Wintertijd   –   SterHemel  app  MijnHemel   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over sterren   –   FAQ   –   Gegevens van sterren   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender    

Hoe ontstaan, leven en eindigen sterren? Deze (fundamentele) vraag is regelmatig, in verschillende vormen en vaak gedeeltelijk gesteld. Ik maak me er hier 'snel vanaf' door een paragraaf uit mijn proefschrift hierheen te kopiëren. Het wordt hierdoor een wat langer, maar vrij compleet verhaal, bedoeld om veel van deze vragen in een keer te beantwoorden. Inhoud: Het ontstaan van sterren De hoofdreeks Rode reuzen Heliumverbranding De asymptotische reuzentak Het kleur-magnitudediagram Het ontstaan van sterren Sterren worden gevormd uit gaswolken die zich voornamelijk in de spiraalarmen van sterrenstelsels bevinden. Een bekend voorbeeld is de Orionnevel, waarin sterren met leeftijden tussen de 500 000 en 2 miljoen jaar (0,01–0,04% van de leeftijd van de Zon (de leeftijd van het zonnestelsel is aan de hand van meteorieten bepaald op ongeveer 4,5 miljard jaar)) worden gevonden en waar de stervorming nog steeds aan de gang is. Als zo'n gaswolk samentrekt ontstaan lokale verdichtingen. In zo'n verdichting stijgt de temperatuur, totdat de temperatuur en druk in het centrum voldoende hoog zijn om kernfusie te laten plaatsvinden. Waterstofkernen worden gefuseerd tot heliumkernen en hierbij komt genoeg energie vrij om de het gas te laten stralen. De verdichting is nu in evenwicht en trekt niet langer samen: er is een ster gevormd. Sterren waarin de energieproductie wordt verzorgd door waterstoffusie in de kern worden hoofdreekssterren genoemd. De hoofdreeks Figuur 1: De Zon is een voorbeeld van een hoofdreeksster. Een hoofdreeksster is dus een ster die in zijn kern waterstof fuseert tot helium. De Zon is een voorbeeld van een hoofdreeksster (zie Figuur 1) en heeft na 4,5 miljard jaar waterstoffusie ongeveer de helft van haar totale voorraad waterstof verbruikt. De Zon heeft een massa die ruim 330 000 keer zo groot is als die van de Aarde, een diameter van bijna 110 aarddiameters, een lichtkracht van bijna 4x1026 Watt (4x1026 = 400 000 000 000 000 000 000 000 000, een 4 gevolgd door 26 nullen.) en een oppervlaktetemperatuur van zo'n 5500 °C. Als we deze grootheden voor andere sterren beschrijven, maken we meestal gebruik van deze zonne-eenheden: een zonsmassa (Mo), een zonsstraal (Ro) en een zonslichtkracht (Lo). Andere hoofdreekssterren lijken vaak op de Zon, maar hun eigenschappen schalen met de massa van die ster (zie Tabel 1). Zo zijn lichtere hoofdreekssterren iets kleiner, een stuk koeler en veel lichtzwakker dan de Zon, terwijl zwaardere sterren op de hoofdreeks juist iets groter, een stuk heter en veel lichtkrachtiger zijn. Zo heeft een ster van 10 zonsmassa's (10 Mo) op de hoofdreeks een straal van 6 Ro, een lichtkracht van circa 10 000 Lo en een oppervlaktetemperatuur van zo'n 23 000 °C. Doordat zo'n zware ster een ongeveer 10 keer grotere waterstofvoorraad heeft, maar een 10 000 keer hoger verbruik, duurt de hoofdreeksfase dus slechts een duizendste van die van de Zon. Hoofdreekssterren van 0,8 Mo of minder hebben meer dan de leeftijd van het heelal nodig om te evolueren en deze zien we dus altijd 'jong'. Zware sterren zijn zeldzaam (voor iedere 10 Mo-ster zijn er bijna 100 000 'zonnen'), lichte sterren komen zeer veel voor (zie Tabel 1). M t R L Topp