De levensloop van zware sterren

Bij het schrijven van dit verhaal zijn we er van uit gegaan dat je het verhaal over de « levensloop van de zon» goed hebt gelezen. Is dat niet het geval, dan raden we je dringend aan dit eerst te doen. Anders zullen veel zaken die je in dit verhaal tegenkomt onduidelijk blijven.

In «de geschiedenis van de zon» hebben we van één ster de levensgeschiedenis bekeken. Dat was onze eigen zon.

Het zou geen doen zijn als we alle sterren in het heelal apart zouden moeten behandelen. Gelukkig is dat ook niet nodig. Van veel sterren is de levensloop ongeveer hetzelfde als van de zon. Alle sterren die even zwaar zijn als de zon leven op precies dezelfde manier. Sterren die iets lichter zijn eigenlijk ook. Alleen duurt dan alles nóg langer. Een ster die iets zwaarder is dan de zon leeft wat korter. Maar van al deze sterren is de evolutie ongeveer gelijk. Ze worden geboren uit grote gas- en stofwolken. Een groot deel van hun leven zijn ze bezig met de omzetting van waterstof en helium. Als de brandstof opgebruikt is, worden de sterren rode reuzen. Dan komt de heliumflits. Daarbij wordt zeer veel helium in één keer verbrand. En de koolstof, die dan wordt gevormd, ontbrandt niet. Daarvoor wordt de temperatuur niet hoog genoeg. De buitenste lagen gaan wel weer energie produceren. Een deel van het sterregas wordt de ruimte in geslingerd en vormt zo een planetaire nevel. Wat er van de ster overblijft is een afkoelende witte dwerg.

Komt het je allemaal nog een beetje bekend voor? Zo was het dus met de zon. En met alle sterren die ongeveer even zwaar zijn als de zon.

Maar er zijn ook sterren die flink wat zwaarder zijn dan de zon. Hun levensloop is heel anders dan die van de zon.

In het begin lijkt er niet zo veel verschil te zijn. Maar aan het eind van hun leven maken deze sterren moeilijke tijden mee! We zullen eens gauw bekijken wat er nu precies gebeurt met zo’n zware ster.

ONTBREKEND DEEL

Naar de hoofdreeks nogal logisch. Hoe komt het dat de ene ster meer weegt dan de andere? Wel, de gaswolken waar sterren uit ontstaan zijn niet altijd even groot. Uit een kleine wolk kan een lichte ster ontstaan. Uit een grote wolk wordt een zware ster geboren. Er is dan meer gas dat gaat samentrekken.

Bij zware sterren gaat alles versneld. Het samentrekken van de gaswolk gaat vlugger omdat de wolk groter is. De aantrekkingskracht is dan sterker. In het binnenste van de proto-ster (= ster in wording) gaat de temperatuur sneller omhoog. Dat komt omdat de gasdeeltjes sneller bewegen. Het duurt dan ook niet zo lang voordat de proto-ster opflitst.

Bij de zon duurde het daarna nog vijftig miljoen jaar voordat hij op de hoofdreeks terecht kwam. Bij een zware ster duurt dit veel korter. Misschien maar een paar miljoen jaar.

Eenmaal op de hoofdreeks aangekomen, komt de ster tot rust.

Waterstof wordt omgezet in helium, en de ster verandert aan de buitenkant nauwelijks meer. Toch zien zware sterren er wel anders uit dan de zon. Ze zijn vaak wit of blauwachtig van kleur. Dat komt doordat de oppervlakte-temperatuur veel hoger is.

Schilverbranding

Weet je nog wat er met de zon gaat gebeuren? De waterstof in de kern raakt op. De kern krimpt in en wordt daardoor wat heter. In een schil rondom de heliumkern wordt water stof nu opnieuw omgezet in helium. Dat noemen we schil verbranding. De omzetting vindt niet meer plaats in het binnenste van de ster, maar in een schil er omheen.

