Van wieg tot graf: zo ziet het leven van een ster eruit.

[univers]

Als je ze ziet twinkelen aan de hemel zou je het niet zeggen. Maar al deze sterren worden mede mogelijk gemaakt door catastrofale explosies. En velen ervan komen door zo’n zelfde explosie aan hun einde.

Je hebt vast wel eens naar de hemel gestaard en je misschien afgevraagd wat al deze lichtpuntjes die wij sterren noemen nu werkelijk zijn en hoe het leven van een ster, zoals onze zon, begint en verdergaat. Na het lezen van dit artikel heb je antwoorden op al deze vragen.

Geboorte
Sterren ontstaan door het samentrekken van gaswolken (nevels) die wel enkele lichtjaren – de afstand die licht aflegt in een jaar tijd – breed kunnen zijn. De ineenstorting ontstaat onder de invloed van zijn eigen gewicht en de zwaartekracht. Dit proces kan enkele honderdduizenden jaren duren. Het grootste deel van zo’n gaswolk bestaat uit de lichtste elementen van ons universum: waterstof en helium. De rest zijn zwaardere elementen. Dit zijn overblijfselen van oudere sterren die aan hun einde gekomen zijn door middel van een supernova explosie. Hier komen we later op terug.
Zodra zo’n gaswolk begint ineen te storten, zal ook de temperatuur stijgen. Niet al het materiaal beweegt zich naar één punt, maar een gaswolk splitst zich op in meerdere subgaswolken. In de kern van zo’n subgaswolk komt materiaal samen en begint steeds sneller rond te draaien. Als gevolg daarvan wordt er een compact lichaam gevormd dat we een protoster noemen. De hoeveelheid van het beschikbare materiaal bepaalt hoe heet en groot de ster wordt. Ook komt het regelmatig voor dat er een dubbelstersysteem of soms zelfs een meervoudig sterysteem ontstaat, waarbij er dus meerdere sterren gravitationeel aan elkaar gebonden zijn.

Niet al het materiaal van een subgaswolk vormt een protoster. Dit betekent dat een ander deel rond de protoster in banen blijft draaien. Dit wordt de protoplanetaire schijf genoemd, waaruit later planeten kunnen ontstaan. Ondertussen stopt langzaam de ineenstorting van het materiaal van de protoster, doordat er ook een uitwaartse stralingsdruk is vanuit de kern. Zodra de zwaartekracht en de stralingsdruk in balans zijn, is de protoster stabiel en wordt dan een ster genoemd. De temperatuur is door de samendrukking van de atomen hoog genoeg geworden om kernfusie op gang te laten komen. Je kunt dan ook wel zeggen dat een ster eigenlijk een natuurlijke kernfusiereactor is.

Kernfusie
Als eerste worden waterstofatomen door kernfusiereacties gefuseerd tot heliumatomen. Vier waterstofatomen zijn gelijk aan één heliumatoom plus een resterende massa. Deze overgebleven hoeveelheid massa wordt door de welbekende formule van Einstein 𝐸 = 𝑚𝑐2 omgezet in energie. Deze energie zorgt voor extra weerstand tegen ineenstorting.
Over het volledig omzetten van een waterstofkern naar helium doet een gemiddelde ster ongeveer 90% van zijn leven (een ster leeft miljarden jaren). Zodra de ster zijn waterstof volledig ‘opgebrand’ heeft in de kern, stoppen de kernfusies en heb je een heliumkern. Omdat de temperatuur nog niet hoog genoeg is om helium te gaan fuseren, begint de kern weer in elkaar te krimpen en de temperatuur te stijgen. Aan de buitenrand van de kern zit nog waterstof en deze temperatuur stijgt ook, totdat het hier warm genoeg is voor de fusie van waterstof. De kern krimpt in de tussentijd, waardoor de temperatuur steeds meer toeneemt en de waterstoffusie in de buitenrand van de kern versnelt. Uiteindelijk is de temperatuur in de kern hoog genoeg geworden om helium te gaan fuseren tot koolstof en zuurstof.


Kernfusie. Links tijdens waterstoffusie, rechts tijdens heliumfusie in de kern en waterstoffusie in een schil er omheen.