Tcen ρcen Aantal (Mo) (Mjr) (Ro) (Lo) (°C) (miljn °C) (g cm-3) (t.o.v. 1 Mo) 0,5 52 600 0,50 0,05 3590 9,8 141 7,07 0,8 11 600 0,79 0,38 4830 13,4 156 2,34 1,0 4900 1,01 1,05 5530 15,9 157 1,00 1,5 1660 1,95 6,75 6390 20,9 102 0,131 2,0 582 2,23 20,4 7960 22,5 69,8 0,0232 2,5 405 2,80 57,8 9250 24,1 48,7 0,009 59 3,0 246 3,09 120 10 600 25,2 37,8 0,003 80 5,0 70,6 4,19 895 15 200 28,6 18,7 0,000 327 10,0 12,7 5,74 8590 22 900 32,8 8,53 0,000 011 6 20,0 5,18 8,78 67 900 31 200 37,0 4,40 0,000 000 93 50,0 2,41 15,9 527 000 39 800 41,4 2,34 0,000 000 05 Tabel 1: De eigenschappen van stermodellen met verschillende massa's halverwege de hoofdreeks. De kolommen zijn: de massa M in zonsmassa's (Mo), de leeftijd t in miljoenen jaren (Mjr), de straal R in zonsstralen (Ro), de lichtkracht L in zonslichtkrachten (Lo), de oppervlaktetemperatuur Topp in °C, de centrale temperatuur Tcen in miljoenen °C, de centrale dichtheid ρcen in g cm-3, en het aantal sterren met deze massa voor iedere ster met 1 Mo. Merk op dat de leeftijd van de 0,5 Mo-ster bijna 4 keer de huidige leeftijd van het heelal bedraagt. Rode reuzen De hoofdreeks is de langstdurende fase uit het actieve leven van een ster (ongeveer 80%), zodat de meeste sterren die we waarnemen hoofdreekssterren zijn. Zolang waterstoffusie plaatsvindt in de kern is de ster in evenwicht en veranderen zijn lichtkracht en oppervlaktetemperatuur maar weinig. Als het waterstof opraakt verandert de ster echter drastisch. De kern bestaat nu helemaal uit helium en doordat er geen fusie meer plaatsvindt gaat deze heliumkern samentrekken. Hierdoor nemen druk en temperatuur in de kern toe, zodat net buiten de kern een schil ontstaat waarin de druk en temperatuur hoog genoeg worden voor de zogenaamde schilverbranding (het begrip verbranding wordt vaak gebruikt voor kernfusie) van waterstof. In dit proces wordt waterstof uit de mantel van de ster omgezet in helium en toegevoegd aan de kern. Hierbij wordt de kern steeds zwaarder, compacter en heter. Door de hoge temperatuur in het centrum van zo'n ster dijt de ster uit. De mantel koelt hierdoor af en wordt convectief, dat wil zeggen dat het energietransport plaatsvindt door middel van opstijgende hete gasbellen. Als de mantel helemaal convectief is, zwelt de ster nog verder op. Het oppervlak van de reuzenster ligt zo ver van het hete centrum dat het koeler is dan voorheen en daardoor rood van kleur. Dit type ster wordt een rode reus genoemd. Sterren die lichter zijn dan ongeveer 2,4 Mo kunnen een straal tot 150 Ro hebben op de rode-reuzentak, zwaardere sterren zwellen minder op. Als de Zon een rode reus wordt kan zij een lichtkracht bereiken die 1000 keer haar huidige lichtkracht bedraagt. Er wordt aangenomen dat deze reuzensterren door de hoge lichtkracht en de lage zwaartekracht aan het oppervlak veel materie verliezen in een zogenaamde sterrenwind, al is het moeilijk om uit de waarnemingen of theorie te bepalen hoeveel dit precies is. Heliumverbranding Voor alle sterren die zwaarder zijn dan 0,8 Mo worden aan het einde van de rode-reuzenfase de centrale druk en temperatuur hoog genoeg om heliumfusie mogelijk te maken. Hierbij wordt helium gefuseerd tot koolstof en zuurstof. Bij sterren met lage massa (minder dan 2,4 Mo) is de druk in de kern onafhankelijk van de temperatuur. Wanneer heliumfusie begint neemt de temperatuur toe, maar de kern expandeert in eerste instantie nog niet doordat