Evolutie van Sterren. Hertzsprung-Russell Diagram. Generated by Foxit PDF Creator Foxit Software For evaluation only

Generated by Foxit PDF Creator © Foxit Software http://www.foxitsoftware.com For evaluation only.

Evolutie van Sterren In dit artikel ga ik in op de evolutie van sterren. De nadruk zal liggen op de gebeurtenissen die zich plaatsvinden nadat de ster de hoofdgroep heeft verlaten – de dood van de ster dus. De gebeurtenissen die leiden tot de geboorte van een ster zijn minstens zo spectaculair, maar vallen buiten het kader van dit artikel. Dit is mijn eerste artikel, ik doe mijn best er een goed leesbaar en samenhangend verhaal van te maken. Wat sterren precies zijn zal voor de meeste lezers van dit artikel wel duidelijk zijn. Iedere amateurastronoom, dat wij toch allen zijn, weet natuurlijk dat sterren sfeervormige gasballen zijn, die energie opwekken door middel van de fusie van waterstof tot helium. Nadat een ster van een proto-ster een echte ster is geworden, en de hoofdgroep-fase heeft bereikt, zal de ster weinig meer veranderen voor de komende 90% van zijn leven. Echter, aan het einde van die periode, als de brandstof van de ster begint op te raken, zullen de eigenschappen van de ster weer enorm veranderen. Sterren op leeftijd reizen over evolutionaire paden die de ster ver van de hoofdgroep zullen brengen. Het uiteindelijke lot van een ster hangt vooral af van zijn massa, hoewel interacties met andere sterren ook een belangrijke factor vormen.

Hertzsprung-Russell Diagram Om aan te geven in welke fase van zijn leven een ster zich bevindt, is in 1910 het Hertzsprung-Russell Diagram (HRD) ontworpen door Ejnar Hertzsprung en Henry Norris Russell. Dit diagram laat de relatie zien tussen helderheid en oppervlakte-temperatuur. De verhouding tussen die twee laat zien in welke fase van de sterrenevolutie een ster zich bevindt. Het HRD is een grafiek met vier assen. Deze assen zijn: Links: Helderheid (zon=1) Onder: Kleur Rechts: Absolute magnitude * Boven: Oppervlakte-temperatuur * magnitude als de ster op een afstand van 10 parsec (33 lichtjaar) zou staan

Bron afbeelding: http://en.wikipedia.org/wiki/Image:HRDiagram.gif

Het plaatje rechts is misschien niet zo heel leesbaar zonder er hoofdpijn van te krijgen. Je ziet wel dat de meeste sterren een rij of groep vormen van rechts-onderin naar links-bovenin. Op deze groep, de zogenaamde Hoofdgroep of Main Sequence, bevinden zich de sterren die een kern van waterstoffusie hebben. Hoofdgroepsterren hebben een zeer eenvoudige verhouding tussen kleur en helderheid. Hoe roder een hoofdgroep-ster, hoe kleiner en minder helder. Hoe blauwer, hoe groter en helderder. Rechts-onderin bevinden zich de rode dwergen, links bovenin de blauwe superreuzen. Als een ster met een massa van ongeveer die van de zon oud wordt, stopt de Kern-Waterstof-fusie en veranderd de samenstelling van de ster. De ster beweegt zich dan weg van de hoofdgroep, via een subreus-fase tot een reus. De reuzen vormen een cluster, een groepje, rechtsboven de hoofdgroep.


De zon bevindt zich ongeveer halverwege het HRD en is dus in alle opzichten een gemiddelde ster. Sterren met de massa van de zon blijven ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdgroep. In die 10 miljard jaar zet een ster als de zon ongeveer 10% van zijn waterstofvoorraad om in helium. 90% van het leven van een ster speelt zich af op de hoofdgroep dwz in de fase van KernWaterstof-fusie (Hydrogen Core Fusion). Tijdens deze fase bevindt de ster zich in Hydro-statisch Equilibrium (de balans tussen de Kern-Waterstof-fusie voor de uitwaartse, en de zwaartekracht voor de inwaartse druk). De zon – een typische voorbeeld van een hoofdgroep-ster in hydro-statisch equilibrium.

Voordat een ster de hoofdgroep bereikt is het enkele tientallen miljoenen jaren bezig om zich te vormen. Nadat 90% van het leven voorbij is (bij de zon na 10 miljard jaar) zal de ster zich van de hoofdgroep weg bewegen en veranderen in ‘iets anders’. Dat ‘iets anders’ is hetgeen waar dit artikel over gaat.

Spectraal-typen Het spectrum (licht) van sterren zegt iets over de oppervlakte-temperatuur. Hoe roder, hoe kouder en hoe blauwer of witter, hoe heter. De sterren worden ingedeeld in spectraal-typen. Ieder spectraal-type heeft een bijbehorende temperatuur. De eigenschappen van sterren en spectraaltypen kunnen in een tabel weergegeven worden. In het HRD geeft de bovenste as het spectraaltype aan: van blauw (type O) links naar rood (type M) rechts.

Diameter Massa Helderheid Temperatuur Spectrum

xZon

xZon

xZon

°K

W

22

140

3,000,000

70,000

O2

16

80

500,000

54,000

O5

14

58

80,000

46,000

B0

5.7

16

16,000

29,000

B5

3.7

5.4

750

15,200

A0

2.3

2.6

63

9,600

A5

1.8

1.9

24

8,700

F0

1.5

1.6

9.0

7,200

F5

1.2

1.35

4.0

6,400

G0

1.05

1.08

1.45

6,000

Gele dwerg

G2

1.0

1.0

1.0

5,900

Zon

G5

0.98

0.95

0.70

5,500

K0

0.89

0.83

0.36

5,150

K5

0.75

0.62

0.18

4,450

M0

0.64

0.47

0.075

3,850

M5

0.36

0,25

0,03

3,200

L

0.12

0.08

?

1,500

Blauwe hyperreus

Blauwe superreus

Blauwe reus

Oranje dwerg

Rode dwerg

Bruine dwerg


Pas op: deze tabel geeft alleen de spectraaltypen weer van hoofdgroep-sterren! Rode reuzen en gele/rode superreuzen komen dus niet in de tabel voor, want dat zijn per definitie geen hoofdgroepsterren. De waarden zijn de waarden in het hoofdgroep-stadium. Een pasgeboren hyperreus heeft dus een diameter van 22x die van de zon. Na een miljoen jaar kan dat al tot 1000x die van de zon gegroeid zijn. Bedenk wel dat de waarden in de tabel schattingen zijn, van sommige waarden ben ik ook niet zeker dat ze kloppen. De typen W en L zijn nieuwe toevoegingen aan het diagram. De oude typen O, B, A, F, G, K en M kunnen onthouden worden met het ezelsbruggetje “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”. Om ervoor te zorgen dat ook niet-hoofdgroepsterren in een spectraal diagram gezet kunnen worden, wordt het zogenaamde Yerkes-schema gebruikt. Daarbij wordt het spectrumtype vergezeld van een categorie: 0 I II III IV V VI VII

= hyperreus = superreus = blauwe reus = rode reus = subreus = hoofdgroep-dwerg -> de zon heeft dus als volledig spectraaltype: G2V = subdwerg (zelden gebruikt) = witte dwerg (zelden gebruikt)

De fusie van waterstof Alle sterren, groot en klein, hebben één eigenschap gemeen: in hun kern zijn de druk en temperatuur dusdanig dat spontaan kernreacties op gang komen. In het geval van sterren gaat het om de fusie van waterstofkernen (protonen dus) tot heliumkernen. In principe zijn er 2 verschillende processen aan het werk: de proton-proton-ketting en de koolstof-stikstof-zuurstof-cyclus. De proton-proton-ketting (proton-proton-chain) is de belangrijkste fusiereactie in sterren met een lage massa. In deze reactie vormen twee waterstofkernen samen een heliumkern. Omdat de kern van waterstof slechts uit één proton bestaat, wordt deze reactie dus een proton-ketting genoemd ipv een ‘waterstofkern-ketting’. Om de electro-magnetische afstoting die tussen protonen bestaat uit te schakelen is een enorme hoeveelheid energie (temperatuur en druk) benodigd, en een grote hoeveelheid tijd. Omdat de proton-proton-ketting, zoals de naam al aangeeft, in principe een kettingreactie is, is de reactie niet te stoppen als hij eenmaal begonnen is. Het duurt gemiddeld echter 10 miljard jaar voordat de reactie is voltooid – niet toevallig precies de tijd dat een ster als de zon zich op de hoofdgroep bevind.

De eerste stap van de reactie bestaat uit de fusie van twee protonen (waterstofkernen) tot deuterium (zwaar waterstof – proton + neutron). Bij deze reactie veranderd een proton in een neutron, waarbij er een positron (anti-elektron) en een neutrino ontstaan. Zie afbeelding links. Het positron reageert gelijk met het eerste elektron dat hij tegenkomt. Omdat positron en elektron elkaars tegenpolen zijn, annihileren ze elkaar en komt er een hoog-energetisch foton (gamma-straal) vrij. De deuterium-kern die zo ontstaat is kan dan weer fuseren met een proton om zo een lichte heliumkern (helium-3) te vormen (zie afbeelding rechts). Vanaf dit punt zijn er drie verschillende manieren om een ‘normale’ heliumkern (helium-4) te vormen. Deze manieren zijn: pp1, pp2 en pp3.

In de pp1-reactie (zie afbeelding links) fuseren twee helium-3 kernen tot een helium-4 kern en twee waterstofkernen: He-3 + He-3 = He-4 + H + H . Deze reactie domineert in temperaturen tussen de 10 en 14 miljoen graden.


In de pp2-reactie fuseren een helium-3 kern en een helium-4 kern tot een kern van beryllium. Deze neemt dan een elektron op om zo een lichte lithium-kern te vormen. De lithium-kern neemt dan een waterstof-kern (proton) op en zo ontstaan twee helium-4 kernen. Iedereen zal beseffen dat deze reactie veel ingewikkelder is dan pp1. Bovendien zijn er voor de reactie andere kernen dan waterstof en helium nodig: lithium en beryllium. Deze reactie domineert in temperaturen tussen de 14 en 23 miljoen graden. De pp3-reactie is weer ingewikkelder, maar komt slechts weinig voor. In de zon vindt de pp1-reactie plaats in 91% van de gevallen, pp2 in 9% en pp3 slechts in 0,1% van de gevallen. De koolstof-stikstof-zuurstof-cyclus (carbon-nitrogen-oxygen cycle – CNO) is de belangrijkste fusiereactie in sterren met een hoge massa. Deze reactie begint met een kern van koolstof-12, in de reactie zelf spelen ook kernen van koolstof-13, stikstof-13, stikstof-14, stikstof-15 en zuurstof-15 een rol. Die 12, 13, 14 en 15 geven aan dat het verschillende isotopen zijn. Het getal geeft het aantal kerndeeltjes (protonen en neutronen) aan. Koolstof-13 is dus precies één kerndeeltje zwaarder dan koolstof-12. De reactie gaat als volgt: C-12 + H = N-13 + energie N-13 = C-13 + positron + neutrino * C-13 + H = N-14 + energie N-14 + H = O-15 + energie O-15 = N-15 + positron + neutrino * N-15 + H = C-12 + He-4 De cyclus begint en eindigt met een koolstof-12 kern. Het resultaat is een helium-4 kern. Groene bolletjes zijn positronen, gele bolletjes zijn neutrino’s en de Y staat voor energie. Het getal voor het elementsymbool (bijvoorbeeld 12C-6) geeft het aantal neutronen (blauw) aan. Het getal achter het elementsymbool geeft het aantal protonen (rood) aan. Binnen hetzelfde element is het aantal protonen altijd gelijk, slechts het aantal neutronen kan verschillen. Zo’n verschil noemt men een isotoop. Verschillende isotopen van het hetzelfde element hebben dezelfde scheikundige, maar andere natuurkundige eigenschappen.

Zoals jullie allemaal zien is deze reactie een heel stuk ingewikkelder dan de ‘simpele’ proton-protonketting. Het lijkt namelijk alsof er een hele dierentuin aan kerndeeltjes gevormd wordt! Toch is dat niet zo: als je puur kijkt naar de kerndeeltjes die de reactie ingaan en de deeltjes die er weer uitkomen ziet het er zo uit: C-12 + 4x H = C-12 + He-4. Oftewel: een koolstof-12 kern en 4 waterstofkernen maken samen een koolstof-12 kern en een helium-4 kern. De koolstof-kern is slechts een catalysator, een deeltje dat de reactie op gang helpt. Alle stikstof- en zuurstofkernen die in de reactie gevormd worden, worden ook in dezelfde reactie weer vernietigd. Er wordt dus netto geen stikstof, zuurstof óf koolstof aan de sterkern ** toegevoegd.

