Evolutie van Sterren

Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Evolutie van Sterren
In dit artikel ga ik in op de evolutie van sterren. De nadruk zal liggen op de gebeurtenissen die zich
plaatsvinden nadat de ster de hoofdgroep heeft verlaten – de dood van de ster dus. De gebeurtenissen die leiden tot de geboorte van een ster zijn minstens zo spectaculair, maar vallen buiten het
kader van dit artikel. Dit is mijn eerste artikel, ik doe mijn best er een goed leesbaar en samenhangend
verhaal van te maken.
Wat sterren precies zijn zal voor de meeste lezers van dit artikel wel duidelijk zijn. Iedere amateurastronoom, dat wij toch allen zijn, weet natuurlijk dat sterren sfeervormige gasballen zijn, die energie
opwekken door middel van de fusie van waterstof tot helium. Nadat een ster van een proto-ster een
echte ster is geworden, en de hoofdgroep-fase heeft bereikt, zal de ster weinig meer veranderen voor
de komende 90% van zijn leven. Echter, aan het einde van die periode, als de brandstof van de ster
begint op te raken, zullen de eigenschappen van de ster weer enorm veranderen. Sterren op leeftijd
reizen over evolutionaire paden die de ster ver van de hoofdgroep zullen brengen. Het uiteindelijke lot
van een ster hangt vooral af van zijn massa, hoewel interacties met andere sterren ook een
belangrijke factor vormen.
Hertzsprung-Russell Diagram
Om aan te geven in welke fase van
zijn leven een ster zich bevindt, is in
1910
het
Hertzsprung-Russell
Diagram (HRD) ontworpen door
Ejnar Hertzsprung en Henry Norris
Russell. Dit diagram laat de relatie
zien
tussen
helderheid
en
oppervlakte-temperatuur.
De
verhouding tussen die twee laat
zien in welke fase van de sterrenevolutie een ster zich bevindt.
Het HRD is een grafiek met vier
assen. Deze assen zijn:
Links: Helderheid (zon=1)
Onder: Kleur
Rechts: Absolute magnitude *
Boven: Oppervlakte-temperatuur
* magnitude als de ster op een afstand
van 10 parsec (33 lichtjaar) zou staan
Bron afbeelding: http://en.wikipedia.org/wiki/Image:HRDiagram.gif
Het plaatje rechts is misschien niet zo heel leesbaar zonder er hoofdpijn van te krijgen. Je ziet wel dat
de meeste sterren een rij of groep vormen van rechts-onderin naar links-bovenin. Op deze groep, de
zogenaamde Hoofdgroep of Main Sequence, bevinden zich de sterren die een kern van waterstoffusie hebben. Hoofdgroepsterren hebben een zeer eenvoudige verhouding tussen kleur en helderheid. Hoe roder een hoofdgroep-ster, hoe kleiner en minder helder. Hoe blauwer, hoe groter en
helderder. Rechts-onderin bevinden zich de rode dwergen, links bovenin de blauwe superreuzen.
Als een ster met een massa van ongeveer die van de zon oud wordt, stopt de Kern-Waterstof-fusie en
veranderd de samenstelling van de ster. De ster beweegt zich dan weg van de hoofdgroep, via een
subreus-fase tot een reus. De reuzen vormen een cluster, een groepje, rechtsboven de hoofdgroep.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
De zon bevindt zich ongeveer halverwege het HRD en is dus in
alle opzichten een gemiddelde ster. Sterren met de massa van de
zon blijven ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdgroep. In die 10
miljard jaar zet een ster als de zon ongeveer 10% van zijn
waterstofvoorraad om in helium. 90% van het leven van een ster
speelt zich af op de hoofdgroep dwz in de fase van KernWaterstof-fusie (Hydrogen Core Fusion). Tijdens deze fase
bevindt de ster zich in Hydro-statisch Equilibrium (de balans
tussen de Kern-Waterstof-fusie voor de uitwaartse, en de
zwaartekracht voor de inwaartse druk).
De zon – een typische voorbeeld van een
hoofdgroep-ster in hydro-statisch equilibrium.
Voordat een ster de hoofdgroep bereikt is het enkele tientallen miljoenen jaren bezig om zich te
vormen. Nadat 90% van het leven voorbij is (bij de zon na 10 miljard jaar) zal de ster zich van de
hoofdgroep weg bewegen en veranderen in ‘iets anders’. Dat ‘iets anders’ is hetgeen waar dit artikel
over gaat.
Spectraal-typen
Het spectrum (licht) van sterren zegt iets over de oppervlakte-temperatuur. Hoe roder, hoe kouder en
hoe blauwer of witter, hoe heter. De sterren worden ingedeeld in spectraal-typen. Ieder spectraal-type
heeft een bijbehorende temperatuur. De eigenschappen van sterren en spectraaltypen kunnen in een
tabel weergegeven worden. In het HRD geeft de bovenste as het spectraaltype aan: van blauw (type
O) links naar rood (type M) rechts.
Diameter Massa Helderheid Temperatuur
Spectrum
xZon
xZon
xZon
°K
W
22
140
3,000,000
70,000
O2
16
80
500,000
54,000
O5
14
58
80,000
46,000
B0
5.7
16
16,000
29,000
B5
3.7
5.4
750
15,200
A0
2.3
2.6
63
9,600
A5
1.8
1.9
24
8,700
F0
1.5
1.6
9.0
7,200
F5
1.2
1.35
4.0
6,400
G0
1.05
1.08
1.45
6,000
Gele dwerg
G2
1.0
1.0
1.0
5,900
Zon
G5
0.98
0.95
0.70
5,500
K0
0.89
0.83
0.36
5,150
K5
0.75
0.62
0.18
4,450
M0
0.64
0.47
0.075
3,850
M5
0.36
0,25
0,03
3,200
L
0.12
0.08
?
1,500
Blauwe hyperreus
Blauwe superreus
Blauwe reus
Oranje dwerg
Rode dwerg
Bruine dwerg
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Pas op: deze tabel geeft alleen de spectraaltypen weer van hoofdgroep-sterren! Rode reuzen en
gele/rode superreuzen komen dus niet in de tabel voor, want dat zijn per definitie geen hoofdgroepsterren. De waarden zijn de waarden in het hoofdgroep-stadium. Een pasgeboren hyperreus heeft dus
een diameter van 22x die van de zon. Na een miljoen jaar kan dat al tot 1000x die van de zon
gegroeid zijn. Bedenk wel dat de waarden in de tabel schattingen zijn, van sommige waarden ben ik
ook niet zeker dat ze kloppen.