de druk gelijk blijft. Hierdoor versnelt de heliumfusie totdat de ontkoppeling tussen temperatuur en druk opgeheven wordt, de kern alsnog expandeert en de fusiesnelheid omlaag gaat. Deze explosieve heliumverbranding wordt de heliumflits genoemd. Bij sterren met een massa groter dan 2,4 Mo komt de heliumfusie geleidelijk op gang. De ster is nu aanbeland op de horizontale tak. In de kern vindt heliumfusie plaats, om de kern bevindt zich nog steeds de waterstoffusieschil. Als het helium in de kern opraakt, gaat de koolstof-zuurstofkern op zijn beurt krimpen en de buitenlagen van de ster gaan weer uitzetten, net als aan het einde van de hoofdreeks. Sterren zwaarder dan ongeveer 10 Mo kunnen vele van deze kernfusiestadia doorlopen. Bij ieder volgend stadium worden zwaardere elementen geproduceerd en ieder volgend stadium verloopt sneller. Zo heeft een ster van 10 Mo een hoofdreeksfase van ongeveer 20 miljoen jaar, de heliumfusie duurt ongeveer 2 miljoen jaar, koolstoffusie zo'n 1000 jaar, zuurstoffusie 2 jaar en siliciumfusie 3 dagen. Uit silicium worden uiteindelijk ijzer en nikkel aangemaakt en door middel van kernfusie kan uit deze elementen geen energie meer worden gehaald. Dit leidt tenslotte tot het instorten van de ijzer-nikkelkern van de ster tot een neutronenster of misschien een zwart gat. Een neutronenster is een bal met een massa van ongeveer 1.4 Mo en een diameter van slechts 20 km, een zwart gat is iets zwaarder en kleiner. Bij de implosie van de kern komt voldoende energie vrij om de buitenlagen van de ster de ruimte in te blazen. Zo'n explosie van een zware ster staat bekend als een supernova (zie Figuur 2a). Figuur 2: De overblijfselen van sterren. Links (a): De Krabnevel is het restant van een supernova, de explosie van een zware ster (Foto: European Southern Observatory). Rechts (b): De Ringnevel is een planetaire nevel, het eindstadium van een lichte ster. In het centrum is de centrale ster nog zichtbaar (Foto: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA)). De asymptotische reuzentak In dit proefschrift bekijken we de evolutie van sterren die te licht zijn om een supernova-explosie te ondergaan, al komen er ook neutronensterren voor, waarvan we dus weten dat ze in het verleden door een supernova moeten zijn gevormd. Als een ster lichter dan ongeveer 10 Mo het helium in zijn kern verbrand heeft, trekt de koolstof-zuurstofkern samen en wordt heter. Om deze kern ontstaat nu een nieuwe schil, waar heliumfusie plaatsvindt. Daarbuiten bevindt zich nog steeds de waterstoffusieschil (zie Figuur 3). Zo'n ster bevindt zich op de asymptotische reuzentak (asymptotic giant branch, AGB) en wordt een AGB-ster genoemd. Doordat de twee verbrandingsschillen hun brandstof van de buitenkant halen en het fusieproduct aan de binnenkant aan de kern toevoegen, 'eten' de schillen zich als het ware een weg naar buiten. Intussen ontwikkelt de ster zogenaamde 'Mira-pulsaties', waarbij de ster uitzet en samentrekt met een periode van ongeveer een jaar. Als de ster expandeert koelt het oppervlak sterk af. Hierdoor kan zich stof vormen, wat ervoor zorgt dat de ster zijn buitenste laag snel verliest. Dit gaat zo door totdat de kern van de ster overblijft, omgeven door de ijle nevel die gevormd is uit de vroegere buitenlagen van de ster. Figuur 3: Schematische doorsnede van de kern van een AGB-ster, van binnen naar buiten: de inerte koolstof-zuurstofkern (C,O), de