Het leven van een ster

1. Zoals de zon

De Rosettanevel met samentrekkende wolken van gas en stof waaruit sterren ontstaanTussen de sterren in een melkwegstelsel bevinden zich interstellaire wolken, zeer ijle wolken van stof en gas. Volgens de zwaartekrachtwet trekt elk deeltje in zo'n wolk de andere deeltjes in de omgeving aan. Die samentrekkende deeltjes vormen uiteindelijk een gasbol, een protoster. De deeltjes in die protoster komen steeds dichter bij elkaar waardoor de temperatuur gaat stijgen. Het duurt echter enkele miljoenen jaren eer die gasbol licht en warmte begint uit te stralen.

 

 

 

 

Als de temperatuur in de kern oploopt tot enkele miljoenen graden, ontstaan daar kernreacties. Waterstofdeeltjes worden in een aantal stappen omgevormd tot heliumdeeltjes. De hierbij geproduceerde energie belet dat de gasbol verder inkrimpt: een nieuwe ster is geboren. In de zon zal deze omzetting van waterstof naar helium zo'n 10 miljard jaar doorgaan. Aangezien onze zon ongeveer 4,5 miljard jaar oud is, zal ze nog 5,5 miljard jaar in deze toestand van evenwicht blijven.

 

 

 

 

 

 

 

Het sterrenbeeld Orion met daarin de rode reus Betelgeuze, gefotografeerd door de ruimte-telescoop HubbleNa uitputting van de waterstof in de kern gaat die omzetting verder in de schil. De buitenlagen van de ster gaan opzwellen: de ster wordt een rode reus. De temperatuur in de kern stijgt tot een waarde van ongeveer 100 miljoen graden. Hierbij ontstaan nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof. Daarna leiden afwisselende kernreacties tot een zeer onstabiele toestand. De ster gaat afwisselend inkrimpen en uitzetten.

 

 

 

Planetaire nevel NGC2440 met in het midden een witte dwergTenslotte worden de buitenlagen van de ster weggeblazen. Deze vormen een zogenaamde planetaire nevel. De evolutie van rode reus tot planetaire nevel vergt enkele honderden miljoenen jaren. Wat van de ster overblijft, de kern, bevat nog steeds een groot deel van de beginmassa. Maar de ster is zo sterk samengetrokken, dat ze witte dwerg wordt genoemd. Zo'n witte dwerg dooft dan langzaam uit. Het duurt nog enkele tientallen miljarden jaren alvorens het ster-restant zo koel geworden is dat we het niet meer kunnen waarnemen.

 

 

 

 

 

 

2. Zoals een zware ster

Een ster met een massa van vier zonsmassa's of meer evolueert veel sneller dan een ster zoals de zon. Hiervoor is ondermeer de zeer efficiënte CNO-cyclus verantwoordelijk. Na slechts een half miljard jaar zwelt de ster op tot een superreus. De temperatuur in het centrum kan oplopen tot enkele miljarden graden, waarbij koolstof verder wordt omgezet tot zuurstof, magnesium, silicium en tenslotte ijzer. Waar de reacties precies stoppen hangt af van hoe zwaar de ster precies is. Omdat verschillende reacties gelijktijdig op verschillende diepte in de ster plaatsvinden, ontstaan er een schilstructuur. Daarna wordt de ster zeer instabiel.

 

 

 

 

 

 

Zware sterren met een massa van meer dan 8 keer die van de zon evolueren verder op een heel heftige wijze en op korte tijd. De kern stort in elkaar terwijl de buitenlagen met explosieve kracht de ruimte worden ingestoten. Dit fenomeen nemen we vanop aarde waar als een supernova: door de grote helderheid van de explosie lijkt het alsof er een "nieuwe" ster aan de hemel verschijnt. Tijdens dit verschijnsel worden in de uitgestoten buitenlagen ook elementen zwaarder dan ijzer gevormd.

 

 

 

 

 

 

 

De in elkaar gestorte kern heeft een massa van meer dan 1,5 keer die van de zon en is nog compacter dan een witte dwerg. Dit wordt een neutronenster genoemd. Die bestaat geheel uit neutronen, en van scheikundige elementen is er geen sprake meer. Neutronensterren draaien sneller om hun as dan de gewone sterren die ze ooit waren: honderden omwentelingen per seconde. Sommige neutronensterren zijn bovendien sterke bronnen van radiostraling. Door de snelle draaiing en de schuine stand van de draaias kunnen de stralingsbundels soms waargenomen worden als korte pulsen. Zo'n ster wordt dan ook pulsar genoemd.

 

 

 

 

Als het restant van de ster een massa heeft van meer dan vijf zonsmassa's, dan wordt die zo compact, dat zelfs licht er niet meer in slaagt aan de zwaartekracht van het object te ontsnappen. Zo’n ster restant kan visueel niet worden waargenomen. Daarom spreken we van een zwart gat. Waarneming kan alleen op een indirecte manier, bijvoorbeeld als een zwart gat materie van andere, gewone ster naar zich toe trekt.

 

 

 

 

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!