De typen W en L zijn nieuwe toevoegingen aan het diagram. De oude typen O, B, A, F, G, K en M
kunnen onthouden worden met het ezelsbruggetje “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”. Om ervoor te zorgen
dat ook niet-hoofdgroepsterren in een spectraal diagram gezet kunnen worden, wordt het zogenaamde Yerkes-schema gebruikt. Daarbij wordt het spectrumtype vergezeld van een categorie:
0
I
II
III
IV
V
VI
VII
= hyperreus
= superreus
= blauwe reus
= rode reus
= subreus
= hoofdgroep-dwerg -> de zon heeft dus als volledig spectraaltype: G2V
= subdwerg (zelden gebruikt)
= witte dwerg (zelden gebruikt)
De fusie van waterstof
Alle sterren, groot en klein, hebben één eigenschap gemeen: in hun kern zijn de druk en temperatuur
dusdanig dat spontaan kernreacties op gang komen. In het geval van sterren gaat het om de fusie van
waterstofkernen (protonen dus) tot heliumkernen. In principe zijn er 2 verschillende processen aan het
werk: de proton-proton-ketting en de koolstof-stikstof-zuurstof-cyclus.
De proton-proton-ketting (proton-proton-chain) is de belangrijkste fusiereactie in sterren met een
lage massa. In deze reactie vormen twee waterstofkernen samen een heliumkern. Omdat de kern van
waterstof slechts uit één proton bestaat, wordt deze reactie dus een proton-ketting genoemd ipv een
‘waterstofkern-ketting’. Om de electro-magnetische afstoting die tussen protonen bestaat uit te
schakelen is een enorme hoeveelheid energie (temperatuur en druk) benodigd, en een grote hoeveelheid tijd. Omdat de proton-proton-ketting, zoals de naam al aangeeft, in principe een kettingreactie is,
is de reactie niet te stoppen als hij eenmaal begonnen is. Het duurt gemiddeld echter 10 miljard jaar
voordat de reactie is voltooid – niet toevallig precies de tijd dat een ster als de zon zich op de
hoofdgroep bevind.
De eerste stap van de reactie bestaat uit de fusie van twee protonen
(waterstofkernen) tot deuterium (zwaar waterstof – proton + neutron). Bij
deze reactie veranderd een proton in een neutron, waarbij er een
positron (anti-elektron) en een neutrino ontstaan. Zie afbeelding links.
Het positron reageert gelijk met het eerste elektron dat hij tegenkomt.
Omdat positron en elektron elkaars tegenpolen zijn, annihileren ze
elkaar en komt er een hoog-energetisch foton (gamma-straal) vrij.
De deuterium-kern die zo ontstaat is kan dan weer fuseren met een proton
om zo een lichte heliumkern (helium-3) te vormen (zie afbeelding rechts).
Vanaf dit punt zijn er drie verschillende manieren om een ‘normale’
heliumkern (helium-4) te vormen. Deze manieren zijn: pp1, pp2 en pp3.
In de pp1-reactie (zie afbeelding links) fuseren twee helium-3 kernen tot een
helium-4 kern en twee waterstofkernen: He-3 + He-3 = He-4 + H + H . Deze
reactie domineert in temperaturen tussen de 10 en 14 miljoen graden.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
In de pp2-reactie fuseren een helium-3 kern en een helium-4 kern tot een kern van beryllium. Deze
neemt dan een elektron op om zo een lichte lithium-kern te vormen. De lithium-kern neemt dan een
waterstof-kern (proton) op en zo ontstaan twee helium-4 kernen. Iedereen zal beseffen dat deze
reactie veel ingewikkelder is dan pp1. Bovendien zijn er voor de reactie andere kernen dan waterstof
en helium nodig: lithium en beryllium. Deze reactie domineert in temperaturen tussen de 14 en 23
miljoen graden. De pp3-reactie is weer ingewikkelder, maar komt slechts weinig voor. In de zon vindt
de pp1-reactie plaats in 91% van de gevallen, pp2 in 9% en pp3 slechts in 0,1% van de gevallen.
De koolstof-stikstof-zuurstof-cyclus (carbon-nitrogen-oxygen cycle – CNO) is de belangrijkste
fusiereactie in sterren met een hoge massa. Deze reactie begint met een kern van koolstof-12, in de
reactie zelf spelen ook kernen van koolstof-13, stikstof-13, stikstof-14, stikstof-15 en zuurstof-15 een
rol. Die 12, 13, 14 en 15 geven aan dat het verschillende isotopen zijn. Het getal geeft het aantal
kerndeeltjes (protonen en neutronen) aan. Koolstof-13 is dus precies één kerndeeltje zwaarder dan
koolstof-12.
De reactie gaat als volgt:
C-12 + H = N-13 + energie
N-13 = C-13 + positron + neutrino *
C-13 + H = N-14 + energie
N-14 + H = O-15 + energie
O-15 = N-15 + positron + neutrino *
N-15 + H = C-12 + He-4
De cyclus begint en eindigt met een koolstof-12 kern. Het
resultaat is een helium-4 kern. Groene bolletjes zijn
positronen, gele bolletjes zijn neutrino’s en de Y staat voor
energie. Het getal voor het elementsymbool (bijvoorbeeld 12C-6) geeft het aantal neutronen (blauw) aan. Het getal achter
het elementsymbool geeft het aantal protonen (rood) aan.
Binnen hetzelfde element is het aantal protonen altijd gelijk,
slechts het aantal neutronen kan verschillen. Zo’n verschil
noemt men een isotoop. Verschillende isotopen van het
hetzelfde element hebben dezelfde scheikundige, maar
andere natuurkundige eigenschappen.
Zoals jullie allemaal zien is deze reactie een heel stuk ingewikkelder dan de ‘simpele’ proton-protonketting. Het lijkt namelijk alsof er een hele dierentuin aan kerndeeltjes gevormd wordt! Toch is dat niet
zo: als je puur kijkt naar de kerndeeltjes die de reactie ingaan en de deeltjes die er weer uitkomen ziet
het er zo uit: C-12 + 4x H = C-12 + He-4. Oftewel: een koolstof-12 kern en 4 waterstofkernen maken
samen een koolstof-12 kern en een helium-4 kern. De koolstof-kern is slechts een catalysator, een
deeltje dat de reactie op gang helpt. Alle stikstof- en zuurstofkernen die in de reactie gevormd worden,
worden ook in dezelfde reactie weer vernietigd. Er wordt dus netto geen stikstof, zuurstof óf koolstof
aan de sterkern ** toegevoegd.
Tot 16 miljoen graden domineert de pp-ketting, boven die temperatuur
de CNO-cyclus. De temperatuur van de zon is ongeveer 14 miljoen
graden, zodat de CNO-cyclus op dit moment niet veel voorkomt. Als de
zon ouder wordt, zullen we zien dat de CNO-cyclus ook in de zon de
belangrijkste fusiereactie wordt.
