gekoppeld
systeem van één gewone vergelijking en vier differentiaalvergelijkingen.
Het feit dat sterren zo lang kunnen bestaan, impliceert dat het nucleaire evenwicht in
sterren een stabiel evenwicht is, daar waar men misschien op het eerste zicht zou
verwachten dat de groeiende efficiëntie van kernreacties bij steeds hogere temperaturen
het proces uit de hand kan doen lopen. De stabiliserende factor is de ideale gaswet:
indien de energieproductie en navenant de temperatuur stijgt, neemt de druk dermate toe
dat het gas uitzet en de dichtheid vermindert, met als gevolg een afname van het aantal
ontmoetingen tussen waterstofkernen. De zon is geen waterstofbom: ze bevindt zich in
nucleair evenwicht, en dit dank zij de ideale gaswet.
De evolutie van sterren
Sterren hebben een energiebron nodig om voort te bestaan. Dat kunnen ze lange tijd
met kernfusie, maar ook sterren hebben het eeuwige leven niet, want hun energievoorraad geraakt uitgeput. Dat feit, en de veranderende samenstelling, bepaalt dat
sterren evolueren en tenslotte aan hun einde komen.
De Zon zit nu in haar vroegste en ook langste levensfase, die van omzetting van
waterstof in helium. Ook in die fase al wordt ze geleidelijk helderder, ze straalt nu al
20% meer energie uit dan in het begin, 4.567 miljard jaren geleden. Met de hulp van het
leven (!) heeft de aardse atmosfeer zich daaraan aangepast, maar binnen de 500 miljoen
jaar wordt het hier onleefbaar.
Over een zestal miljard jaar gaat de Zon opzwellen tot een rode reus, terwijl haar kern
samentrekt. De sterkernen van geëvolueerde sterren kunnen zo compact worden dat de
ideale gaswet er niet meer geldt en kwantumeffecten optreden. Een goed gevolg – van
het standpunt van de ster - van die effecten is dat er een nieuw soort druk ontstaat die de
ster een evenwicht kan geven, ze hoeft niet meer te stralen en kan op pensioen. Maar ze
moet dan wel oppassen als ze wel nog kernenergie levert, want de stabiliserende invloed
van de ideale gaswet geldt niet meer! Uiteindelijk gooit de Zon haar buitenlagen uit, en
na een korte en spectaculaire periode koelt ze af tot een witte dwerg.
Sterren veel groter dan de Zon vinden die oplossing niet. Ze moeten steeds maar andere
nucleaire bronnen aanboren, en het loopt slecht af. Eens alle energie is opgebruikt, valt
de sterkern ineen, en de grote energie die zo plots vrijkomt, kan de buitenlagen met grote
snelheden wegblazen: er is een supernova verschenen. De sterkern zelf eindigt dan als
een neutronenster of als een zwart gat.
Het ontstaan van de chemische elementen
Wat sterren doen, is dus zwaardere elementen aanmaken vanuit waterstof, en die dan
uiteindelijk prijsgeven aan het heelal: ze verrijken het heelal met zwaardere elementen.
Zou het dan niet kunnen dat de elementen vanaf helium tot uranium en lood alle
aangemaakt zijn in sterren vanuit een initieel gas van protonen (waterstofkernen!) en
elektronen? Het antwoord is gedeeltelijk positief: gedurende de eerste seconden van het
heelal is al veel helium en een beetje lithium, beryllium en boor aangemaakt, maar al de
rest komt van sterren. We zijn dus letterlijk sterrenstof.
Het is het domein van de nucleaire astrofysica om in detail te verklaren hoe de verschillende
elementen ontstaan zijn in de hoeveelheden die we waarnemen. De elementen die het
meeste voorkomen na waterstof en helium, zijn de elementen zoals zuurstof en koolstof,
die opgebouwd zijn als een opstapeling van heliumkernen, en ook ijzer, het meest
stabiele element in de natuur, dat in merkwaardige explosieve omstandigheden tot stand
komt, bij witte dwergen die toch kernreacties aandurven. Merkwaardig is ook dat er
sowieso elementen zwaarder dan ijzer zijn, want er is energie nodig om ze te maken. Die
energie is inderdaad copieus voorhanden in supernovae. Onze kernsplitsing op Aarde
haalt die energie er dan terug uit: onze lampen zijn in zekere zin de nagloed van hele
oude supernovae…