Tot 16 miljoen graden domineert de pp-ketting, boven die temperatuur de CNO-cyclus. De temperatuur van de zon is ongeveer 14 miljoen graden, zodat de CNO-cyclus op dit moment niet veel voorkomt. Als de zon ouder wordt, zullen we zien dat de CNO-cyclus ook in de zon de belangrijkste fusiereactie wordt. Onderste as: de temperatuur in de ster-kern. Linker-as: de energie die vrijkomt. Zoals je ziet kruisen de pp en CNO lijnen elkaar op 16 miljoen graden – op dat moment leveren beide reacties evenveel energie en komen ze even veel voor.

* stikstof-13 en zuurstof-13 zijn niet stabiel en als gevolg radio-actief. Zij vervallen (decay, veranderen) daarom spontaan in een andere atoomkern, waarbij altijd een positron en een neutrino vrijkomt. Dit verval veroorzaakt radio-activiteit. ** even om verwarring te voorkomen – in dit artikel wordt het begrip ‘kern’ voor twee heel verschillende dingen gebruikt! Met kern kan zowel een atoomkern, een kerndeeltje bedoelt worden: zoals een waterstof, helium, koolstof, etc kern. Met kern kan ook de ster-kern bedoeld worden – dat is dát deel van de ster waarin kernreacties (met atoomkernen dus) plaatsvinden! In het Engels worden er twee verschillende woorden voor gebruikt: nucleus (atoomkern) en core (kern van hemellichaam).


Het verlaten van de hoofdgroep Vrijwel alle sterren met een lage massa bestaan nog steeds als sterren. De koelste M-sterren (rode dwergen) ‘branden’ zo traag dat er nog niet één de hoofdgroep heeft verlaten! Sommige rode dwergen branden rustig voor wel een biljoen jaar of meer. De massieve sterren van typen O en B vormen een grote tegenstelling tot de M-sterren – zij verlaten de hoofdgroep al na enkele tientallen miljoenen jaren. De meest massieve sterren (type W) blijven slechts een paar miljoen jaar op de hoofdgroep! Tussen deze twee extremen bevinden zich sterren met een gemiddelde massa, zoals de zon. Het grootste deel van dit artikel gaat vooral dat soort sterren. Zeer massieve sterren volgen een ander evolutionair pad. Een ster op de hoofdgroep heeft een waterstof-kern die langzaam wordt omgezet in helium. Dit proces wordt Kern-Waterstof-fusie genoemd. Een ster bevindt zich dan in Hydro-statisch Equilibrium – kernfusie en zwaartekracht houden elkaar in evenwicht. Ongeveer 10% van de totale waterstofvoorraad van een ster bevindt zich in de kern. Na een lange tijd raakt de waterstof in de kern op. Op dat moment veranderd de balans tussen fusie en zwaartekracht, en veranderen de interne structuur én het externe voorkomen van de ster! De ster verlaat dan de hoofdgroep.

Zodra een ster de hoofdgroep verlaat zijn z’n dagen geteld. Massa bepaald nu het precieze lot van de ster. Sterren met een lage massa sterven rustig, sterren met een hoge massa sterven catastrofaal. Het verschil tussen ‘hoge’ en ‘lage’ massa is ongeveer 8x de massa van de zon. Er wordt soms ook een ‘midden’ massa beschreven, tussen de 2,5 en 8 zonsmassa’s.

De helium-kern Hoewel het oppervlak van een hoofdgroep-ster als de zon uitbarstingen kent, en allerlei vlammen en vlekken soms verschijnen, blijft het oppervlak toch min of meer gelijk. De zon kent tijdens het grootste deel van zijn leven geen plotselinge veranderingen op grote schaal. De grote oppervlakte-activiteit van sterren als de zon vallen binnen een bepaalde marge, en worden niet veroorzaakt door grootschalige veranderingen in het binnenste van de ster. De gemiddelde temperatuur blijft min of meer gelijk terwijl zijn helderheid langzaam toeneemt. De zon is nu ongeveer 30% helderder dan dat bij zijn geboorte. Die min of meer stabiele staat kan uiteraard niet eeuwig voortduren. Uiteindelijk vinden er grote veranderingen plaats in het binnenste van de ster. Na ongeveer 10 miljard jaar van rustige waterstoffusie raakt een ster als de zon door de brandstofvoorraad heen. De situatie is te vergelijken met een auto die zonder problemen urenlang over de snelweg rijdt met een constante snelheid, totdat de tank leegraakt en de auto begint te stotteren en te proesten. Sterren zijn echter niet zo makkelijk bij te tanken! Tijdens het proces van kernfusie veranderd de samenstelling van de sterkern langzaam. In het begin is in de hele ster de verhouding tussen waterstof en helium gelijk. Na verloop van tijd begint in de kern van de ster de hoeveelheid waterstof minder groot, en de hoeveelheid helium groter te worden. Uiteindelijk is de waterstof in de kern volledig uitgeput, en bevindt zich in het centrum van de ster een kern van helium‘as’. De laag waarin waterstoffusie plaatsvindt verplaatst zich dan naar buiten De samenstelling van de ster bij de geboorte (boven), na 5 miljard jaar (midden) en na 10 miljard jaar (onder). Geel is waterstof, roze is helium. De linkeras is het percentage van beide stoffen, de onderste as is de afstand vanuit het centrum


Zonder kernfusie van binnenuit (de fusie heeft zich immers naar buiten verplaatst) verzwakt de uitwaartse gasdruk in de heliumkern. De zwaartekracht verzwakt uiteraard niet! Het gevolg is dat de heliumkern wordt samengedrukt door de zwaartekracht. Hierdoor veranderd de interne structuur van de ster. Als de temperatuur nu genoeg stijgt, zodat helium kan fuseren in iets zwaarders, zal de evenwicht tussen gasdruk en zwaartekracht weer terugkeren. De temperatuur die daarvoor benodigd is (100 miljoen graden) wordt helaas bij lange na niet bereikt. Nog niet, in ieder geval. Door het krimpen van de heliumkern wordt de temperatuur van de lagen daar omheen verhoogd. Die hogere temperatuur zorgt ervoor dat de waterstoffusie nu in een zeer hoog tempo plaatsvindt. Hoe meer de heliumkern krimpt, hoe hoger de temperatuur daarbuiten wordt. Nu verlaat de ster de hoofdgroep. Kern-Waterstof-fusie maakt nu plaats voor Schil-Waterstof-fusie (Hydrogen Shell Fusion) – fusie in een schil rond de kern i.p.v. in de kern zelf. De hogere fusiereacties in de schil zorgen ervoor dat de ster groter en helderder wordt. Als reactie op het verdwijnen van het ‘interne vuur’ in de kern wordt een ster dus paradoxaal genoeg helderder!

De Rode Reus De condities in de verouderde ster zijn nu duidelijk anders geworden. Er is geen sprake meer van een equilibrium, een evenwicht, in de ster. De heliumkern is uit balans en blijft krimpen. De waterstofschil is ook uit balans, want de waterstof wordt in een steeds hoger tempo gefuseerd. De gasdruk blijft toenemen, waardoor de diameter van de buitenlagen ook toeneemt. De ster wordt door de extra interne druk als het ware opgeblazen als een ballon. In de krimpende kern neemt de temperatuur toe, in de uitdijende buitenlagen neemt de temperatuur af. De zon-achtige ster is nu op weg om een Rode Reus (Red Giant) te worden. De verandering van hoofdgroep-ster tot rode reus neemt ongeveer 100 miljoen jaar in beslag. Nu komt het H-R-diagram zeer van pas. Als een ster ouder wordt, veranderen zijn eigenschappen. Het krimpen van de kern, de grotere energieproductie en het uitdijen zorgen ervoor dat de eigenschappen van de ster op het HRD veranderen: de diameter neemt toe, de helderheid neemt toe en de oppervlakte-temperatuur neemt af. We kunnen het pad van de ster nu op het HRD volgen: de ster beweegt zich naar boven (hogere helderheid) en naar rechts (lagere temperatuur).

Aanvankelijk beweegt de ster zich horizontaal naar rechts: de temperatuur neemt af, maar de helderheid blijft gelijk. De ster is dan een sub-reus, de diameter is dan met een factor 3 verhoogd. Op het diagram is de zogenaamde subreus-tak (subgiant-branch) het deel tussen punt 7 en 8. Daarna neemt de helderheid van de ster ernstig toe. In het binnenste van de ster wordt de straling nu opgenomen door de koelere buitendelen. De enorme energie van de ster wordt nu door convectie naar het oppervlak gebracht. Hierdoor blijft de oppervlakte-temperatuur tussen fase 8 en 9 ongeveer gelijk. Het verticale pad tussen fase 8 en 9 staat bekend als de Red Giant Ascent, letterlijk Rode Reus-stijging. Bij punt 9 is de ster een volwaardige rode reus. De helderheid van de ster is dan honderden keren de helderheid van de zon nu, en de diameter is ongeveer 100x die van de zon. Dat is voldoende om de planeet Mercurius te verzwelgen.


De kern van een Rode Reus is verrassend klein – slechts ongeveer ste 1/1000 de grootte van de ster, oftewel een paar keer groter dan de aarde. De dichtheid van de kern is enorm. Door het voortdurende krimpen van de kern heeft het heliumgas er een dichtheid van 100 miljoen kg per kubieke meter! Dat staat in sterk contrast met de 0.001 kg per kubieke meter in de ijle buitenlagen van de reus. De huidige dichtheid in de kern van de zon is ongeveer 150.000 kg/m³, en die van de aarde ongeveer 5000 kg/m³. De rode reus schematisch. Blauw is de heliumkern, oranje de schil van waterstoffusie en rood de koele, uitdijende waterstof-envelop. De kern is niet op schaal!

Voorbeelden van sterren die in de rode reus-fase (heliumfusie) zitten zijn Arcturus en Aldebaran. Deze twee sterren geven een goed beeld van hoe de zon er in de toekomst uit zal zien. Arcturus is een enorme ster, zowel qua helderheid als qua grootte, maar toch is zijn massa ongeveer die van de zon!

De fusie van helium Als de instabiele staat van een rode reus blijft voortduren zal de kern uiteindelijk instorten, waarbij de rest van de ster langzaam in het heelal ‘verdampt’. De krachten die aan het werk zijn in een rode reus rukken de ster letterlijk uiteen. Echter, het gelijktijdige krimpen (van de kern) en uitdijen (van de rest) kan niet oneindig voortduren. Een paar honderd miljoen jaar nadat de ster de hoofdgroep heeft verlaten gebeurt er weer iets nieuws – helium begint in de kern te fuseren tot koolstof. Tegen de tijd dat dit gebeurt is de temperatuur in de kern 100 miljoen graden geworden! De fusiereactie van helium naar koolstof gebeurt in twee stappen. Eerst fuseren twee heliumkernen tot een kern van beryllium-8. Beryllium-8 is een zeer instabiel isotoop dat vrijwel onmiddellijk weer opsplitst in twee heliumkernen. De dichtheid in de kern is echter zo groot, dat een beryllium-8 kern nóg een heliumkern zal tegenkomen voordat dit gebeurt! Hierbij ontstaat een kern van koolstof-12. Schematisch ziet dat er zo uit: He-4 + He-4 = Be-8 + energie Be-8 + He-4 = C-12 + energie Helium-4 kernen staat ook wel bekend als alfa-deeltjes. Omdat er drie heliumkernen nodig zijn om een koolstofkern te vormen staat dit proces wel bekend als het tri-alfa proces (triple alpha process).

De helium-flits Met de enorme dichtheid in de kern heeft het gas een nieuwe fase van materie (voorbij gas en plasma) bereikt. De eigenschappen hiervan kunnen alleen beschreven worden met quantummechanica en niet met de wetten van de klassieke natuurkunde. Tot nu toe hebben we vooral gekeken naar atoomkernen (protonen, alfa-deeltjes) die vrijwel alle massa van de ster uitmaken en waar alle energie vandaan komt. Er is echter nog een belangrijk ingrediënt van de sterkern – de zee aan elektronen die van hun kernen gestript zijn door de enorme temperatuur. Tot nu toe hadden die elektronen geen invloed op de ster, maar dat verandert! In de kern van een rode reus is de dichtheid zo groot dat er een quantum-mechanische wet heerst die bekend staat als het Uitsluitings-principe van Pauli (Pauli Exclusion Principle). Deze wet bepaald onder andere dat elektronen niet te dicht opeen gepakt kunnen worden. Volgens deze wet moet je elektronen zien als minieme geladen sferen, die opeen gepakt kunnen worden totdat ze elkaar raken, maar daarna vrijwel niet meer samen te drukken zijn. Dit effect staat bekend als Elektronen Degeneratie-druk (Electron Degeneracy Pressure). Dit heeft overigens niets te maken met ‘gewone’ thermische druk (druk uitgeoefend door de temperatuur) die tot dit moment de dienst uitmaakte in de kern. De dichtheid in de kern is immers zo groot, dat het gas niet meer samen te drukken is. Het zijn de elektronen die ervoor zorgen dat de kern niet compleet instort.


Onder gewone omstandigheden zal de kern reageren op de heliumfusie, om plaats te maken voor de energie die dan vrijkomt. In een ster die wordt ondersteunt door thermische druk veroorzaakt de enorme temperatuur die vrijkomt bij heliumfusie een grotere druk in de kern. Hierdoor zet het gas uit, en koelt het af, waardoor de heliumfusie weer op een lager pitje komt te staan en het evenwicht van de ster terugkeert. Maar de ster wordt nu ondersteunt door elektronen degeneratie-druk, waarbij temperatuur en druk onafhankelijk zijn van elkaar! Je voelt al aan dat dat niet goed kan gaan. Zodra de heliumfusie start rijst de temperatuur de pan uit. Er is echter geen toename van druk, geen uitzetten van het gas, geen stabilisering van de kern. Nee, in plaats daarvan is de kern niet in staat om de reageren op de snel veranderde eigenschappen ervan. De druk blijft min of meer gelijk en de temperatuur stijgt enorm in een niet te stoppen explosie: de helium kernflits (Helium Core Flash). De kern ‘brand’ nu als een idioot voor een paar uur aan een stuk, als een ongecontroleerde bom. Uiteindelijk wordt de kern door de vloedgolf aan energie dusdanig verhit dat de normale thermische druk de heerschappij weer overneemt. Eindelijk kan de kern reageren op de toename van energie en zet het uit. De dichtheid neemt af en het evenwicht wordt herstelt doordat de uitwaartse gasdruk en de zwaartekracht elkaar weer in balans houden. De inmiddels stabiele kern fuseert nu helium tot koolstof op een temperatuur die ver boven de 100 miljoen graden zit. De heliumflits zorgt ervoor dat de rode reus opnieuw van positie veranderd op het HR-diagram. In tegenstelling tot wat je zou denken, zorgt de heliumflits niet voor een toename van helderheid! Sterker nog, de heliumflits zorgt voor een herschikking van de kern wat uiteindelijk leidt tot een vermindering van de energieproductie! In het HRD springt de ster van 9 naar fase 10, een stabiele staat waarin heliumfusie in een rustig tempo kan plaatsvinden. Zoals je op de afbeelding ziet is de oppervlakte-temperatuur nu hoger dan in het rode reus-stadium, maar is de helderheid behoorlijk minder. Deze veranderingen van de eigenschappen van de ster vinden plaats binnen 100.000 jaar. In fase 10 heeft de ster een heliumfusie-kern en een waterstoffusie-schil er omheen. De ster bevindt zich nu in een gebied van het HRdiagram dat de horizontale tak (horizontal branch) wordt genoemd. Hierin beweegt de ster zich naar links (hogere temperatuur) maar niet naar boven of beneden, zodat de helderheid niet toe- of afneemt. De precieze route van de ster over de horizontale tak hangt af van zijn massa – niet zijn beginmassa, maar wat er nog van over is. Een rode reus heeft namelijk een zeer sterke sterrenwind, waardoor 20 tot 30% van de massa wordt afgestoten.

Massaverlies Men weet nu dat sterren van alle spectraal-typen actief zijn en in het bezit zijn van een sterrewind – een stroom elektrisch geladen deeltjes die vanaf het oppervlak het heelal in blaast. Ook onze eigen moederster heeft een zogenaamde zonnewind. Blauw superreuzen hebben veruit de snelste sterrewind – 3000 kilometer per seconde. Hierdoor hebben superreuzen (en hyperreuzen helemaal) een enorm jaarlijks massaverlies. Deze sterren kunnen in een miljoen jaar 1/10 van hun massa het heelal in blazen! Deze krachtige sterrewinden worden veroorzaakt door de druk van de intense ultraviolette straling die door de ster zelf worden uitgezonden. Alleen zeer hete (dus blauwe) sterren zijn in het bezit van de enorm krachtige UV-stralen die hiervoor benodigd zijn. Rechtsboven de blauwe hyperreus Eta Carinae. Dit is een van de zwaarste sterren die we kennen, met een massa van 150x die van de zon. Eta Carinae zit aan de theoretische limiet van hoe zwaar een ster kan worden. Als ster van spectraaltype W heeft Eta Carinae een enorm krachtige sterrewind. De ster wordt zelf bijna aan het zicht onttrokken door de enorme nevel er omheen. Die nevel is geheel afkomstig van Eta Carinae zelf. Het is dus geen overblijfsel van de geboortenevel! Deze afbeelding laat daarom zien hoe dramatisch het massaverlies van een massieve ster kan zijn.


Rode reuzen en superreuzen hebben ook een krachtige sterrewind. Zij verliezen massa in ongeveer hetzelfde tempo als hun blauwe tegenhangers. De snelheid is echter veel lager – slechts 30 km/s. Omdat rode sterren inherent koel zijn, zenden ze bijna geen uv-stralen uit. Wat veroorzaakt dan de sterrewinden? Misschien zijn turbulentie en magnetische velden verantwoordelijk? De gascondities in rode reuzen zijn vergelijkbaar met die van proto-sterren, die ook bekend staan om hun krachtige winden. Waarschijnlijk hebben beide soorten sterren een vergelijkbare oorzaak van hun sterrewinden: gewelddadige oppervlakte-activiteit. Wel merkwaardig, aangezien de twee soorten sterren aan het begin (protoster) en aan het einde (rode reus) van hun leven zijn! Overigens is de sterrewind van rode reuzen rijk aan stof en moleculen, zodat massaverlies een belangrijke bron is van nieuw interstellair stof en gas.

De koolstof-kern De fusiereacties in de heliumkern zijn niet van lange duur. Alle kernfusie-reacties (proton-proton chain, CNO-cycle, triple alpha process) gaan met een steeds hogere snelheid naarmate de temperatuur toeneemt. In de enorme temperaturen die heersen in de horizontale tak raakt de heliumbrandstof al snel op – niet meer dan 30 miljoen jaar na de oorspronkelijke heliumflits. Uiteindelijk is de helium in de kern volledig uitgeput, en bevindt zich in het centrum van de ster een kern van koolstof-‘as’. De laag waarin heliumfusie plaatsvindt verplaatst zich dan naar buiten. De koolstof-kern krimpt en wordt verhit als de zwaartekracht er op inwerkt. Hierdoor worden de reacties in de lagen van heliumfusie én die van de waterstoffusie (want die bestaat ook nog gewoon) zeer versnelt. Klinkt bekend? Inderdaad, precies hetzelfde gebeurde eerder al, alleen bouwde zich toen een kern van inerte helium zich op, dit keer is het een kern van inerte (niet-fuserende) koolstof dat in de ster begint te ontstaan, waardoor de fusieschillen er omheen in een hogere versnelling komen te staan. Je raad al wat er gebeurt – de ster dijt uit. Opnieuw.