Onderste as: de temperatuur in de ster-kern. Linker-as: de energie die vrijkomt. Zoals je
ziet kruisen de pp en CNO lijnen elkaar op 16 miljoen graden – op dat moment leveren
beide reacties evenveel energie en komen ze even veel voor.
* stikstof-13 en zuurstof-13 zijn niet stabiel en als gevolg radio-actief. Zij vervallen (decay, veranderen) daarom spontaan in een
andere atoomkern, waarbij altijd een positron en een neutrino vrijkomt. Dit verval veroorzaakt radio-activiteit.
** even om verwarring te voorkomen – in dit artikel wordt het begrip ‘kern’ voor twee heel verschillende dingen gebruikt! Met
kern kan zowel een atoomkern, een kerndeeltje bedoelt worden: zoals een waterstof, helium, koolstof, etc kern. Met kern kan
ook de ster-kern bedoeld worden – dat is dát deel van de ster waarin kernreacties (met atoomkernen dus) plaatsvinden! In het
Engels worden er twee verschillende woorden voor gebruikt: nucleus (atoomkern) en core (kern van hemellichaam).
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Het verlaten van de hoofdgroep
Vrijwel alle sterren met een lage massa bestaan nog steeds als sterren. De koelste M-sterren (rode
dwergen) ‘branden’ zo traag dat er nog niet één de hoofdgroep heeft verlaten! Sommige rode dwergen
branden rustig voor wel een biljoen jaar of meer. De massieve sterren van typen O en B vormen een
grote tegenstelling tot de M-sterren – zij verlaten de hoofdgroep al na enkele tientallen miljoenen
jaren. De meest massieve sterren (type W) blijven slechts een paar miljoen jaar op de hoofdgroep!
Tussen deze twee extremen bevinden zich sterren met een gemiddelde massa, zoals de zon. Het
grootste deel van dit artikel gaat vooral dat soort sterren. Zeer massieve sterren volgen een ander
evolutionair pad.
Een ster op de hoofdgroep heeft een waterstof-kern die langzaam
wordt omgezet in helium. Dit proces wordt Kern-Waterstof-fusie
genoemd. Een ster bevindt zich dan in Hydro-statisch Equilibrium
– kernfusie en zwaartekracht houden elkaar in evenwicht.
Ongeveer 10% van de totale waterstofvoorraad van een ster
bevindt zich in de kern. Na een lange tijd raakt de waterstof in de
kern op. Op dat moment veranderd de balans tussen fusie en
zwaartekracht, en veranderen de interne structuur én het externe
voorkomen van de ster! De ster verlaat dan de hoofdgroep.
Zodra een ster de hoofdgroep verlaat zijn z’n dagen geteld. Massa bepaald nu het precieze lot van de
ster. Sterren met een lage massa sterven rustig, sterren met een hoge massa sterven catastrofaal.
Het verschil tussen ‘hoge’ en ‘lage’ massa is ongeveer 8x de massa van de zon. Er wordt soms ook
een ‘midden’ massa beschreven, tussen de 2,5 en 8 zonsmassa’s.
De helium-kern
Hoewel het oppervlak van een hoofdgroep-ster als de zon uitbarstingen kent, en allerlei vlammen en
vlekken soms verschijnen, blijft het oppervlak toch min of meer gelijk. De zon kent tijdens het grootste
deel van zijn leven geen plotselinge veranderingen op grote schaal. De grote oppervlakte-activiteit van
sterren als de zon vallen binnen een bepaalde marge, en worden niet veroorzaakt door grootschalige
veranderingen in het binnenste van de ster. De gemiddelde temperatuur blijft min of meer gelijk terwijl
zijn helderheid langzaam toeneemt. De zon is nu ongeveer 30% helderder dan dat bij zijn geboorte.
Die min of meer stabiele staat kan uiteraard niet eeuwig
voortduren. Uiteindelijk vinden er grote veranderingen plaats
in het binnenste van de ster. Na ongeveer 10 miljard jaar van
rustige waterstoffusie raakt een ster als de zon door de
brandstofvoorraad heen. De situatie is te vergelijken met een
auto die zonder problemen urenlang over de snelweg rijdt met
een constante snelheid, totdat de tank leegraakt en de auto
begint te stotteren en te proesten. Sterren zijn echter niet zo
makkelijk bij te tanken!
Tijdens het proces van kernfusie veranderd de samenstelling
van de sterkern langzaam. In het begin is in de hele ster de
verhouding tussen waterstof en helium gelijk. Na verloop van
tijd begint in de kern van de ster de hoeveelheid waterstof
minder groot, en de hoeveelheid helium groter te worden.
Uiteindelijk is de waterstof in de kern volledig uitgeput, en
bevindt zich in het centrum van de ster een kern van helium‘as’. De laag waarin waterstoffusie plaatsvindt verplaatst zich
dan naar buiten
De samenstelling van de ster bij de geboorte (boven), na 5 miljard jaar
(midden) en na 10 miljard jaar (onder). Geel is waterstof, roze is helium. De
linkeras is het percentage van beide stoffen, de onderste as is de afstand
vanuit het centrum
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Zonder kernfusie van binnenuit (de fusie heeft zich immers naar
buiten verplaatst) verzwakt de uitwaartse gasdruk in de
heliumkern. De zwaartekracht verzwakt uiteraard niet! Het
gevolg is dat de heliumkern wordt samengedrukt door de
zwaartekracht. Hierdoor veranderd de interne structuur van de
ster. Als de temperatuur nu genoeg stijgt, zodat helium kan
fuseren in iets zwaarders, zal de evenwicht tussen gasdruk en
zwaartekracht weer terugkeren. De temperatuur die daarvoor
benodigd is (100 miljoen graden) wordt helaas bij lange na niet
bereikt. Nog niet, in ieder geval. Door het krimpen van de
heliumkern wordt de temperatuur van de lagen daar omheen
verhoogd. Die hogere temperatuur zorgt ervoor dat de
waterstoffusie nu in een zeer hoog tempo plaatsvindt. Hoe meer
de heliumkern krimpt, hoe hoger de temperatuur daarbuiten
wordt.
Nu verlaat de ster de hoofdgroep. Kern-Waterstof-fusie maakt nu plaats voor Schil-Waterstof-fusie
(Hydrogen Shell Fusion) – fusie in een schil rond de kern i.p.v. in de kern zelf. De hogere fusiereacties
in de schil zorgen ervoor dat de ster groter en helderder wordt. Als reactie op het verdwijnen van het
‘interne vuur’ in de kern wordt een ster dus paradoxaal genoeg helderder!
