6 december 2016

Hubble ziet bellenblazende ster

WR 31a nebula

In het centrum van deze prachtige opname van de NASA/ESA Hubble-ruimtetelescoop bevindt zich de Wolf-Rayetster WR 31a, die zich bevindt op een afstand van 30.000 lichtjaar, in de richting van het sterrenbeeld Carina (De Kiel). De opvallende blauwe bubbel rondom WR 31a is een Wolf-Rayetnevel, een interstellaire wolk van stof, waterstof, helium en overige gassen. De nevel is gevormd door de interactie tussen het massaverlies van WR 31a en het interstellaire medium. De bubbel is zo’n 20.000 jaar geleden ontstaan en is aan het uitdijen met een snelheid van 220.000 km/u. Helaas is een Wolf-Rayetster geen lang leven beschoren – zijn totale levensduur is vaak slechts een paar honderdduizend jaar – een oogwenk in het leven van andere sterren, die miljoenen tot miljarden jaren oud kunnen worden. Wolf-Rayetsterren hebben een krachtige sterrenwind en stoten regelmatig dikke waterstoflagen uit. Ondanks dat een Wolf-Rayetster van oorsprong enkele tientallen zonnemassa’s weegt, blazen ze iedere 100.000 jaar bijna de helft van hun massa weg! Uiteindelijk zal iedere Wolf-Rayetster en dus ook WR 31a ontploffen als een spectaculaire supernova-explosie.

Bron: NASA

Reacties

  1. Folkert zegt:

    Na 4 a 5 keer de helft van hun massa te hebben uitgestoten is er nog ongeveer 1 zonmassa over.
    Waarom gaat zo’n ster dan daarna niet gewoon verder als onze zon?

    • De ster heeft in zijn korte maar heftige leven de beschikbare lichtere elementen in de kern verbruikt. Het kan dus niet meer zo goed fusie op gang houden. Hoe zwaarder het element is, dat je met fusie maakt, hoe minder energie-winst (vrijkomende hitte). En die energie-winst, samen met sterke zwaartekracht, is wat de ster nodig heeft om fusie op gang te houden.

      Dus de ster blaast buitenlagen weg, waardoor er minder massa, dus minder zwaartekracht beschikbaar is in de kern. En in die kern is zo’n beetje alle waterstof en helium al opgebruikt. De kern zal bestaan uit zwaardere elementen zoals koolstof en zuurstof. Om die zwaardere elementen te kunnen fuseren in nog zwaardere, komt het hitte en zwaartekracht tekort. De ster is dus aan het aftellen naar supernova.

      Met andere woorden, ook al blijft er uiteindelijk een ster over met evenveel massa als onze Zon, het heeft niet de juiste elementen in zijn kern om fusie op gang te kunnen houden. Fusie stopt hoe dan ook zodra de ster ijzer maakt in zijn kern…..dat is het laatste element. IJzer fuseren in nog zwaardere elementen kost juist energie….dus voor die elementen is juist kernsplitsing het proces dat energie-winst geeft.

      Zodra de ster supernova gaat komt er zoveel energie en geweld vrij dat het in fracties van seconden nog wel even zwaarder-dan-ijzer elementen maakt. Voor de allerzwaarste elementen (goud e.d.) hebben we nog meer geweld nodig (althans, vrij nieuwe theorie met “bewijs” uit een beperkt aantal waarnemingen), zoals het samensmelten van twee neutronensterren.

Geef een reactie