19 oktober 2017

Hoe komen sterren aan hun einde?

Afgelopen week heb ik jullie verteld hoe sterren geboren worden. Maar wat gebeurt er aan het einde van een sterrenleven? Welke processen vinden dan plaats? En wat zal er overblijven van de ster? Het antwoord op deze, en meer, vragen volgen nu – natuurlijk bij AstroBlogs!

Stellar evolution

In principe is de levensduur van een ster afhankelijk van z’n massa. Hoe zwaarder een ster, hoe korter z’n leven. Als een ster z’n waterstofvoorraad in de kern verbruikt heeft, komen de nucleaire reacties tot een einde. Zonder een energiebron om de ster in stand te houden, zal het delicate evenwicht tussen de gasdruk en zwaartekracht verstoord raken: de zwaartekracht zal de kern van de ster doen inkrimpen. In een schil rondom de kern is nog altijd waterstof voorhanden en naarmate de kern verder instort zal ook de temperatuur in de schil blijven toenemen. Uiteindelijk zal waterstoffusie gaan plaatsvinden in het gebied rondom de kern. Waterstoffusie zal in een steeds sneller tempo gaan fuseren en als gevolg van deze extra energieproductie zullen de buitenlagen van de ster gaan uitdijen en afkoelen, waarbij de ster langzaam transformeert tot een rode reus.

Naarmate de kern van de ster verder zal instorten, zal zowel de temperatuur als de druk enorm gaan toenemen. Na verloop van tijd zullen de omstandigheden in de kern voldoende zijn om een nieuwe energiebron aan te boren: de fusie van helium tot koolstof. Dit zorgt voor een herschikking in de kern wat uiteindelijk zal leiden tot een iets lagere energieproductie, waardoor de gehele ster weer wat inkrimpt.

pulsating star

Als een ster voldoende massa heeft, zal de kern meerdere keren gaan instorten, waarbij steeds een ander fusieproces het instorten tijdelijk zal tegengaan. Koolstof zal fuseren tot zuurstof en uiteindelijk zal de ster neon, magnesium en silicium gaan produceren. De allerzwaarste sterren produceren zelfs ijzer! Helaas zal iedere nieuwe fusiereactie korter duren dan de voorgaande reactie, waardoor de kern van de ster meer en meer instabiel zal raken. Als gevolg hiervan gaan de buitenlagen steeds sterker pulseren: de ster groeit en krimpt en groeit en krimpt en uiteindelijk zal de ster z’n buitenlagen helemaal verliezen. De bejaarde ster zal gehuld raken in een cocon van gas en stof (net als in z’n jeugd). Wat zal er vervolgens gaan gebeuren? Dat is afhankelijk van de grootte van de kern.

Gemiddelde sterren worden witte dwergen

Voor gemiddelde sterren zoals de zon zal het uitdrijven van de buitenlagen net zo lang doorgaan totdat de naakte kern wordt blootgesteld aan het universum. Deze dode maar nog altijd bloedhete sintel wordt een witte dwerg genoemd. Het uitgestoten materiaal vormt dan een zogenaamde planetaire nevel (dat helemaal niets met planeten van doen heeft). Witte dwergen, die zo groot als de aarde zijn maar het gewicht van een ster hebben, hebben astronomen ooit met een probleem opgezadeld: waarom stort een witte dwerg niet verder in?

white dwarf size

Kwantummechanica heeft de oplossing geleverd: een mysterieus proces dat degeneratieve elektronendruk wordt genoemd levert de noodzakelijke tegendruk. Trouwens, hoe zwaarder de kern, hoe kleiner en dichter de witte dwerg die gevormd zal worden. Dus een kleine witte dwerg is zwaarder dan een groter exemplaar! Dit soort paradoxale sterren zijn bijzonder algemeen – ook onze zon zal ooit een witte dwerg worden. Hoewel witte dwergen erg heet zijn, zijn ze ook erg klein en dus nogal lichtzwak. Aangezien ze niet langer een energiebron hebben, zullen ze langzaam vervagen tot een zwarte dwerg.

Dit lot zal alleen sterren te wachten staan met een kern van maximaal 1,4 zonnemassa’s. Voorbij deze massa zal de elektronendruk niet voldoende zijn om het instorten van de kern tegen te gaan. Maar wat zal er dan gebeuren?