De Rode Reus
De condities in de verouderde ster zijn nu duidelijk anders
geworden. Er is geen sprake meer van een equilibrium,
een evenwicht, in de ster. De heliumkern is uit balans en
blijft krimpen. De waterstofschil is ook uit balans, want de
waterstof wordt in een steeds hoger tempo gefuseerd. De
gasdruk blijft toenemen, waardoor de diameter van de
buitenlagen ook toeneemt. De ster wordt door de extra
interne druk als het ware opgeblazen als een ballon. In de
krimpende kern neemt de temperatuur toe, in de
uitdijende buitenlagen neemt de temperatuur af.
De zon-achtige ster is nu op weg om een Rode Reus (Red Giant) te worden. De verandering van
hoofdgroep-ster tot rode reus neemt ongeveer 100 miljoen jaar in beslag. Nu komt het H-R-diagram
zeer van pas. Als een ster ouder wordt, veranderen zijn eigenschappen. Het krimpen van de kern, de
grotere energieproductie en het uitdijen zorgen ervoor dat de eigenschappen van de ster op het HRD
veranderen: de diameter neemt toe, de helderheid neemt toe en de oppervlakte-temperatuur neemt
af. We kunnen het pad van de ster nu op het HRD volgen: de ster beweegt zich naar boven (hogere
helderheid) en naar rechts (lagere temperatuur).
Aanvankelijk beweegt de ster zich horizontaal naar rechts: de
temperatuur neemt af, maar de helderheid blijft gelijk. De ster
is dan een sub-reus, de diameter is dan met een factor 3
verhoogd. Op het diagram is de zogenaamde subreus-tak
(subgiant-branch) het deel tussen punt 7 en 8. Daarna neemt
de helderheid van de ster ernstig toe. In het binnenste van de
ster wordt de straling nu opgenomen door de koelere
buitendelen. De enorme energie van de ster wordt nu door
convectie naar het oppervlak gebracht. Hierdoor blijft de
oppervlakte-temperatuur tussen fase 8 en 9 ongeveer gelijk.
Het verticale pad tussen fase 8 en 9 staat bekend als de Red
Giant Ascent, letterlijk Rode Reus-stijging. Bij punt 9 is de
ster een volwaardige rode reus. De helderheid van de ster is
dan honderden keren de helderheid van de zon nu, en de
diameter is ongeveer 100x die van de zon. Dat is voldoende
om de planeet Mercurius te verzwelgen.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
De kern van een Rode Reus is verrassend klein – slechts ongeveer
ste
1/1000 de grootte van de ster, oftewel een paar keer groter dan de
aarde. De dichtheid van de kern is enorm. Door het voortdurende
krimpen van de kern heeft het heliumgas er een dichtheid van 100
miljoen kg per kubieke meter! Dat staat in sterk contrast met de
0.001 kg per kubieke meter in de ijle buitenlagen van de reus. De
huidige dichtheid in de kern van de zon is ongeveer 150.000 kg/m³,
en die van de aarde ongeveer 5000 kg/m³.
De rode reus schematisch. Blauw is de heliumkern, oranje de schil van waterstoffusie
en rood de koele, uitdijende waterstof-envelop. De kern is niet op schaal!
Voorbeelden van sterren die in de rode reus-fase (heliumfusie) zitten zijn Arcturus en Aldebaran.
Deze twee sterren geven een goed beeld van hoe de zon er in de toekomst uit zal zien. Arcturus is
een enorme ster, zowel qua helderheid als qua grootte, maar toch is zijn massa ongeveer die van de
zon!
De fusie van helium
Als de instabiele staat van een rode reus blijft voortduren zal de kern uiteindelijk instorten, waarbij de
rest van de ster langzaam in het heelal ‘verdampt’. De krachten die aan het werk zijn in een rode reus
rukken de ster letterlijk uiteen. Echter, het gelijktijdige krimpen (van de kern) en uitdijen (van de rest)
kan niet oneindig voortduren. Een paar honderd miljoen jaar nadat de ster de hoofdgroep heeft
verlaten gebeurt er weer iets nieuws – helium begint in de kern te fuseren tot koolstof. Tegen de tijd
dat dit gebeurt is de temperatuur in de kern 100 miljoen graden geworden!
De fusiereactie van helium naar koolstof gebeurt in twee stappen. Eerst
fuseren twee heliumkernen tot een kern van beryllium-8. Beryllium-8 is een
zeer instabiel isotoop dat vrijwel onmiddellijk weer opsplitst in twee
heliumkernen. De dichtheid in de kern is echter zo groot, dat een
beryllium-8 kern nóg een heliumkern zal tegenkomen voordat dit gebeurt!
Hierbij ontstaat een kern van koolstof-12. Schematisch ziet dat er zo uit:
He-4 + He-4 = Be-8 + energie
Be-8 + He-4 = C-12 + energie
Helium-4 kernen staat ook wel bekend als alfa-deeltjes. Omdat er drie
heliumkernen nodig zijn om een koolstofkern te vormen staat dit proces
wel bekend als het tri-alfa proces (triple alpha process).
De helium-flits
Met de enorme dichtheid in de kern heeft het gas een nieuwe fase van materie (voorbij gas en
plasma) bereikt. De eigenschappen hiervan kunnen alleen beschreven worden met quantummechanica en niet met de wetten van de klassieke natuurkunde. Tot nu toe hebben we vooral
gekeken naar atoomkernen (protonen, alfa-deeltjes) die vrijwel alle massa van de ster uitmaken en
waar alle energie vandaan komt. Er is echter nog een belangrijk ingrediënt van de sterkern – de zee
aan elektronen die van hun kernen gestript zijn door de enorme temperatuur. Tot nu toe hadden die
elektronen geen invloed op de ster, maar dat verandert!