Bij zware sterren gebeurt er net zo iets. Er is één belangrijk verschil. In de zon zijn de binnenste lagen in rust. De omzetting van waterstof in helium gaat binnen in de kern het snelst. Daar is het heliumgehalte dan ook het grootst. Wat meer naar buiten toe kom je steeds minder helium tegen. Bij zware sterren is de kern steeds in beroering. Het gas wordt doorlopend goed gemengd. Dus in de hele kern kom je evenveel helium tegen. In de loop van de tijd wordt de hoeveelheid helium natuurlijk groter. Maar aan de buitenkant van de sterkern vind je altijd evenveel als binnenin. Als n£ de waterstof opraakt, gebeurt dat overal in de kern tegelijk. Bij de zon raakt waterstof eerst helemaal binnenin op, en daarna steeds verder naar buiten toe. Bij sterren die zwaarder zijn dan de zon houdt op één moment overal in de kern de waterstof verbranding op. De ster begint dan in te krimpen, doordat de stralingsdruk van binnenuit wegvalt. Dus niet alleen de kern van de ster, maar de hele ster gaat inkrimpen. Na een poosje wordt de heliumkern dan weer erg heet. In een schil rondom de heliumkern wordt dan opnieuw waterstof in helium omgezet: er is schilverbranding ontstaan. De buitenlagen van de ster zetten door de nieuwe stralings druk weer wat uit. De ster wordt weer groter. De helder heid verandert daarbij niet, maar wel de oppervlakte temperatuur. Die wordt wat lager. Dus tijdens de schil verbranding blijft de ster even helder, maar doordat het steroppervlak groter wordt, koelt de ster af. Hij beweegt in het HertzsprungRussellDiagram van de hoofdreeks af.

De verdere ontwikkeling van de ster hangt sterk af van de massa. Sterren die lichter zijn dan 2« keer de massa van de zon, evolueren heel anders dan zwaardere sterren.

Hoe de levensloop van de zon er uit ziet weet je ongeveer.

Voor een ster die bijvoorbeeld twee keer zo zwaar is, is er niet zoveel verschil. Alleen gaat alles wel veel vlugger.

Maar is de ster meer dan 2« keer zo zwaar als de zon, dan vindt er een heel andere ontwikkeling plaats. Die zullen we hieronder beschrijven.

We hebben al gezien dat er schilverbranding van waterstof plaatsvindt. De ster zwelt hierdoor op, en koelt aan de buitenkant af. Zo ontstaat een rode reus. Binnen korte tijd kan de ster wel vijftig keer zo groot worden! Inmiddels is het binnenste van de ster nog steeds aan het inkrimpen. De kern van helium wordt dan ook steeds heter. Als de temperatuur honderd miljoen graden is, begint de omzetting van helium in koolstof. De kern wordt niet meer kleiner. Er is een nieuw evenwicht ontstaan tussen de stralingsdruk van binnenuit en de zwaartekracht. De ster is nog steeds een rode reus, waarin nu helium wordt omgezet in koolstof.

Hé, maar de zon wordt in de toekomst ook een rode reus! Ja, maar die ziet er van binnen dan wel anders uit. Daar brandt waterstof in een schil rondom een kern van ontaard helium.

Aan de buitenkant van een rode reus kun je dus niet zien hoe hij er van binnen uitziet. Het kan een ster zijn die ongeveer zo zwaar is als de zon, met een kern van gedegene reerd helium, waaromheen waterstof wordt verbrand. Het kan ook een zware ster zijn waar in de kern helium in koolstof wordt omgezet. In zware sterren raakt het helium niet gedegenereerd. Daarom vindt er ook geen heliumflits plaats als de temperatuur hoog genoeg is voor de ontsteking van helium. De verbranding van helium in koolstof gaat op een «gewone» manier. Wel ontstaan er waarschijnlijk trillingen in de buitenlagen van de ster: het wordt een veranderlijke ster, waarvan de helderheid dus steeds weer groter en dan weer kleiner wordt.

Als een ster meer dan negen keer zo zwaar is als de zon, dan is de oppervlakte-temperatuur veel hoger. Als er in het binnenste van zulke zware sterren helium wordt verbrand, zijn ze veel heter en helderder dan de sterren van bijvoor beeld drie keer zo zwaar als de zon. Zulke hele zware sterren zijn tijdens de heliumverbranding blauwe superreuzen.