Witte dwergen kunnen nova gaan

Als een witte dwerg onderdeel uitmaakt van een dubbelster, zal iets spectaculairs kunnen gebeuren: ze kunnen nova gaan. Nova is Latijn voor nieuw, aangezien novae vroeger werden aangezien voor nieuwe sterren. Het zijn echter helemaal geen nieuwe sterren, maar juist hele oude! Als de afstand tussen een witte dwerg en een begeleider klein genoeg is, zal de witte dwerg materie gaan overhevelen van z’n compagnon. Rondom de witte dwerg ontstaat dan opnieuw een waterstofenvelop. Als de massa van deze envelop hoog genoeg is, zal het gaan ontbranden in een thermonucleaire kettingreactie. De witte dwerg neemt enorm en helderheid toe en het omringende materiaal zal weggeblazen worden. Na enkele dagen verdwijnt de gloed en begint het hele proces opnieuw.

white dwarf nova

Soms zal een uitzonderlijk zware witte dwerg (tegen de limiet van 1,4 zonnemassa’s) voldoende matriaal gaan aantrekken om te verhinderen dat elektronendruk z’n werk kan doen. De witte dwerg zal dan instorten en vervolgens gaan exploderen in een titanische supernova-explosie (van de categorie Ia).

Supernovae laten neutronensterren of zwarte gaten achter

massive star structure

Niet alleen witte dwergen kunnen supernova gaan. Ook hoofdreekssterren die meer wegen dan acht zonnen zullen supernova gaan. In dit geval is een supernova niet een groter soort nova, maar iets anders (hoewel iets soorgelijks). Zoals gezegd zullen massieve sterren een reeks van complexe fusiereacties ondergaan, waarbij zware elementen tot aan ijzer gevormd worden. Nu komt de crux: het fuseren van ijzer levert geen energie op, maar kost energie. De kern van de ster heeft niet langer een energiebron om zichzelf in stand te houden en zal gaan instorten. In een fractie van een seconde zal de kern instorten van 12000 kilometer tot slechts een een kilometer of 20. De buitenlagen van de ster zullen uiteindelijk gaan instorten op de supergekrompen kern, maar stuiteren terug met een enorme hoeveelheid energie. De buitenlagen worden dan op een gewelddadige wijze weggeblazen, een proces dat een Type II supernova wordt genoemd.

collosal supernova

Supernovae produceren een onvoorstelbare hoeveelheid energie. Gedurende een aantal dagen tot weken zal de supernova evenveel licht produceren als de rest van het sterrenstelsel bij elkaar! Tijdens de supernova worden alle elementen zwaarder dan ijzer gevormd, zoals goud, lood en uranium. Normaal gesproken vind in een gemiddeld sterrenstelsel iedere eeuw een supernova plaats.

Neutronensterren

Als de instortende kern in het centrum van een supernova tussen de 1,4 en 3 zonnemassa’s bevat, zal de kern blijven instorten totdat zelfs de ruimte binnen een atoom gevuld raakt. De elektronen smelten samen met de protonen om zo neutronen te vormen. Het resultaat is een 20 kilometer grote bal met neutronen, met de dichtheid van een atoomkern. Opnieuw zorgt degeneratieve druk ervoor dat de kern niet verder instort, dit keer degeneratieve neutronendruk.

Nou, als je een bal van 20 kilometer hebt met meer massa dan de zon, dan laat het gevolg zich raden: de zwaartekracht zal enorm zijn. Net als bij een witte dwergster kan ook een neutronenster materiaal gaan overhevelen van een begeleider, wat na verloop van tijd tot een uitbarsting zal leiden.

neutron star pulsar

Neutronensterren hebben enorm krachtige magnetische velden, die subatomaire deeltjes kunnen versnellen en aan de polen weer uitstoten in de vorm van krachtige stralingsbundels. Deze bundels zwiepen in het rond als kosmische vuurtorens naarmate ster rond z’n as draait. Als zo’n stralingsbundel precies op de aarde gericht staat, zien we regelmatige pulsen van straling – in zo’n geval noemen we de neutronenster een pulsar.

Zwarte gaten

Als de instortende kern groter is dan 3 zonnemassa’s, zal zelfs de neutronendruk onvoldoende zijn om het zooitje bij elkaar te houden. De ster zal blijven instorten tot een object met een oneindig hoge dichtheid, met een zwaartekracht dat sterk genoeg is om zelfs het licht te verhinderen om te ontsnappen. Dat zorgt ervoor dat zo’n zwart gat inherent onzichtbaar is. We kunnen ze dus alleen op indirecte wijze waarnemen. Bijvoorbeeld als het zwarte gat materiaal uit z’n omgeving opslokt, dat vervolgens dusdanig verhit wordt dat het krachtige rontgen- en gammastraling gaat produceren, dat vervolgens weer door ons opgepikt kan worden.

black hole eating star

Uit de restanten zullen nieuwe sterren herrijzen

Het stof en puin dat wordt weggeblazen door novae en supernovae zal zich uiteindelijk gaan mengen met het omringde interstellaire materiaal, dat zo verrijkt wordt met zwaardere elementen die gesmeed zijn bij de dood van de ster. Uiteindelijk worden deze materialen gerecycled in een nieuwe generatie van sterren en planeten.

stellar evolution 3

Bron: NASA

Over het overlijden van zonachtige sterren en de processen die ermee gepaard gaan

Reacties

  1. Geweldig en uitgebreid artikel!! Top.

Laat wat van je horen

*