In de kern van een rode reus is de dichtheid zo groot dat er een quantum-mechanische wet heerst die
bekend staat als het Uitsluitings-principe van Pauli (Pauli Exclusion Principle). Deze wet bepaald
onder andere dat elektronen niet te dicht opeen gepakt kunnen worden. Volgens deze wet moet je
elektronen zien als minieme geladen sferen, die opeen gepakt kunnen worden totdat ze elkaar raken,
maar daarna vrijwel niet meer samen te drukken zijn. Dit effect staat bekend als Elektronen
Degeneratie-druk (Electron Degeneracy Pressure). Dit heeft overigens niets te maken met ‘gewone’
thermische druk (druk uitgeoefend door de temperatuur) die tot dit moment de dienst uitmaakte in de
kern. De dichtheid in de kern is immers zo groot, dat het gas niet meer samen te drukken is. Het zijn
de elektronen die ervoor zorgen dat de kern niet compleet instort.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Onder gewone omstandigheden zal de kern reageren op de heliumfusie, om plaats te maken voor de
energie die dan vrijkomt. In een ster die wordt ondersteunt door thermische druk veroorzaakt de
enorme temperatuur die vrijkomt bij heliumfusie een grotere druk in de kern. Hierdoor zet het gas uit,
en koelt het af, waardoor de heliumfusie weer op een lager pitje komt te staan en het evenwicht van
de ster terugkeert. Maar de ster wordt nu ondersteunt door elektronen degeneratie-druk, waarbij
temperatuur en druk onafhankelijk zijn van elkaar! Je voelt al aan dat dat niet goed kan gaan. Zodra
de heliumfusie start rijst de temperatuur de pan uit. Er is echter geen toename van druk, geen
uitzetten van het gas, geen stabilisering van de kern. Nee, in plaats daarvan is de kern niet in staat om
de reageren op de snel veranderde eigenschappen ervan. De druk blijft min of meer gelijk en de
temperatuur stijgt enorm in een niet te stoppen explosie: de helium kernflits (Helium Core Flash).
De kern ‘brand’ nu als een idioot voor een paar uur aan een stuk, als een ongecontroleerde bom.
Uiteindelijk wordt de kern door de vloedgolf aan energie dusdanig verhit dat de normale thermische
druk de heerschappij weer overneemt. Eindelijk kan de kern reageren op de toename van energie en
zet het uit. De dichtheid neemt af en het evenwicht wordt herstelt doordat de uitwaartse gasdruk en de
zwaartekracht elkaar weer in balans houden. De inmiddels stabiele kern fuseert nu helium tot koolstof
op een temperatuur die ver boven de 100 miljoen graden zit.
De heliumflits zorgt ervoor dat de rode reus opnieuw van
positie veranderd op het HR-diagram. In tegenstelling tot wat
je zou denken, zorgt de heliumflits niet voor een toename van
helderheid! Sterker nog, de heliumflits zorgt voor een
herschikking van de kern wat uiteindelijk leidt tot een
vermindering van de energieproductie! In het HRD springt de
ster van 9 naar fase 10, een stabiele staat waarin heliumfusie
in een rustig tempo kan plaatsvinden. Zoals je op de
afbeelding ziet is de oppervlakte-temperatuur nu hoger dan in
het rode reus-stadium, maar is de helderheid behoorlijk
minder. Deze veranderingen van de eigenschappen van de
ster vinden plaats binnen 100.000 jaar. In fase 10 heeft de
ster een heliumfusie-kern en een waterstoffusie-schil er
omheen. De ster bevindt zich nu in een gebied van het HRdiagram dat de horizontale tak (horizontal branch) wordt
genoemd. Hierin beweegt de ster zich naar links (hogere
temperatuur) maar niet naar boven of beneden, zodat de
helderheid niet toe- of afneemt.
De precieze route van de ster over de horizontale tak hangt af van zijn massa – niet zijn beginmassa,
maar wat er nog van over is. Een rode reus heeft namelijk een zeer sterke sterrenwind, waardoor 20
tot 30% van de massa wordt afgestoten.
Massaverlies
Men weet nu dat sterren van alle spectraal-typen actief
zijn en in het bezit zijn van een sterrewind – een stroom
elektrisch geladen deeltjes die vanaf het oppervlak het
heelal in blaast. Ook onze eigen moederster heeft een
zogenaamde zonnewind. Blauw superreuzen hebben
veruit de snelste sterrewind – 3000 kilometer per seconde.
Hierdoor hebben superreuzen (en hyperreuzen helemaal)
een enorm jaarlijks massaverlies. Deze sterren kunnen in
een miljoen jaar 1/10 van hun massa het heelal in blazen!
Deze krachtige sterrewinden worden veroorzaakt door de
druk van de intense ultraviolette straling die door de ster
zelf worden uitgezonden. Alleen zeer hete (dus blauwe)
sterren zijn in het bezit van de enorm krachtige UV-stralen
die hiervoor benodigd zijn.
Rechtsboven de blauwe hyperreus Eta Carinae. Dit is een van de zwaarste sterren die we kennen, met een massa van 150x die
van de zon. Eta Carinae zit aan de theoretische limiet van hoe zwaar een ster kan worden. Als ster van spectraaltype W heeft
Eta Carinae een enorm krachtige sterrewind. De ster wordt zelf bijna aan het zicht onttrokken door de enorme nevel er omheen.
Die nevel is geheel afkomstig van Eta Carinae zelf. Het is dus geen overblijfsel van de geboortenevel! Deze afbeelding laat
daarom zien hoe dramatisch het massaverlies van een massieve ster kan zijn.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Rode reuzen en superreuzen hebben ook een krachtige sterrewind. Zij verliezen massa in ongeveer
hetzelfde tempo als hun blauwe tegenhangers. De snelheid is echter veel lager – slechts 30 km/s.
Omdat rode sterren inherent koel zijn, zenden ze bijna geen uv-stralen uit. Wat veroorzaakt dan de
sterrewinden? Misschien zijn turbulentie en magnetische velden verantwoordelijk? De gascondities in
rode reuzen zijn vergelijkbaar met die van proto-sterren, die ook bekend staan om hun krachtige
winden. Waarschijnlijk hebben beide soorten sterren een vergelijkbare oorzaak van hun sterrewinden:
gewelddadige oppervlakte-activiteit. Wel merkwaardig, aangezien de twee soorten sterren aan het
begin (protoster) en aan het einde (rode reus) van hun leven zijn! Overigens is de sterrewind van rode
reuzen rijk aan stof en moleculen, zodat massaverlies een belangrijke bron is van nieuw interstellair
stof en gas.
De koolstof-kern
De fusiereacties in de heliumkern zijn niet van lange duur. Alle kernfusie-reacties (proton-proton chain,
CNO-cycle, triple alpha process) gaan met een steeds hogere snelheid naarmate de temperatuur
toeneemt. In de enorme temperaturen die heersen in de horizontale tak raakt de heliumbrandstof al
snel op – niet meer dan 30 miljoen jaar na de oorspronkelijke heliumflits.
Uiteindelijk is de helium in de kern volledig uitgeput, en bevindt
zich in het centrum van de ster een kern van koolstof-‘as’. De
laag waarin heliumfusie plaatsvindt verplaatst zich dan naar
buiten. De koolstof-kern krimpt en wordt verhit als de
zwaartekracht er op inwerkt. Hierdoor worden de reacties in de
lagen van heliumfusie én die van de waterstoffusie (want die
bestaat ook nog gewoon) zeer versnelt. Klinkt bekend?