We hebben al verteld dat zwaardere sterren sneller evolueren.

De blauwe superreuzen zijn dan ook snel door hun voorraad helium heen. De kern van de ster bestaat dan uit koolstof.

En nu herhaalt het hele verhaal zich. Er vinden in het centrum geen kernreacties meer plaats. De stralingsdruk houdt dus op. De koolstofkern gaat inkrimpen. Hij wordt daarbij steeds heter. Rondom de kern ontstaat schilverbranding van helium. En daarbuiten is er weer een schil waar waterstof wordt omgezet in helium.

Bij de zon wordt de hitte van de koolstofkern afgevoerd door de neutrino's. Daardoor kan de kern niet heet genoeg worden om koolstof te laten ontbranden. Bij zware sterren krimpt de kern zó snel samen, dat de neutrino's niet genoeg warmte kunnen afvoeren. De koolstofkern wordt nu wŠl heet genoeg om ontstoken te worden. Dat gebeurt bij een temperatuur van zeshonderd miljoen graden. Er wordt dan een aantal andere gassen gevormd: magnesium, natrium, zuurstof en neon. Ook die elementen ondergaan kernreacties: zuurstof wordt omgezet in silicium en fosfor bij temperaturen van ongeveer duizend miljoen (één miljard) graden. Silicium gaat uiteindelijk bij een temperatuur van twee tot drie miljard graden over in ijzer. Natuurlijk wel ijzer in gasvorm.

De ster bestaat zo tegen het eind van zijn leven uit een groot aantal schillen die over elkaar heen liggen. In iedere schil vinden weer andere kernreacties plaats.

Dit verhaal geeft een theorie weer, die volgens sommige sterrenkundigen geldt voor sterren die dertig keer zo zwaar zijn als de zon. In grote lijnen zal hetzelfde verhaal opgaan voor lichtere sterren. Maar we moeten er wel direct bij vertellen dat over de levensloop van zware sterren erg weinig bekend is.

Eén ding is zeker: er worden veel meer zwaardere elementen in de ster gevormd. En als er eenmaal een kern van ijzer is ontstaan, betekent dat onherroepelijk het einde voor de ster.

Supernova!

De omzetting van silicium in ijzer begint bij temperaturen van ongeveer twee tot drie miljard graden. De warmte-straling die dan in het stercentrum ontstaat, is ongelooflijk intens.

Het is in feite gammastraling, dus straling met een zeer hoge energie. Het ijzergehalte in het binnenste van de ster wordt steeds hoger. Uiteindelijk is een kern van ijzer gevormd, waar geen kernreacties meer in voorkomen. De stralingsdruk valt weer weg, en de kern begint in te krimpen. Daarbij wordt de temperatuur nóg hoger. Uit eindelijk kan de hitte oplopen tot maar liefst vijf miljard graden! Nu is de gammastraling in het inwendige van de ster ongelooflijk enegierijk geworden. Zó intens is die straling, dat de kernen van de ijzeratomen worden gesplitst in dertien heliumkernen en vier neutronen. Voor deze splitsing is enorm veel energie vereist. Er wordt dan ook heel veel warmte aan het centrum van de ster onttrokken. Binnen zeer korte tijd stort de kern van de ster hierdoor helemaal in elkaar. Er is geen enkele kracht meer van binnenuit, die het ineenstorten kan tegenhouden.

Natuurlijk loopt de temperatuur hierbij wel heel sterk op. En dat is funest voor de ster. In al die schillen, waar kernreacties plaatsvinden, wordt de kachel even extra hoog opgestookt. Alle reacties verlopen ineens veel sneller, en er komen ongelooflijke hoeveelheden energie vrij. Zó veel zelfs, dat de buitenlagen van de ster met enorme snelheden het heelal in worden geslingerd.