Tegen de tijd dat de ster fase 11 heeft bereikt is het voor de tweede maal een gezwollen rode reus geworden. De tweede stijging in het HR-diagram staat bekend als de Asymptotische Reus-stijging (Asymptotic Giant Ascent). De fusiesnelheid is dit keer veel hoger dan bij de eerste Rode Reus-stijging, zodat de diameter en helderheid veel hoger zijn dan bij de eerste Rode Reus. De ster is nu een Rode Superreus. Het woord superreus wordt meestal echter aan massievere sterren gegeven, zodat een zonsmassa-ster misschien beter een subsuperreus genoemd kan worden. Overigens duurt dit stadium slechts zeer kort. De kern van de sub-superreus blijft krimpen. Als de centrale temperatuur nu hoog genoeg kan worden, zal koolstoffusie plaats kunnen vinden. Dan kan het evenwicht in de ster weer hersteld worden. De benodigde temperatuur van 600 miljoen graden wordt door zonsmassa-sterren echter niet bereikt. De sub-superreus is nu bijna aan het eind van zijn leven.


De dichtheid in de kern is nu enorm hoog. Een kubieke centimeter kernmateriaal zal op Aarde 1000 kg wegen! Ondanks de enorme dichtheid (de kern is nu weer degenererend) blijft de centrale temperatuur ‘slechts’ 300 miljoen graden – niet genoeg voor normale koolstoffusie. Toch zal er in deze temperatuur wat zuurstof gevormd worden door reacties tussen koolstof en helium: C-12 + He-4 = O-16 + energie Verdere fusie kan nu niet meer plaatsvinden. Dwarsdoorsnede van een zonsmassa superreus. Rood is de inerte koolstof/zuurstof kern, geel is de schil van heliumfusie, groen is de schil van inerte helium, blauw de schil van waterstoffusie en paars de waterstofenvelop.

We zetten de verschillende fasen van de ster nog even op een rijtje. Het is geen mooie tabel, maar dat geeft niet, als het maar duidelijk is.

Fase

Duur (jaar)

Kerntemp.

Opp. Temp.

Diameter (xZon)

Type

7 8 9 10 11 12

10 miljard 100 miljoen 100.000 30 miljoen 10.000 100.000 10.000 1000 miljard

15 miljoen 50 miljoen 100 miljoen 200 miljoen 250 miljoen 300 miljoen 100 miljoen

6000 4000 4000 5000 4000 100.000 3000 50.000

1 3, 10 100 10 500 0,01 1200 0,01

Hoofdgroep-ster Subreus, Rode reus Heliumflits Horizontale tak Superreus Koolstofkern + Planetaire nevel Witte dwerg

13

De Planetaire Nevel De koolstofkern van de ster levert nu geen energie meer. De schillen er omheen blijven waterstof en helium fuseren en naarmate de kern zijn ultieme dichtheid bereikt (dat van een witte dwerg) groeit de zone van kernfusie. Ondertussen blijft de envelop uitdijen en afkoelen. Op dat moment wordt de fusie zeer instabiel. De heliumfusie-schil veroorzaakt nu een serie explosieve heliumflitsen – in dit geval Helium-Shell Flashes i.p.v. de eerdere Helium-Core Flash. De flitsen veroorzaken grote fluctuaties in de straling dat de hogere lagen van de ster bereikt. Hierdoor pulseren de buitenlagen meer en meer. Tot overmaat van ramp (vanuit het oogpunt van de ster dan) worden de oppervlakte-lagen ook instabiel. De temperatuur is nu gedaald tot het punt dat het geen plasma (atoomkernen en elektronen gescheiden) meer is, maar een gewoon gas. De elektronen binden zich weer met hun kernen waarbij energie vrijkomt. Die energie duwt de buitenste lagen nog verder van de ster vandaan. De diameter van de ster blijft nu steeds sterker en steeds sneller pulseren. In een paar miljoen jaar tijd stoot de ster zijn buitenste envelop uit met een snelheid van 30.000 km/s Steeds sterkere pulseringen. Linkeras is de diameter is miljoenen kilometers. Onderste as de tijd in miljoenen jaren

Er ontstaat nu een nogal merkwaardig object. De ‘ster’ bestaat nu uit twee onafhankelijke delen. In het centrum bevindt zich de kleine, dichte kern van vooral koolstof-as. De buitenste lagen van de kern fuseren nog steeds een beetje waterstof en helium. Op grote afstand van kern bevindt zich een sfeervormige schil van koel en ijl materiaal – de uitgestoten envelop. Die heeft een diameter vergelijkbaar met het zonnestelsel.


Zo’n object heet een planetaire nevel. Er zijn er 1000 bekend in onze Melkweg. Dat lijkt misschien weinig, maar na 10.000 jaar is de dichtheid al zo laag dat de nevel onzichtbaar is geworden. De term planetair is nogal misleidend, want ze hebben niets met planeten te maken. Ze worden zo genoemd omdat ze vroeger door de telescoop als schijfjes gezien werden die leken op de schijven van planeten. Ook de term nevel is misschien misleidend, want dan denkt men al snel aan emissie-nevels zoals de Orionnevel. Uiteraard zijn beide objecten heel verschillend. Niet alleen zijn planetaire nevels veel kleiner dan emissie-nevels, ze horen ook bij veel oudere sterren. Emissie-nevels horen bij de geboorte van sterren – planetaire nevels bij de dood ervan. De Ringnevel (onder) is een schoolvoorbeeld van een mooie symmetrische planetaire nevel.

De bekende katsoog-nevel is ingewikkelder. Hoe deze merkwaardige structuur is gevormd is niet bekend, maar het is mogelijk het resultaat van twee verschillende sterren die bijna tegelijk een planetaire nevel hebben uitgestoten. Overigens lijkt het of de nevel een ring vormt om de witte dwerg, i.p.v. een sfeer. Dat komt doordat het gas zo ijl is dat je er dwars doorheen kunt kijken en de kern kunt zien. Het licht dat via de zijkanten komt heeft echter een langere weg afgelegd door de nevel, waardoor dat deel van de nevel zichtbaar wordt. Je kunt het vergelijken met het breken van zonlicht in de atmosfeer, waarbij (als de zon laag staat) het licht door meer atmosfeer moet reizen en dus rood wordt.