Inderdaad, precies hetzelfde gebeurde eerder al, alleen
bouwde zich toen een kern van inerte helium zich op, dit keer
is het een kern van inerte (niet-fuserende) koolstof dat in de
ster begint te ontstaan, waardoor de fusieschillen er omheen
in een hogere versnelling komen te staan. Je raad al wat er
gebeurt – de ster dijt uit. Opnieuw.
Tegen de tijd dat de ster fase 11 heeft bereikt is het voor de
tweede maal een gezwollen rode reus geworden. De tweede
stijging in het HR-diagram staat bekend als de Asymptotische
Reus-stijging (Asymptotic Giant Ascent). De fusiesnelheid is
dit keer veel hoger dan bij de eerste Rode Reus-stijging, zodat
de diameter en helderheid veel hoger zijn dan bij de eerste
Rode Reus. De ster is nu een Rode Superreus. Het woord
superreus wordt meestal echter aan massievere sterren
gegeven, zodat een zonsmassa-ster misschien beter een subsuperreus genoemd kan worden. Overigens duurt dit stadium
slechts zeer kort. De kern van de sub-superreus blijft krimpen.
Als de centrale temperatuur nu hoog genoeg kan worden, zal
koolstoffusie plaats kunnen vinden. Dan kan het evenwicht in
de ster weer hersteld worden. De benodigde temperatuur van
600 miljoen graden wordt door zonsmassa-sterren echter niet
bereikt. De sub-superreus is nu bijna aan het eind van zijn
leven.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
De dichtheid in de kern is nu enorm hoog. Een kubieke
centimeter kernmateriaal zal op Aarde 1000 kg wegen!
Ondanks de enorme dichtheid (de kern is nu weer
degenererend) blijft de centrale temperatuur ‘slechts’ 300
miljoen graden – niet genoeg voor normale koolstoffusie. Toch
zal er in deze temperatuur wat zuurstof gevormd worden door
reacties tussen koolstof en helium:
C-12 + He-4 = O-16 + energie
Verdere fusie kan nu niet meer plaatsvinden.
Dwarsdoorsnede van een zonsmassa superreus. Rood is de inerte
koolstof/zuurstof kern, geel is de schil van heliumfusie, groen is de schil van
inerte helium, blauw de schil van waterstoffusie en paars de waterstofenvelop.
We zetten de verschillende fasen van de ster nog even op een rijtje. Het is geen mooie tabel, maar dat
geeft niet, als het maar duidelijk is.
Fase
Duur (jaar)
Kerntemp.
Opp. Temp.
Diameter (xZon)
Type
7
8
9
10
11
12
10 miljard
100 miljoen
100.000
30 miljoen
10.000
100.000
10.000
1000 miljard
15 miljoen
50 miljoen
100 miljoen
200 miljoen
250 miljoen
300 miljoen
100 miljoen
6000
4000
4000
5000
4000
100.000
3000
50.000
1
3, 10
100
10
500
0,01
1200
0,01
Hoofdgroep-ster
Subreus, Rode reus
Heliumflits
Horizontale tak
Superreus
Koolstofkern +
Planetaire nevel
Witte dwerg
13
De Planetaire Nevel
De koolstofkern van de ster levert nu geen energie meer. De schillen er omheen blijven waterstof en
helium fuseren en naarmate de kern zijn ultieme dichtheid bereikt (dat van een witte dwerg) groeit de
zone van kernfusie. Ondertussen blijft de envelop uitdijen en afkoelen. Op dat moment wordt de fusie
zeer instabiel. De heliumfusie-schil veroorzaakt nu een serie explosieve heliumflitsen – in dit geval
Helium-Shell Flashes i.p.v. de eerdere Helium-Core Flash. De flitsen veroorzaken grote fluctuaties in
de straling dat de hogere lagen van de ster bereikt. Hierdoor pulseren de buitenlagen meer en meer.
Tot overmaat van ramp (vanuit het oogpunt van de ster dan) worden
de oppervlakte-lagen ook instabiel. De temperatuur is nu gedaald tot
het punt dat het geen plasma (atoomkernen en elektronen
gescheiden) meer is, maar een gewoon gas. De elektronen binden
zich weer met hun kernen waarbij energie vrijkomt. Die energie duwt
de buitenste lagen nog verder van de ster vandaan. De diameter van
de ster blijft nu steeds sterker en steeds sneller pulseren. In een paar
miljoen jaar tijd stoot de ster zijn buitenste envelop uit met een
snelheid van 30.000 km/s
Steeds sterkere pulseringen.
Linkeras is de diameter is miljoenen kilometers.
Onderste as de tijd in miljoenen jaren
Er ontstaat nu een nogal merkwaardig object. De ‘ster’ bestaat nu uit twee onafhankelijke delen. In het
centrum bevindt zich de kleine, dichte kern van vooral koolstof-as. De buitenste lagen van de kern
fuseren nog steeds een beetje waterstof en helium. Op grote afstand van kern bevindt zich een sfeervormige schil van koel en ijl materiaal – de uitgestoten envelop. Die heeft een diameter vergelijkbaar
met het zonnestelsel.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Zo’n object heet een planetaire nevel. Er zijn er 1000 bekend in
onze Melkweg. Dat lijkt misschien weinig, maar na 10.000 jaar is
de dichtheid al zo laag dat de nevel onzichtbaar is geworden. De
term planetair is nogal misleidend, want ze hebben niets met
planeten te maken. Ze worden zo genoemd omdat ze vroeger
door de telescoop als schijfjes gezien werden die leken op de
schijven van planeten. Ook de term nevel is misschien misleidend,
want dan denkt men al snel aan emissie-nevels zoals de Orionnevel. Uiteraard zijn beide objecten heel verschillend. Niet alleen
zijn planetaire nevels veel kleiner dan emissie-nevels, ze horen
ook bij veel oudere sterren. Emissie-nevels horen bij de geboorte
van sterren – planetaire nevels bij de dood ervan.
De Ringnevel (onder) is een schoolvoorbeeld
van een mooie symmetrische planetaire
nevel.
De bekende katsoog-nevel is ingewikkelder. Hoe deze merkwaardige structuur is gevormd is niet bekend, maar het is mogelijk
het resultaat van twee verschillende sterren die bijna tegelijk een planetaire nevel hebben uitgestoten. Overigens lijkt het of de
nevel een ring vormt om de witte dwerg, i.p.v. een sfeer. Dat komt doordat het gas zo ijl is dat je er dwars doorheen kunt kijken
en de kern kunt zien. Het licht dat via de zijkanten komt heeft echter een langere weg afgelegd door de nevel, waardoor dat
deel van de nevel zichtbaar wordt. Je kunt het vergelijken met het breken van zonlicht in de atmosfeer, waarbij (als de zon laag
staat) het licht door meer atmosfeer moet reizen en dus rood wordt.