Daar komt nog bij dat de schil rondom de ineenstortende kern wordt opgeblazen. In die schil wordt silicium omgezet in ijzer. Dat gebeurt heel snel door de enorm hoge tempe ratuur. Deze ijzerschil heeft zo'n hoge dichtheid dat zelfs neutrino's er niet meer doorheen kunnen komen! In de kern, die helemaal in elkaar stort, ontstaan een heleboel neutrino's, die energie opnemen en naar buiten willen vliegen. Helaas, ze blijven steken in de enorm dichte ijzerschil, en geven hun energie daar af. De ijzerschil wordt hierdoor ongelooflijk heet. Het ineen storten van de schil houdt op en na een tijdje zal de schil zelfs uit gaan zetten. Daarbij worden de lagen van de ster, die er buiten liggen, meegenomen. Op deze manier ontploft de hele ster als het ware. Er vindt een verschrikkelijke explosie plaats. Een zeer groot deel van de ster wordt het heelal in geblazen. De energie die bij de versnelde kernreacties vrijkomt, is zó ongelooflijk groot, dat de ster in totaal wel honderd miljoen keer zo helder kan worden. Op aarde kunnen we zo plotseling ergens een «nieuwe» ster zien opvlammen. Na een aantal dagen is de helderheid al weer flink afgenomen. En een jaar na de uitbarsting is de ster meestal niet meer te zien.

Zo’n explosie, die de dood van de ster veroorzaakt, wordt een supernova-uitbarsting genoemd. «Nova» betekent «nieuw», en omdat zo’n nieuwe ster zó enorm veel helderder wordt, noemt men hem een supernova.

Soms is er een supernova te zien in een ander sterrenstelsel. De ontploffende ster kan dan wel even helder worden als het hele sterrenstelsel waar hij in staat! De weggeblazen gaslagen hebben zeer hoge snelheden: ongeveer duizend kilometer per seconde. Het uitgestoten gas beweegt steeds verder van de ster af en is uiteinde lijk niet meer waarneembaar. Het wordt zó ijl, dat het haast niet meer te onderscheiden is van de luchtledige ruimte.

Een supernova-explosie is één van de ontzagwekkendste natuurverschijnselen die er bestaan. En ondanks de enorme kracht die ermee gepaard gaat, gebeurt ook deze katastrofe volkomen geluidloos!

Neutronensterren

Bij de supernova-explosie zijn alle lagen rondom de kern van de ster weggeblazen. De kern zelf bestaat uit helium kernen, neutronen en elektronen. En omdat er geen kern reacties meer in voorkomen, stort dit overblijfsel nog steeds in elkaar. De temperatuur is niet hoog genoeg voor het starten van nieuwe reacties en er is geen enkele kracht die het samentrekken tegenhoudt.

Na een bepaalde tijd zitten de heliumkernen op elkaar gepakt, net zo als in een witte dwerg. Het helium is ontaard, gedegenereerd. In een witte dwerg hield op dat moment het samentrekken van de ster op. Maar de sterkern die we nu bekijken, heeft een veel grotere massa. De druk is daardoor zó hoog, dat het ineenstorten gewoon doorgaat! De elektronen die in de gedegenereerde ster voorkomen, worden als het ware in de heliumkernen geperst. Ze gaan daar een reactie aan met de protonen in de kern. Zo ontstaan neutronensterren. En omdat er ook al een groot aantal vrije neutronen in de ster aanwezig was, bestaat de hele ster na een tijdje uit samengepakte neutronen.

Die deeltjes kunnen een zeer hoge druk van buitenaf weerstaan. Als dan ook de neutronen dicht op elkaar gepakt zitten, houdt het inkrimpen op. De ster is dan nog maar een kilometer of 10 tot 20 in middellijn. Maar de dichtheid is buitengewoon hoog. Zulke sterren worden neutronensterren genoemd. Er zijn vrij veel neutronen sterren gevonden in het heelal. Je vraagt je misschien af hoe dat kan. Ze zijn maar heel klein. Maar er gebeuren nog andere dingen met de ineenstortende ster. Hij gaat steeds sneller ronddraaien. Denk maar aan het voorbeeld van het balletdanseresje. Hoe kleiner de ster wordt, hoe sneller hij gaat roteren. Het magnetische veld van de ster wordt veel sterker. Dezelfde hoeveelheid magnetisme wordt nu verdeeld over een veel kleiner lichaam. De magnetische veldsterkte wordt daardoor veel hoger.

Sommige neutronensterren zien er dan ook uit als een hele sterke magneet, met een magnetische noordpool en een magnetische zuidpool. Elektrisch geladen gasdeeltjes in de buurt van de neutronenster bewegen in de richting van de magnetische polen. Ze komen met heel hoge snelheden aan op het oppervlak van de ster. Dat komt doordat de zwaarte kracht aan het oppervlak van de ster enorm sterk is. Bij de magnetische polen ontstaan op die manier hete plaatsen op het steroppervlak. Het gas dat op de ster terecht komt, zendt zeer sterke straling uit. En doordat de neutronenster ronddraait, zien we vanaf de aarde die hete plekken niet altijd. Het lijkt alsof er een vuurtorentje in het heelal staat, dat zeer snel ronddraait. Op aarde kunnen we dan steeds wat straling waarnemen. De ster lijkt heel snel aan en uit te gaan. Vanwege dat knipper-effect kregen zulke objecten de naam pulsars. Dat is een samentrekking van pulsating st ars (pulserende sterren). Pas na de ontdekking van de pulsars in 1967 kwam aan het licht dat pulsars altijd neutronensterren zijn.

In het sterrenbeeld Stier staat een pulsar die maar liefst dertig keer per seconde aan en uit gaat. Zó snel draait de neutronenster die daar staat. Hij is dan ook maar twintig kilometer in middellijn: ongeveer zo groot als Amsterdam.

Een luciferdoosje vol neutronenster-materie weegt veertig keer zo veel als alle wolkenkrabbers in New York samen! De pulsar in het sterrenbeeld Stier staat midden in een grillig gevormde gasnevel. Die heet de Krabnevel. De nevel is gevormd bij een supernova-explosie, toen een groot deel van de ster het heelal in werd geblazen.

De Krabnevel wordt ook steeds groter. Als je de snelheid meet waarmee hij groter wordt, kun je uitrekenen wanneer die supernova-explosie moet zijn geweest. Je komt dan ergens in de 11e eeuw. En zowaar: in het jaar 1054, op 4 juli om precies te zijn, is in verschillende landen van de wereld een nieuwe ster op die plaats gezien. In China en Korea zijn nog beschrijvingen van deze ster gevonden. Hij was zelfs een paar dagen lang midden op de dag zichtbaar! Op deze manier krijg je een beetje een indruk van hoe kolossaal zo’n laatste uitbarsting van een zware ster is.

Niet alle neutronensterren zijn pulsars. Als de ster geen magnetisch veld heeft, of als de ster een bepaalde ongunstige stand aan de hemel heeft, zullen we hem nooit als neutronenster kunnen herkennen.

Zwarte gaten

Een zware ster eindigt in een supernova-explosie. Het meeste gas wordt het heelal in geblazen. De overblijvende kern stort ineen tot een neutronenster.

Een stuk terug schreven we dat op elkaar gepakte neutronen de druk van buitenaf kunnen weerstaan. Maar als de oorspronkelijke ster heel zwaar is geweest, is de overblijvende kern na de supernova-explosie óók veel zwaarder. Dan kunnen zelfs de neutronen de druk van buitenaf niet meer tegenhouden. De sterkern zal dus nóg verder ineenstorten. Net zo lang totdat iets anders het inkrimpen tegenhoudt. Helaas weet geen enkele natuurkundige hoe het ineenstorten nu nog kan worden tegengehouden. Het lijkt er volgens hen op dat alle materie in één punt wordt samengepakt. De dichtheid in dat punt is oneindig groot. Er is een zwart gat ontstaan. Een zwart gat kan geen licht of andere straling meer uitzenden. De ontsnappingssnelheidis te hoog. Dat is de snelheid die je nodig hebt om bij de ster vandaan te komen. Hoe groter de aantrekkingskracht van een ster is hoe groter ook de ontsnappingssnelheid is. Bij een zwart gat is de ontsnappingssnelheid groter dan de lichtsnelheid. Dus meer dan 300.000 kilometer per seconde. Zelfs lichtstralen kunnen niet meer aan de aantrekkingskracht van het zwarte gat ontsnappen.