Na ongeveer 10.000 jaar is de nevel in het heelal vervlogen. Het interstellaire gas wordt dan verrijkt met helium, koolstof en zuurstof dat door convectie vanuit de kern in de envelop terecht is gekomen.

De Witte Dwerg De naakte koolstof-zuurstof-kern wordt zichtbaar nu de stellaire envelop in het heelal verdwijnt. De kern is een zeer klein object ter grootte van de aarde, maar de gemiddelde massa van de sterloze kern is niet veel minder dan dat van de zon! De dwerg schijnt witheet door de opgeslagen restwarmte en wordt derhalve witte dwerg genoemd - kernreacties vinden er niet meer plaats. Ondanks de grote temperatuur (gemiddeld 50.000 graden) is de dwerg slechts een zwak object vanwege de geringe grootte. Overigens is de naam witte dwerg niet gelukkig gekozen. Het klopt dat deze inerte dwergen meestal wit zijn, maar naarmate ze afkoelen worden ze blauw, geel, oranje en uiteindelijk rood. Het is dus beter om te spreken van een degeneratieve dwerg – het staat immers vreemd als je het hebt over een blauwe witte dwerg!

Witte dwergen worden niet uitsluitend gevonden als kernen van planetaire nevels. Er zijn genoeg ‘naakte’ dwergen bekend, waarbij hun planetaire nevels in de vergetelheid zijn vervlogen, of waarvan hun envelop lang geleden is weggestript door een begeleidende ster. Een bekend voorbeeld van een ‘naakte’ witte dwerg is Sirius B, de begeleider van de veel helderder en beter bekende Sirius A. Sirius B is het meest dichtbije voorbeeld van een witte dwerg.


Overigens is Sirius B een andere categorie witte dwerg dan een ‘gewone’ koolstof-zuurstof-dwerg. Zoals ik eerder in het artikel al vertelde ligt de grens tussen een ‘lage-massa’ en een ‘hogemassa’ ster bij 8 zonsmassa’s. Boven die massa laat de ster geen planetaire nevel en een witte dwerg achter, maar gaat het sterven veel spectaculairder met een neutronenster als resultaat. Hier komen we later nog op terug. We kunnen echter ook nog een midden-massa onderscheiden, tussen de 2,5 en 8 zonsmassa’s. We denken dat de voorganger van Sirius B tot deze categorie behoorde. Deze sterren fuseren soms zwaardere elementen dan koolstof en zuurstof, maar zij maken nooit geen ijzer. Zo zal de zon eruit zien als witte dwerg, gezien vanaf de aarde

Zij laten daarom een object achter dat zwaarder en dichter is dan een koolstof-zuurstof-dwerg: een zuurstof-neon-magnesium witte dwerg! Sirius B behoort waarschijnlijk tot deze categorie. Witte dwergen zijn overigens niet helemaal naakt – meestal blijft er een kleine ‘atmosfeer’ van waterstof en helium over die de eigenlijke kern net aan het oog onttrekt.

Novae De witte dwerg is normaal gesproken het einde van het leven van een ster. Fusie vindt niet meer plaats en de loop van de honderden miljarden jaren koelen ze langzaam af tot een zwarte dwerg – een sterrenlijk. De situatie is anders als de witte dwerg deel uitmaakt van een dichte dubbelster – als de ster gezelschap heeft van een andere ster. Want dan kan de witte dwerg plots enorm in helderheid veranderen. 10.000 tot 60.000 (!) keer helderder om precies te zijn – voor een waarnemer lijkt het dan alsof er een nieuwe ster aan de hemel is verschenen. Oude waarnemers noemden zo’n ster een nova – Latijn voor nieuw. Nu weten we dat een nova helemaal geen nieuwe ster is – het is een hele oude ster! Een witte dwerg, normaal zeer lichtzwak, springt weer tot leven en ondergaat een explosie waardoor de helderheid plots enorm stijgt. Na een aantal weken vervaagt zo’n nova weer. Men kent ook terugkerende nova’s – sterren die in de loop van de jaren vele keren nova kunnen worden, of ‘nova gaan’. Gemiddeld worden er 2 of 3 novae (het juiste Latijnse meervoud – dus geen nova’s!) per jaar waargenomen.

Boven zien we hoe spectaculair de helderheid kan stijgen. Links het syteem erachter: in een dichte dubbelster steelt de witte dwerg materiaal.

Maar wat veroorzaakt zo’n explosie op een zwakke, dode ster? De energie die ermee gepaard gaat is veel te hoog om verklaard te worden door magnetische vlammen en andere ‘normale’ oppervlakteactiviteit. Maar in een dubbelster zijn nieuwe mogelijkheden, vooral als de twee sterren van verschillende massa zijn. De ster met hogere massa wordt een rode reus en uiteindelijk een witte dwerg, terwijl zijn tegenhanger met een lagere massa nog steeds op de hoofdgroep zit. Als dan de tweede ster ook een rode reus wordt, kan die zo groot worden hij in het zwaartekrachts-veld van de witte dwerg terecht komt! De witte dwerg ‘steelt’ dan materie (vooral waterstof en helium) van zijn metgezel, die op de witte dwerg ‘gedumpt’ worden. Een stroom gas beweegt zich dan richting de witte dwerg.


Het materiaal wordt niet direct op de dwerg gedumpt. Vanwege de rotatie van de sterren, ‘mist’ het gas de witte dwerg, draait achterlangs er omheen en komt vervolgens in een baan rond de dwerg terecht. Dit materiaal spiraliseert dan langzaam naar binnen totdat het op het oppervlak van de dwerg terecht komt. Deze accretie-schijf is zo heet dat het röntgenstralen (X-rays) afgeeft. De plaats waarop het gas de witte dwerg raakt ontwikkeld zich tot een turbulente ‘hotspot’ die goed zichtbaar is. Naarmate steeds meer gas op de witte dwerg terecht komt, wordt dat gas heter en dichter. Uiteindelijk is de temperatuur zo hoog dat de waterstof ontbrand en plots tot helium fuseert. Er ontstaat zoveel energie dat de nieuwe, gestolen envelop van de dwerg uitdijt, waardoor de dwerg plots een diameter krijgt zoals dat van een gewone, ‘levende’ ster. De fusiereacties gaan echter in een enorm tempo – de ‘tweede jeugd’ van de dwerg is even kort als krachtig. Voor een paar weken tijd is de dwerg nova, herboren. De fusieproducten worden het heelal in geblazen, en uiteindelijk keert de witte dwerg weer terug naar zijn rustige, oude dag. Sommige nova’s keren steeds weer terug, en dit soort witte dwergen hebben een actief leven ver voorbij de eigenlijke dood ervan. Een witte dwerg kan in principe honderden keren nova gaan. Soms echter, is de hoeveelheid materiaal zo groot dat de Chandrasekhar-limiet wordt bereikt – gebeurtenissen veel spectaculairder kunnen dan plaatsvinden. Hier kom ik nog op terug.