Na ongeveer 10.000 jaar is de nevel in het heelal vervlogen. Het interstellaire gas wordt dan verrijkt
met helium, koolstof en zuurstof dat door convectie vanuit de kern in de envelop terecht is gekomen.
De Witte Dwerg
De naakte koolstof-zuurstof-kern wordt zichtbaar nu de stellaire
envelop in het heelal verdwijnt. De kern is een zeer klein object ter
grootte van de aarde, maar de gemiddelde massa van de sterloze kern is niet veel minder dan dat van de zon! De dwerg schijnt
witheet door de opgeslagen restwarmte en wordt derhalve witte
dwerg genoemd - kernreacties vinden er niet meer plaats.
Ondanks de grote temperatuur (gemiddeld 50.000 graden) is de
dwerg slechts een zwak object vanwege de geringe grootte.
Overigens is de naam witte dwerg niet gelukkig gekozen. Het
klopt dat deze inerte dwergen meestal wit zijn, maar naarmate ze
afkoelen worden ze blauw, geel, oranje en uiteindelijk rood. Het is
dus beter om te spreken van een degeneratieve dwerg – het
staat immers vreemd als je het hebt over een blauwe witte dwerg!
Witte dwergen worden niet uitsluitend gevonden als kernen van planetaire
nevels. Er zijn genoeg ‘naakte’ dwergen bekend, waarbij hun planetaire
nevels in de vergetelheid zijn vervlogen, of waarvan hun envelop lang
geleden is weggestript door een begeleidende ster. Een bekend voorbeeld
van een ‘naakte’ witte dwerg is Sirius B, de begeleider van de veel
helderder en beter bekende Sirius A. Sirius B is het meest dichtbije
voorbeeld van een witte dwerg.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Overigens is Sirius B een andere categorie witte dwerg dan een
‘gewone’ koolstof-zuurstof-dwerg. Zoals ik eerder in het artikel
al vertelde ligt de grens tussen een ‘lage-massa’ en een ‘hogemassa’ ster bij 8 zonsmassa’s. Boven die massa laat de ster geen
planetaire nevel en een witte dwerg achter, maar gaat het sterven
veel spectaculairder met een neutronenster als resultaat. Hier
komen we later nog op terug. We kunnen echter ook nog een
midden-massa onderscheiden, tussen de 2,5 en 8 zonsmassa’s.
We denken dat de voorganger van Sirius B tot deze categorie
behoorde. Deze sterren fuseren soms zwaardere elementen dan
koolstof en zuurstof, maar zij maken nooit geen ijzer.
Zo zal de zon eruit zien als witte dwerg, gezien vanaf de aarde
Zij laten daarom een object achter dat zwaarder en dichter is dan een koolstof-zuurstof-dwerg: een
zuurstof-neon-magnesium witte dwerg! Sirius B behoort waarschijnlijk tot deze categorie. Witte
dwergen zijn overigens niet helemaal naakt – meestal blijft er een kleine ‘atmosfeer’ van waterstof en
helium over die de eigenlijke kern net aan het oog onttrekt.
Novae
De witte dwerg is normaal gesproken het einde van het leven van een ster. Fusie vindt niet meer
plaats en de loop van de honderden miljarden jaren koelen ze langzaam af tot een zwarte dwerg –
een sterrenlijk. De situatie is anders als de witte dwerg deel uitmaakt van een dichte dubbelster – als
de ster gezelschap heeft van een andere ster. Want dan kan de witte dwerg plots enorm in helderheid
veranderen. 10.000 tot 60.000 (!) keer helderder om precies te zijn – voor een waarnemer lijkt het dan
alsof er een nieuwe ster aan de hemel is verschenen.
Oude waarnemers noemden zo’n ster een nova – Latijn voor nieuw. Nu weten we dat een nova
helemaal geen nieuwe ster is – het is een hele oude ster! Een witte dwerg, normaal zeer lichtzwak,
springt weer tot leven en ondergaat een explosie waardoor de helderheid plots enorm stijgt. Na een
aantal weken vervaagt zo’n nova weer. Men kent ook terugkerende nova’s – sterren die in de loop van
de jaren vele keren nova kunnen worden, of ‘nova gaan’. Gemiddeld worden er 2 of 3 novae (het
juiste Latijnse meervoud – dus geen nova’s!) per jaar waargenomen.
Boven zien we hoe spectaculair de helderheid kan
stijgen. Links het syteem erachter: in een dichte
dubbelster steelt de witte dwerg materiaal.
Maar wat veroorzaakt zo’n explosie op een zwakke, dode ster? De energie die ermee gepaard gaat is
veel te hoog om verklaard te worden door magnetische vlammen en andere ‘normale’ oppervlakteactiviteit. Maar in een dubbelster zijn nieuwe mogelijkheden, vooral als de twee sterren van verschillende massa zijn. De ster met hogere massa wordt een rode reus en uiteindelijk een witte dwerg,
terwijl zijn tegenhanger met een lagere massa nog steeds op de hoofdgroep zit. Als dan de tweede
ster ook een rode reus wordt, kan die zo groot worden hij in het zwaartekrachts-veld van de witte
dwerg terecht komt! De witte dwerg ‘steelt’ dan materie (vooral waterstof en helium) van zijn metgezel,
die op de witte dwerg ‘gedumpt’ worden. Een stroom gas beweegt zich dan richting de witte dwerg.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Het materiaal wordt niet direct op de dwerg gedumpt. Vanwege de rotatie van de sterren, ‘mist’ het
gas de witte dwerg, draait achterlangs er omheen en komt vervolgens in een baan rond de dwerg
terecht. Dit materiaal spiraliseert dan langzaam naar binnen totdat het op het oppervlak van de dwerg
terecht komt. Deze accretie-schijf is zo heet dat het röntgenstralen (X-rays) afgeeft. De plaats
waarop het gas de witte dwerg raakt ontwikkeld zich tot een turbulente ‘hotspot’ die goed zichtbaar is.
Naarmate steeds meer gas op de witte dwerg terecht komt, wordt dat gas heter en dichter. Uiteindelijk
is de temperatuur zo hoog dat de waterstof ontbrand en plots tot helium fuseert. Er ontstaat zoveel
energie dat de nieuwe, gestolen envelop van de dwerg uitdijt, waardoor de dwerg plots een diameter
krijgt zoals dat van een gewone, ‘levende’ ster. De fusiereacties gaan echter in een enorm tempo – de
‘tweede jeugd’ van de dwerg is even kort als krachtig. Voor een paar weken tijd is de dwerg nova,
herboren. De fusieproducten worden het heelal in geblazen, en uiteindelijk keert de witte dwerg weer
terug naar zijn rustige, oude dag. Sommige nova’s keren steeds weer terug, en dit soort witte dwergen
hebben een actief leven ver voorbij de eigenlijke dood ervan. Een witte dwerg kan in principe
honderden keren nova gaan. Soms echter, is de hoeveelheid materiaal zo groot dat de Chandrasekhar-limiet wordt bereikt – gebeurtenissen veel spectaculairder kunnen dan plaatsvinden. Hier kom
ik nog op terug.