Rode reus
Als er buiten de kern een fusieproces plaatsvindt, gaat de ster plotseling veel meer energie opwekken en begint op te zwellen. Doordat de oppervlakte toeneemt, neemt de oppervlaktetemperatuur af en verandert de ster van kleur. In dit stadium wordt de ster een ‘rode reus’ genoemd. Dit is een vrij instabiele periode in het leven van een ster. De ster is aan het opzwellen en inkrimpen. Als een ster lichter is dan 2,2 maal de massa van de zon en de temperatuur opgelopen is tot 100-200 miljoen, ontstaat er een plotselinge heliumflits. Tijdens zo’n heliumflits komt er net zoveel energie vrij als alle sterren in de Melkweg in dezelfde periode opwekken. Bij zwaardere sterren gaat de kernfusie van helium naar koolstof en zuurstof een stuk geleidelijker, waardoor er geen plotselinge heliumflits ontstaat.

Laatste levensfases
Wat er volgt in het leven van een ster is sterk afhankelijk van de grootte van de ster. Je zou misschien verwachten dat een kleinere ster een korter leven heeft. Dit is niet zo. Hoe groter, hoe korter het leven, omdat de kernfusies langzamer gaan in kleinere sterren. Zo kan de lengte van het leven van een ster variëren tussen de 1 en 100 miljard jaar.
Sterren met een massa tussen de 0,08 en 0,5 maal de massa van de zon, worden ‘rode dwergen’ genoemd. Over hun laatste levensfases is weinig bekend, omdat ons universum nog te jong is om dit type ster de tijd te geven om op een natuurlijke manier aan zijn einde te komen.
Voor sterren die lichter zijn dan achtmaal de massa van onze zon, is er geen volgende stap nadat het helium in de kern uitgefuseerd is, omdat er geen temperatuur behaald kan worden die zorgt voor fusie van koolstof. Uiteindelijk zal de kern samendrukken totdat er geen samenpersing meer mogelijk is. Op dit moment heet de ster een ‘witte dwerg’. De witte dwerg kan zijn buitenste lagen niet meer vasthouden en deze worden afgestoten en vormen een planetaire nevel (dit heeft overigens niks met planeten te maken). Dit lot staat onze zon dus ook te wachten. Maar geen paniek: het duurt nog 5 miljard jaar voordat onze zon door zijn waterstofvoorraad heen zal zijn.

“BEDENK DAT BIJNA AL HET MATERIAAL DAT JE IN HET DAGELIJKS LEVEN OM JE HEEN ZIET, OF HET IJZER DAT IN JE BLOED ZIT, UITEINDELIJK GROTENDEELS GEPRODUCEERD IS IN ZWARE STERREN”

Voor sterren die zwaarder zijn dan achtmaal de massa van onze zon is het wel mogelijk om een temperatuur te bereiken waarbij koolstof gefuseerd kan worden tot neon. Verder vindt nog, in verschillende lagen rond de kern, fusie van de lichtere elementen (waterstof, helium en koolstof) plaats. Hoe dichter bij de kern, hoe warmer en hoe zwaarder de elementen zijn die gefuseerd worden. De kernfusies van steeds zwaardere elementen gaan door totdat ijzer in de kern ontstaat. Dit element kan niet gefuseerd worden tot zwaardere elementen. Als gevolg valt de druk vanuit de kern weg en stort de ster in onder zijn eigen zwaartekracht. Voor sterren met een kern die lichter is dan driemaal de massa van de zon, wordt de kern een neutronenster. Dit is een soort extremere versie van een witte dwerg met zwaardere elementen en een extreem grote dichtheid. Ook kan de ineenstorting heftiger zijn en ontstaat er een explosie van de kern. Dit is de welbekende supernova. Zo wordt het universum ook verrijkt met steeds meer zware elementen. Bedenk daarom dat bijna al het materiaal dat je in het dagelijks leven om je heen ziet, of het ijzer dat in je bloed zit, uiteindelijk grotendeels geproduceerd is in zware sterren. Een nog extremer einde van een ster: als de kern van de ster zwaar genoeg is, kan de ineenstorting in een zwart gat resulteren.

De elementen die door een supernova uitgestoten worden, zijn de zware elementen die weer in andere gaswolken terechtkomen. De explosie van zo’n supernova kan ook een gaswolk weer triggeren om ineen te storten. Op deze manier ontstaan er weer nieuwe sterren en begint het hele verhaal weer van voor af aan…

https://www.scientias.nl/van-wieg-tot-g ... ter-eruit/