Sterren zwaarder dan de Zon Sterren met een hoge massa evolueren veel sneller dan hun tegenhangers met een lage massa. Hoe zwaarder de ster, hoe hoger zijn brandstofconsumptie en hoe korter zijn levensloop op de hoofdgroep. De zon blijft zo’n 10 miljard jaar op de hoofdgroep, maar een ster met 5 zonsmassa’s (spectraalklasse B) blijft slechts tot 300 miljoen jaar op de hoofdgroep. Een 10 zonsmassa O-type ster verlaat na ongeveer 20 miljoen jaar al de hoofdgroep! Alle evolutionaire veranderingen verstrekken zich veel sneller in een ster met een hoge massa, omdat het hogere gewicht en grotere zwaartekracht de kern tot veel hogere temperaturen kan brengen, waardoor alle fases versneld worden. Alle sterren verlaten de hoofdgroep vanwege één hoofdreden: ze raken in hun kern door hun waterstofvoorraad heen. Daarom gaan de eerste fases na de hoofdgroep bij alle sterren hetzelfde: Kern-Waterstof-fusie maakt langzaam plaats voor Schil-Waterstof-fusie rond een inerte, nietfuserende heliumkern. Een ster met hoge massa verlaat de hoofdgroep op weg naar de Rode Reusfase met een interne structuur gelijk aan dat van een ster met lage massa. Daarna gaan de sterren steeds meer van elkaar verschillen. Bij een ster zwaarder dan 2,5 zonnen begint de heliumfusie rustig, niet exposief – er is geen heliumflits. Hoe zwaarder de ster, hoe lager de dichtheid van de kern als de temperatuur voor heliumfusie wordt bereikt. De instabiele condities in de kern komen niet voor.

Het HRD links laat zien de evolutie zien van sterren van 1, 4 en 15 keer de massa van de zon. Zoals je ziet gaat de stijging naar de Rode Reus bij een ster als de zon bijna verticaal, zoals ik eerder al vertelde. De helderheid neemt dan spectaculair toe. Sterren met een hogere massa bewegen echter horizontaal nadat ze de hoofdgroep verlaten. Hun helderheid blijft dus ongeveer gelijk, terwijl hun diameter groter wordt en de oppervlakte-temperatuur lager. De 4-zonsmassa’s Rode Reus uit het schema links blijft een Rode Reus als helium begint te fuseren tot koolstof. Er is geen plotselinge sprong naar de horizontale tak, en geen tweede Asymptotische Reus-stijging. In plaats daarvan maakt de ster rustig lussen naar links en naar rechts op het HRD.

Een veel grotere scheidingslijn vinden we bij 8 zonsmassa’s – het eigenlijke verschil tussen lage(re) massa en hoge massa. In hun kernen vinden we veel hogere temperaturen, en zij fuseren allerlei elementen tot aan ijzer. In de 15-zonsmassa’s ster uit het HRD boven gaat de evolutie zo snel dat de ster niet eens een rode reus wordt als heliumfusie begint. De ster bereikt de vereiste temperatuur terwijl hij nog dicht bij de hoofdgroep zit, en zijn evolutaire pad op het HRD gaat rustig naar rechts, waarbij iedere nieuwe fase van fusie de ster schijnbaar onveranderd blijft. Toch sterven sterren met een hoge massa heel snel nadat ze de hoofdgroep hebben verlaten.


Fusie van Zware Elementen Een zonsmassa ster wordt nooit heet genoeg in zijn kern om koolstof te fuseren. Het eindigt zijn leven als een witte dwerg. Een ster met hoge massa is echter in staat om koolstof, zuurstof en allerlei zwaardere elementen te fuseren, omdat hun kernen samentrekken en de centrale temperatuur blijft stijgen. De fusiesnelheid neemt toe als de ster evolueert. Kan iets dit proces stoppen? Is er een stabiele, witte-dwerg-achtige staat aan het einde van de evolutie van een massieve ster? Wat is diens uiteindelijke lot? Laten we om die vraag te beantwoorden een kijken naar fusie in massieve sterren. Als we kijken naar een dwarsdoorsnede van een massieve ster, valt ons direct de gelaagdheid van de ster op verschillende lagen waar verschillende atoomkernen fuseren. Aan de buitenkant vinden we natuurlijk lagen met waterstof- en heliumfusie. In tegenstelling tot zonsmassa sterren kan er ook koolstof en zuurstof gefuseerd worden, in lagen die binnen die van waterstof en heliumfusie liggen. Nog dieper in het binnenste van de ster vinden we kernen van neon, magnesium, silicium en allerlei andere elementen. Al die elementen worden gevormd als fusieproducten in de lagen erboven, waarna de zwaardere elementen naar beneden ‘regenen’, om zo een nieuwe, inerte sterkern te vormen. De zwaartekracht drukt de sterkern samen, waarna de hogere temperatuur een nieuwe vorm van fusie start. Laag na laag wordt de ster zo opgebouwd, totdat het een structuur heeft gekregen zoals die van een ui. Deze processen gaan door totdat er uiteindelijk ijzer in de kern gevormd wordt. Iedere nieuwe fusiereactie zorgt voor een toename van grootte van de ster, waardoor de oppervlakte-temperatuur daalt. Dit soort sterren worden geboren als blauwe superreuzen en veranderen langzaam in gele en uiteindelijke rode superreuzen. De totale helderheid van deze sterren blijft echter gedurende hun hele leven min of meer gelijk – soms vele miljoenen malen helderder dan de zon. Overigens zorgt iedere nieuwe fusiereactie voor een toename van temperatuur en energie, waardoor de reacties in een steeds sneller tempo plaatsvinden. Zo vindt in een ster 20x zwaarder dan de zon waterstoffusie plaats voor ongeveer 20 miljoen jaar. Na die tijd verlaat de ster al de hoofdgroep, om dan helium te fuseren voor ongeveer 1 miljoen jaar. Dan volgt koolstoffusie voor 1000 jaar, zuurstof-fusie voor 1 jaar en siliciumfusie voor een week! De ijzerkern vormt zich in minder dan een dag.

Evolutie van Sterren. Hertzsprung-Russell Diagram. Generated by Foxit PDF Creator Foxit Software For evaluation only

Recommend Documents