Sterren zwaarder dan de Zon
Sterren met een hoge massa evolueren veel sneller dan hun tegenhangers met een lage massa. Hoe
zwaarder de ster, hoe hoger zijn brandstofconsumptie en hoe korter zijn levensloop op de hoofdgroep.
De zon blijft zo’n 10 miljard jaar op de hoofdgroep, maar een ster met 5 zonsmassa’s (spectraalklasse
B) blijft slechts tot 300 miljoen jaar op de hoofdgroep. Een 10 zonsmassa O-type ster verlaat na
ongeveer 20 miljoen jaar al de hoofdgroep! Alle evolutionaire veranderingen verstrekken zich veel
sneller in een ster met een hoge massa, omdat het hogere gewicht en grotere zwaartekracht de kern
tot veel hogere temperaturen kan brengen, waardoor alle fases versneld worden.
Alle sterren verlaten de hoofdgroep vanwege één hoofdreden: ze raken in hun kern door hun
waterstofvoorraad heen. Daarom gaan de eerste fases na de hoofdgroep bij alle sterren hetzelfde:
Kern-Waterstof-fusie maakt langzaam plaats voor Schil-Waterstof-fusie rond een inerte, nietfuserende heliumkern. Een ster met hoge massa verlaat de hoofdgroep op weg naar de Rode Reusfase met een interne structuur gelijk aan dat van een ster met lage massa. Daarna gaan de sterren
steeds meer van elkaar verschillen. Bij een ster zwaarder dan 2,5 zonnen begint de heliumfusie rustig,
niet exposief – er is geen heliumflits. Hoe zwaarder de ster, hoe lager de dichtheid van de kern als de
temperatuur voor heliumfusie wordt bereikt. De instabiele condities in de kern komen niet voor.
Het HRD links laat zien de evolutie zien van sterren van 1, 4 en
15 keer de massa van de zon. Zoals je ziet gaat de stijging naar
de Rode Reus bij een ster als de zon bijna verticaal, zoals ik
eerder al vertelde. De helderheid neemt dan spectaculair toe.
Sterren met een hogere massa bewegen echter horizontaal
nadat ze de hoofdgroep verlaten. Hun helderheid blijft dus
ongeveer gelijk, terwijl hun diameter groter wordt en de
oppervlakte-temperatuur lager. De 4-zonsmassa’s Rode Reus
uit het schema links blijft een Rode Reus als helium begint te
fuseren tot koolstof. Er is geen plotselinge sprong naar de
horizontale tak, en geen tweede Asymptotische Reus-stijging.
In plaats daarvan maakt de ster rustig lussen naar links en naar
rechts op het HRD.
Een veel grotere scheidingslijn vinden we bij 8 zonsmassa’s – het eigenlijke verschil tussen lage(re)
massa en hoge massa. In hun kernen vinden we veel hogere temperaturen, en zij fuseren allerlei
elementen tot aan ijzer. In de 15-zonsmassa’s ster uit het HRD boven gaat de evolutie zo snel dat de
ster niet eens een rode reus wordt als heliumfusie begint. De ster bereikt de vereiste temperatuur
terwijl hij nog dicht bij de hoofdgroep zit, en zijn evolutaire pad op het HRD gaat rustig naar rechts,
waarbij iedere nieuwe fase van fusie de ster schijnbaar onveranderd blijft. Toch sterven sterren met
een hoge massa heel snel nadat ze de hoofdgroep hebben verlaten.
Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software
http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.
Fusie van Zware Elementen
Een zonsmassa ster wordt nooit heet genoeg in zijn kern om koolstof te fuseren. Het eindigt zijn leven
als een witte dwerg. Een ster met hoge massa is echter in staat om koolstof, zuurstof en allerlei
zwaardere elementen te fuseren, omdat hun kernen samentrekken en de centrale temperatuur blijft
stijgen. De fusiesnelheid neemt toe als de ster evolueert. Kan iets dit proces stoppen? Is er een
stabiele, witte-dwerg-achtige staat aan het einde van de evolutie van een massieve ster? Wat is diens
uiteindelijke lot? Laten we om die vraag te beantwoorden een kijken naar fusie in massieve sterren.
Als we kijken naar een dwarsdoorsnede van een massieve
ster, valt ons direct de gelaagdheid van de ster op verschillende lagen waar verschillende atoomkernen
fuseren. Aan de buitenkant vinden we natuurlijk lagen met
waterstof- en heliumfusie. In tegenstelling tot zonsmassa
sterren kan er ook koolstof en zuurstof gefuseerd worden,
in lagen die binnen die van waterstof en heliumfusie
liggen. Nog dieper in het binnenste van de ster vinden we
kernen van neon, magnesium, silicium en allerlei andere
elementen. Al die elementen worden gevormd als
fusieproducten in de lagen erboven, waarna de zwaardere
elementen naar beneden ‘regenen’, om zo een nieuwe,
inerte sterkern te vormen.
De zwaartekracht drukt de sterkern samen, waarna de hogere temperatuur een nieuwe vorm van fusie
start. Laag na laag wordt de ster zo opgebouwd, totdat het een structuur heeft gekregen zoals die van
een ui. Deze processen gaan door totdat er uiteindelijk ijzer in de kern gevormd wordt. Iedere nieuwe
fusiereactie zorgt voor een toename van grootte van de ster, waardoor de oppervlakte-temperatuur
daalt. Dit soort sterren worden geboren als blauwe superreuzen en veranderen langzaam in gele en
uiteindelijke rode superreuzen. De totale helderheid van deze sterren blijft echter gedurende hun hele
leven min of meer gelijk – soms vele miljoenen malen helderder dan de zon. Overigens zorgt iedere
nieuwe fusiereactie voor een toename van temperatuur en energie, waardoor de reacties in een
steeds sneller tempo plaatsvinden. Zo vindt in een ster 20x zwaarder dan de zon waterstoffusie plaats
voor ongeveer 20 miljoen jaar. Na die tijd verlaat de ster al de hoofdgroep, om dan helium te fuseren
voor ongeveer 1 miljoen jaar. Dan volgt koolstoffusie voor 1000 jaar, zuurstof-fusie voor 1 jaar en
siliciumfusie voor een week! De ijzerkern vormt zich in minder dan een dag.