26 februari 2024

De evolutie van sterrenlicht – een overzicht van een sterrenleven

Aristoteles dacht dat de sterren van een andere substantie gemaakt waren dan de vier aardse elementen – lucht, water, vuur en aarde. Deze substantie werd kwintessens genoemd en men geloofde dat de menselijke ziel van hetzelfde materiaal gemaakt was. Daarom werd de menselijke ziel door de oude Grieken gelijkgesteld aan de sterren. Dit standpunt is wellicht niet erg wetenschappelijk, maar ik houd van het idee dat in ieder mens een beetje sterlicht zit. – Lisa Kleypas

Prima, maar wat als je wél de wetenschappelijke kijk op sterrenlicht wilt weten? Het is immers dankzij de sterren dat we vele geheimen van het universum ontrafeld hebben.

credit: Nick Risinger.

Hoewel de sterren aan de nachthemel allemaal wit lijken te zijn (en erg op elkaar lijken), kennen sterren in werkelijkheid een grote verscheidenheid aan kleuren en intrinsieke helderheid. Dit wordt mooi weergegeven in onderstaande foto van de Hubble-ruimtetelescoop.

credit: NASA, ESA, and the Hubble SM4 ERO Team

Geloof het of niet, maar iedere ster in het universum heeft een lotsbestemming die bij de geboorte al is vastgesteld. Laten we eens kijken hoe dit werkt, van begin tot einde.

Credit: Josh Walawender of Twilight Landscapes.

Als een moleculaire wolk – een koude en waterstofrijke gaswolk tussen de sterren – onder z’n eigen gewicht zal instorten, zal een flink gedeelte van die wolk omgevormd worden tot sterren. Sommige van die sterren zijn kleine dwergen, terwijl andere grote reuzen zijn. Toch zijn alle sterren min of meer gelijkmatig (qua massa!) verdeeld over de zeven typen van hoofdreekssterren.

credit: Wikipedia user Kieff.

Dat betekent natuurlijk dat qua absolute aantallen slechts 0,12 procent van de sterren heftige O- en B-sterren zullen zijn, terwijl ruim 75 procent uit M-sterren bestaan. De O-sterren zijn, weinig verrassend, de helderste van allemaal. Omdat ze ook de meest massieve zijn, zullen ze het snelste hun brandstof opstoken – vandaar hun enorme helderheid. Als je kijkt naar jonge sterrenclusters, dan blijken ze gedomineerd te worden door deze superheldere blauwe sterren – ondanks het feit dat zwakke, rode sterren veel talrijker zijn.

credit: Langkawi National Observatory @ ANGKASA

Als we een grafiek maken, met daarin de intrinsieke helderheid van iedere ster op de y-as, en de kleur op de x-as (de blauwste links, de roodste rechts), dan krijgen we een naar boven slingerend “pad”. Zo’n diagram wordt het Hertzsprung-Russell-diagram genoemd en het slingerende pad is de zogenaamde hoofdreeks. Alle sterren op de hoofdreeks fuseren waterstof tot helium in hun kern – inclusief de zon.

credit: Atlas of the Universe / Richard Powell.

Na verloop van tijd zullen alle sterren hun waterstof in de kern verbruikt hebben. De blauwste, meest massieve sterren “verbranden” hun waterstof het snelst en zijn dus de eerste die de hoofdreeks zullen verlaten. Een piepjonge, pasgeboren sterrencluster bevat alleen maar hoofdreekssterren, terwijl een oude sterrencluster een veel ingewikkelder HR-diagram zal hebben. Neem bijvoorbeeld de bolvormige sterrenhoop M55 – deze is nogal oud en diens HR-diagram ziet er zó uit:

credit: B.J. Mochejska, J. Kaluzny (CAMK), 1m Swope Telescope.

De sterren van hoge massa hebben allemaal al lang hun waterstofvoorraad verbruikt – in het geval van M55 zijn dat alle sterren die zwaarder zijn dan de zon. (De enkele blauwe hoofdreekssterren links van de “knik” zijn blauwe treuzelaars die ontstaan als twee hoofdreekssterren van lagere massa samensmelten). Als de waterstof verbruikt is, zal de kern gaan krimpen. Dankzij onze goede vriend thermodynamica zal een krimpende ster-kern steeds heter worden, totdat waterstoffusie weer kan verdergaan in een schil rondom de kern. Hierbij zal de ster gaan opzwellen – dit zal uiteindelijk gebeuren bij alle stertypes, behalve de M-sterren, die te weinig massa hebben om ooit een andere fase van fusie te starten.Als gevolg hiervan zal onze hoofdreeksster gaan evolueren tot een subreus – een ster met een iets grotere helderheid en een iets koelere temperatuur dan tijdens de hoofdreeksfase. Het feit dat ze koeler zijn zal je wellicht verbazen, maar bedenkt wel dat alleen de buitenlagen koeler zijn – en dat komt puur vanwege het opzwellen. Binnen de ster is de kern heter dan ooit en het is dankzij die extra energie dat de ster in helderheid en omvang zal toenemen. Het is de expansie die ervoor zorgt dat de oppervlakte-temperatuur zal dalen. Vandaar dat als een ster in omvang blijft toenemen, hij steeds roder zal worden.

credit: Procyon photo by Arun Venkatram, inset by David Darling

Dat is wat er momenteel gebeurd bij Procyon, één van de helderste en dichtstbijzijnde sterren aan de nachthemel, die zich op een afstand van 11,5 lichtjaar bevindt. Gedurende een periode van tientallen miljoenen jaren zullen subreuzen blijven uitdijen en afkoelen (in de buitenlagen), terwijl de kern zal blijven krimpen en opwarmen. Uiteindelijk zal de temperatuur in de kern hoog genoeg zijn voor de fusie van helium!Op dat moment zal de ster gigantisch gaan opzwellen en een echte rode reus worden. Deze fase kan honderden miljoenen jaren duren en het is tijdens die fase dat de ster z’n maximale helderheid zal bereiken. Dus hoewel de buitenlagen afkoelen, zal de totale helderheid flink toenemen en lange tijd constant blijven. Als de grote rode reus zal beginnen met heliumfusie – eerst tot koolstof en later tot zuurstof en zwaardere elementen – zal de ster weer kleiner en blauwer (lees: oranje-geel) worden, maar wel in helderheid constant blijven. Die fase wordt de horizontale tak genoemd en hieronder zie je een vergelijking tussen de zon en Arcturus (een reus op de horizontale tak) en Antares (een echte rode reus). Veel sterren zullen weer helemaal terug naar de hoofdreeks migreren!

credit: Wikipedia user Sakurambo

De evolutie van zo’n beetje alle F-, G-, en K-sterren is dus als volgt: van hoofdreeks (kern-waterstoffusie) naar subreus (schil-waterstoffusie) naar rode reus (kern-heliumfusie) naar horizontale tak (verdere kern-heliumfusie).

credit: James Schombert of http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec16.html.

Sommige sterren zijn massief genoeg om ook helium te fuseren in een schil rondom de kern. Die sterren zal opnieuw naar rechts bewegen, naar de rode kant van het spectrum, en opnieuw een rode reus worden – maar dan eentje die nog helderder is dan voorheen. Eigenlijk is dit een afzonderlijke evolutionaire stap en de naam van die fase is afhankelijk van de massa van de ster, zoals op onderstaand diagram wordt weergegeven:

credit: Wikipedia user Rursus.

Deze cyclus kan zich verschillende keren herhalen – de brandstof in de kern is opgebruikt, de kern zal gaan instorten, fusie zal weer hervat worden in een schil rondom de kern en – indien mogelijk – zal de kern voldoende opwarmen om de assen van de vorige fusie-fase te fuseren tot iets zwaarders: neon, magnesium, silicium, zwavel en uiteindelijk helemaal tot aan ijzer, nikkel en kobalt. Tijdens al die inwendige veranderingen zal de ster voortdurend gaan switchen tussen blauwere en rodere kleuren, terwijl de helderheid enorm hoog zal blijven.Uiteindelijk zal bij sterren lichter dan 8 zonnemassa’s de fusie tot een halt komen nadat alle helium gefuseerd is tot koolstof en zuurstof (en een beetje neon en magnesium). De buitenlagen van de ster worden afgestoten en de naakte kern zal blijven inkrimpen tot een witte dwerg. Die zal blijven stralen door de restwarmte, waardoor de uitgestoten buitenlagen tot gloeien gebracht worden. Het resultaat is een zogenaamde planetaire nevel, en deze komen in een grote verscheidenheid aan kleuren en vormen.

credit: Carlos Milovic, Hubble Legacy Archive, and NASA

De resterende kernen – de witte dwergsterren – zijn miljoenen keren lichtzwakker dan de oorspronkelijke sterren, hoewel ze meestal heter en blauwer zijn dan tijdens de hoofdreeks. Zo eindigen vrijwel alle sterren – alle K- G- F- en A-sterren, plus een deel van de B-sterren, zullen eindigen als witte dwergster.Maar de sterren die hun leven begonnen zijn als O-ster en/of heldere B-ster, oftewel alle sterren met meer dan 10 zonnemassa’s, zullen veel verder gaan in hun cyclus van fusie. Uiteindelijk is een metalen kern ontstaan, en de atomen in die kern zullen niet langer zijn opgewassen tegen de zwaartekracht. De hele kern zal gaan instorten, waarbij de rest van de ster met een gigantisch geweld wordt weggeblazen – een zogenaamde supernova. Het resultaat is dan een neutronenster of een zwart gat aan het einde van het sterrenleven.

credit: public domain image taken from Katie Chamberlain at http://study.com/academy/lesson/main-sequence-star-definition-facts-quiz.html.

Alle sterren sterven dus en eindigen hun leven als witte dwerg + planetaire nevel of als neutronenster/zwart gat, terwijl de meeste M-sterren simpelweg inkrimpen tot een helium-witte dwerg. Vervolgens zullen ze nog biljoenen jaren blijven schijnen – het duurt bijna letterlijk een eeuwigheid voordat een witte dwerg of neutronenster voldoende is afgekoeld om niet langer te schijnen. Toch zijn dit geen sterren in de zin van het woord, dus is het licht dat ze uitzenden kan niet langer sterrenlicht genoemd worden.

Hiermee hebben we het einde bereikt van dit verhaal over sterrenlicht. Onze Melkweg is gevuld met 400 miljard sterren, in allerlei levensfases, terwijl in vele biljoenen andere sterrenstelsels precies hetzelfde gebeurt.

14 sterren

Bron: Starts With a Bang‘, ‘

Share

Comments

  1. Mooie blog Olaf! Zeer verhelderend over de evolutie van sterren.

  2. Leuk blog om zo nog even over het leven van de gangmakers van het universum te lezen. Het heeft weer een verhelderend lichtje op de materie geworpen. 🙂

Speak Your Mind

*