heliumfusieschil, de inerte heliumlaag (He), de waterstoffusieschil en de waterstofmantel (H). De sterkern bestaat uit koolstof en zuurstof, of — voor de zwaardere sterren — uit zuurstof en neon. De vroegere buitenlagen van zo'n ster worden nog een tijd aangestraald door het energierijke licht van de centrale ster en zijn zichtbaar als een planetaire nevel (Figuur 2b) om de kern van de ster. In de voormalige sterkern vindt nu geen fusie meer plaats. De 'ster' straalt nog door zijn hoge temperatuur, maar koelt hierdoor af en wordt dus steeds zwakker. Zo'n overblijfsel van een ster wordt een witte dwerg genoemd. Het overblijfsel van de Zon zal vermoedelijk een koolstof-zuurstof witte dwerg zijn met een massa van ongeveer 0,6 Mo, al is dit getal onzeker door de onzekerheid in het massaverlies door de sterrenwind tijdens de reuzenfase en de AGB-fase. Een witte dwerg van 0,6 Mo heeft een diameter van ongeveer 0,015 Ro, zo'n 10 000 km. Zwaardere witte dwergen hebben een sterkere zwaartekracht en zijn door de grotere compressie kleiner. Het kleur-magnitudediagram Figuur 4 toont een kleur-magnitudediagram waarin de 'kleur' B-V en visuele magnitude V van 20546 nabije sterren is uitgezet. De metingen hiervoor zijn gedaan met behulp van de Europese Hipparcos satelliet. Van de getoonde sterren is de onzekerheid in de afstand 10% of minder, en in de magnitude of kleur minder dan 0,1m. Van rechtsonder naar linksboven loopt de hoofdreeks (MS). Dit zijn sterren die hun energie produceren door waterstoffusie in de kern. De reuzentak is aangegeven met GB. Hierop bevinden zich zowel rode reuzen als AGB-sterren. De eerste hebben een heliumkern en een waterstoffusieschil, de tweede een koolstof-zuurstofkern met daaromheen een schil waarin heliumfusie plaatsvindt en een schil waarin waterstoffusie plaatsvindt. HB is de horizontale tak, met sterren die helium verbranden in hun kern. De sterren op de HB zitten dus qua evolutie tussen de rode reuzentak en de AGB. WDs zijn witte dwergen, de eindproducten van sterren met een initiële massa van minder dan circa 10Mo. De lijnen zijn evolutiesporen van stermodellen voor 0,5, 1,0, 2,5, 5 en 10Mo. De evolutie begint steeds op de hoofdreeks. De gestreepte lijn toont het einde van de evolutie van de 1Mo, die na de AGB-fase eerst een centrale ster van een planetaire nevel wordt (het horizontale deel) en vervolgens een witte dwerg. De lichtkracht L en temperatuur Teff geven een indicatie, maar gelden strikt genomen voor de hoofdreeks. Figuur 4: Een kleur-magnitudediagram voor 20 546 nabije sterren, gemaakt met Hipparcosdata. Zie de hoofdtekst voor details. Zie ook: Welke kleuren hebben sterren? Welke temperaturen hebben sterren? Hoe is de Zon ontstaan? Hoe komt de Zon aan haar energie (warmte en licht)? Wanneer is de Zon opgebrand? Hoe is ons zonnestelsel ontstaan? Waardoor bewegen alle planeten in één vlak? Kan een zwart gat ontstaan zonder supernova? Kan er iets ontsnappen aan een zwart gat? Vannacht aan de hemel: Maan, planeten en deepsky-objecten De 100 helderste sterren Eigenschappen van sterren naar spectraaltype Eigenschappen van sterren naar massa Gegevens van sterrenbeelden Deepsky-objecten             Tweet     @hemel_waarnemen volgen

Wintertijd   –   SterHemel  app  MijnHemel   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over sterren   –   FAQ   –   Gegevens van sterren   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender