Evolutie van sterren In deze aflevering van VESTA eerst een overzicht van onze astronomische kennis tot ± 1945. [Voor een aantal Vestadonateurs misschien allang bekend]. Reeds in de verre oudheid wisten de Egyptenaren al: er zijn z.g. 'vaste' sterren (die deel uitmaken van sterrenbeelden) en een vijftal sterren die daar tussen door dwalen, de z.g. dwaalsterren. Vaste sterren zijn hemellichamen zoals onze zon. T.g.v. hun 'hoge' temperatuur (3000 50.000 K) stralen ze (zelf) licht uit. Veruit de meeste sterren hebben een afmeting die niet veel verschilt van onze zon. Er bestaan echter z.g. superreuzen met een diameter van een paar honderd maal onze zon! Bekend voorbeeld daarvan is 'Betelgeuze' in sterrenbeeld de Orion. Dwaalsterren zijn vergelijkbaar met onze aarde. Ze draaien rond de zon en weerkaatsen zonlicht. Het aantal (met blote oog) zichtbare sterren bedraagt enkele duizenden. Sinds de ontdekking van de kijker bleken er nog veel meer sterren te zijn. Hoeveel is lastig te zeggen. Ons melkwegstelsel telt een paar honderd miljard sterren. Dan zijn er nog honderden miljarden andere stelsels. Dat maakt al meer dan 10 triljard (> 10.000.000.000.000.000.000.000 !) De helderheid van sterren word uitgedrukt in magnituden (m). De helderheid neemt af met toenemende m. Nog net zichtbaar voor het blote oog zijn sterren met m = 6. De helderste ster Sirius heeft m = -1,4. De helderheid hangt uiteraard niet alleen af van de hoeveelheid uitgestraald licht maar ook van de afstand. [Voor afstandsbepaling, zie bijlage 1]. Een objectieve helderheidsmaat is de z.g. absolute magnitude M: Dit is de magnitude indien de ster op een afstand van 10 parsec (zie bijlage 2) wordt geplaatst. Ook wordt het begrip lichtkracht wel gebruikt, met die van de zon als eenheid. Wat betreft absolute, visuele, fotografische en bolometrische lichtkracht, zie bijlage 3. Na de kijker was een volgende belangrijke mijlpaal de ontdekking dat (wit) licht uit meerdere kleuren bestaat, het z.g. spectrum. De ons bekende regenboog is niet anders dan (wit) zonlicht, ontleed in zijn diverse kleuren. Men heeft toen het spectrum van (honderd duizenden) sterren bepaald. Deze spectra werden in 7 'klassen' verdeeld: Klassen [NB Kleur Temp (K).
O Oh,
B Be
A A
F Fine
G Girl,
K Kiss
M Me ] blauw groen wit geelwit geel oranje roo d 35.000 20.000 10.000 7.000 5.500 4.500 3.0 00
Een belangrijke stap was het indelen van sterren naar spectrumtype/kleur en absolute magnitude M/lichtkracht L Dit gebeurde (door Hertzsprung in 1913) in het zg Hertzsprung-Russell-diagram. [Zie figuur 5] Hieruit bleek:
Figuur 5 Vereenvoudigde voorstelling van het verband tussen de absolute magnitude Mv en de kleur (of spectraalklasse der sterren in het Hertzprung Russeldiagram
1. Veruit de meeste sterren bevinden zich op de z.g. hoofdreeks: hoofdreekssterren 2. Een aantal heldere sterren met verschillend spectrum type hebben allen M = ±O Dit zijn de z.g. reuzen. 3. Dan zijn er nog een aantal superreuzen met M = 4 à 7 (Rigel, Betelgeuze, Antares, Deneb etc) 4. Een aantal blauw/witte sterretjes met zeer geringe lichtkracht (M = 10 à 14) Deze worden witte dwergen genoemd.
Sterren in ons melkwegstelsel Alle, met blote oog zichtbare sterren behoren tot het z.g. melkwegstelsel, een verzameling sterren in een soort schijf met een straal van 40.000 lichtjaar. Kijkend in de richting van de rand, zien we dus zeer veel sterren op zo'n grote afstand dat ze zich als een witte nevel (melkweg) aan ons voordoen.
Figuur 8 Waargenomen lichtkromme van een eclipserende dubbelster.
Buiten deze schijf, in een bol met een straal van 65.000 licht¡jaar (z.g. halo) bevinden zich een aantal bolvormige sterhopen (bolhopen), een verzameling sterren welke zeer dicht bij elkaar staan. [Zie fig. 6] Één daarvan is nog net met het blote oog (als wazig vlekje) zichtbaar, de bolhoop M 13 in sterrenbeeld Hercules. NB: In de schijf van de melkweg bevinden zich z.g. open sterhopen. Bekendste voorbeeld daarvan is het Zevengesternte. Figuur 6. Onze ‘platte melkweg wordt omgeHet heelal bestaat niet alleen uit ons melkwegstelsel. Er ven door een sferisch stelsel van blijken honderden miljarden sterstelsels te bestaan, verenigd in groepen van tientallen tot honderden stelsels. Onze Melk- bolhopen (de witte stippen). weg behoort, met de beide Magellaanse wolken en de Andromedanevel tot zo'n groep. De Andromedanevel (M 31) bevindt zich op een afstand van 1,6 miljoen lichtjaar in sterrenbeeld Andromeda en is nog juist met het blote oog zichtbaar.
Andere melkwegstelsels
Er zijn twee hoofdtypen 'extragalactische' sterstelsels (d.w.z. buiten ons melkwegstelsel): elliptische en spiraalnevels [zie fig 7]
Diverse soorten sterren Dubbelsterren. Dit zijn sterren die zo dicht bij elkaar (lijken) te staan dat ze als één gezien worden. Bekendste is Mizar (middelste ster in steelpannetje v.d. Grote Beer) met Alkor, met zeer goede ogen nog net als 2 sterren te zien. Het is geen echte dubbelster (ze draaien niet om elkaar heen) maar staan achter elkaar (visuele dubbelster) Mizar zelf zeer veel van blijken te zijn.
Figuur 7 Verdeling der extragalactische sterstelsels in elliptische nevels (E) en spiraalnevels (S), volgens Hubble. (De ‘balkspiralen’, SB, vormen een afwijkende variëteit van de gewone spiralen.) is onderdeel van een echte dubbelster waar er
Dan zijn er nog de nova's en supernova's. Dit zijn plotseling verschijnende sterren die men nog niet eerder had opgemerkt. Deze werden onjuist, maar wel begrijpelijk, als nieuwe sterren opgevat. Uit het verhaal van de sterevolutie blijkt het echter een laatste heftige stuiptrekking van een ster te zijn om daarna een witte dwerg te worden. Er zijn ook sterren met een wisselende helderheid.
Bekend is Algol als z.g. bedekkingsveranderlijke. Het is een dubbelster met een donkere begeleider die er periodiek voorlangs schuift. [fig. 8] Echt in helderheid wisselend is bv Mira [9>m>3] met een periode van ± 11 maanden, een z.g. langperiodiek veranderlijke. Deze zijn allemaal rode superreuzen. Belangrijk zijn de z.g. Cepheïden met perioden van 1- tot ± 80 dagen, want deze periode bleek direct verband te houden met hun absolute magnitude M.. Het zijn allen superreuzen [ 5 < M < 0 ]
Kernfusie als energiebron van sterren. Hoe is het mogelijk dat sterren, zoals onze zon zo langdurig (variërend van miljoen tot wel honderd miljard jaar !) zo enorm veel energie kunnen uitstralen? Zou bv de zon uitsluitend uit koolstof of aardgas bestaan, die chemisch zou verbranden, dan was de zon al na ruim duizend jaar opgebrand ! Contractie (=samentrekking onder invloed van de zwaartekracht) levert ook veel energie op. Berekend is dat de contractie van (ijl) waterstofgas tot onze zon een energieontwikkeling geeft, voldoende voor miljoenen jaren. Maar de zon bestaat al 5 miljard jaar! Na de ontwikkeling van de kernfysica bleek dat bij het splijten van zware kernen, zoals uranium er massa verloren gaat. Deze wordt volgens de beroemde Einsteinformule: E= m.c² , omgezet in energie (warmte). Hierop berust de z.g. atoombom en later de kernreactoren. Ook fusie van lichte kernen levert energie. Bekendste voorbeeld is de fusie van waterstof tot helium. [Zie bijlage 4] Hierbij is het massaverlies nog veel groter. Toepassing: waterstofbom en kernfusiereactoren. Problemen hierbij zijn de extreme omstandigheden waarbij kernfusie plaatsvindt: miljoenen K en miljarden atmosfeer druk. En deze omstandigheden zijn nu juist aanwezig in de kernen van sterren!
Uitdijend heelal Een ontdekking van Hubble (in de twintiger jaren) bleek van enorm belang voor de kosmologie (= evolutieleer van het heelal). Uit de verschuiving van spectraallijnen naar het rood bleek dat sterstelsels zich allen van ons verwijderen (gevolg z.g. Doppler-effect, vergelijk een langs gierende trein of motor: bij nadering is de toon hoger, na het passeren duidelijk lager). Bovendien bleek: hoe verder verwijderd, hoe groter de vluchtsnelheid v. Dit inzicht leverde de z.g. Hubble-constante H. v (km/s) = H • R (megaparsec) H = ± 75 Door verbeterde metingen is deze z.g. 'constante' wel enige keren bijgesteld. [Zie ook de serie Ruimte en tijd nr 2 en 3 in Vesta nr 29 en 30] Hierboven is globaal de kennis beschreven die we zo'n 50 à 60 jaar geleden hadden. Maar zich serieus bezig houden met de vraag hoe sterren ontstaan en tenslotte aan hun eind komen, neen dat deed men niet. Aan dit soort koffiedikkijkerij waagde een serieuze astronoom zich niet. Het was ook wel lastig, want sterren evolueren in een tijdsperiode, variërend (zoals eerder opgemerkt) van enkele miljoenen tot honderd miljard jaar, dus in die paar duizend jaar dat naar sterren gekeken wordt (en met geavanceerde apparatuur pas een paar honderd jaar) veranderde er niet zoveel aan sterren. In de volgende VESTA aflevering (nr 69) zal het werkelijke wetenschapsdag onderwerp, de evolutie van sterren, behandeld worden. Jaap Kuyt
Bijlage 1.
Afstandsbepaling. Dit gebeurt (voor sterren die niet al te ver weg zijn m.b.v. de z.g. Parallax (verschilzicht). Principe: bij verplaatsing zal men een voorwerp in een andere richting gaan zien. Weet men de verplaatsing en het 'verschilzicht' dan is daaruit de afstand te berekenen. In onderstaande tekening blijkt dat de richting waarin men een ster (loodrecht op de richting aarde zon) ziet, na een half jaar gewijzigd is (overigens maar heel weinig, vanwege de grote afstand zon ster). Dit 'verschilzicht' noemt men de parallax. M.b.v. de formule: tg p = 2 a•e/ R (=afstand zon ster) kan men R berekenen. De afstand waarbij p = 1 boogsec. noemt men de parsec NB 1 parsec = 3,26 lichtjaar. Bijlage 2.
Aarde (na een half jaar)
Figuur 1
Absolute magnitude In bijgaande figuur blijkt dat voor het blote oog Sirius 16 maal helderder is dan Regulus. Immers: Magnitudeverschil m=1,5 ( 1,4) 3 en 2,5 x 2,5 x 2,5 16 Zouden deze sterren op dezelfde afstand staan (van bv 10 parsec) dan zou Regulus juist 10 maal helderder zijn. (Ga dit maar na). Figuur 2 Schijnbareen absolute magniBijlage 3. tude van de zon en enkele sterDiverse magnituden / helderheden ren. De 'Betelgeuze' (=schouder), links boven (rode kleur) en Rigel (=voet) rechts onder, (blauw) lijken op het oog even helder: Dus de Visuele helderheid is gelijk. Neemt men een foto dan blijkt Rigel beduidend helderder. Fotografische helderheid is dus verschillend. Oorzaak: Het oog is het meest gevoelig voor geel, de fotografische plaat juist voor blauw. Zo 'ziet' men voorwerpen die uitsluitend UV licht uitstralen niet met blote oog, maar op een foto juist heel goed. Ook meet men wel de totale uitstraling van sterren. Men spreekt dan van bolometrische helderheid. figuur 3
Tabel I Voorbeelden van enkele sterren met hun fotografische magnitude B en hun visuele magnitude V. Bedenk: hoe groter de magnitude hoe geringer de helderheid ! Sterkleur
Ster
Temperatuur. K
Blauw
Spica Regulus Rigel
27.300 13.600 12.800
0,72 1,23 0,12
1,00 1,36 0,15
0,28 0,13 0,03
Wit
Wega Sirius
11.000 10.300
0,03 1,42
0,03 1,43
0,00 0,01
Geel
Capella
5.300
0,73
0,09
0,64
Oranje
Arcturus Aldebaran
3.810 3.550
1,17 2,29
0,06 0,78
1,23 1,51
Rood
Antares Betelgeuse
3.100 3.060
2,78 2,37
0,98 0,70
1,80 1,67
Figuur 3 Af
Fotogr.mag. B
Figuur 4 Visueel
Fotovis.mag. V
Fotografisch
beeldingen van sterrenbeeld Orion
Kleurindex B-V
Bijlage 4.
Kernreacties.
NB Getallen links boven geven het aantal nucleonen (kerndeeltjes, dus protonen of neutronen) aan. Getallen links onder geven de (elementaire) lading aan. Positron (+)1, elektron 1. NB neutrino's hebben lading noch massa. 1 Waterstof tot helium: 2 H 1 3 2 He 2
2 D+ 1
0 0 e + 1 0
4 1 He + 2 H (3), NB 2 1
4 2 He 2 8 4 12 C Be + He 4 2 6
1 4 H 1
12 4 C + He 6 2
16 O , 8
8 Be 4
2
1 D + H 1 1
0 0 2 e + 2 e (annihilatie) 1 1
Optellen: 2 [(1) + (2)] + (3) :
Vorming C:
(1),
3 He (2) 2 E (4)
4 0 He + 2 e + 2 neutrino's 2 1
Halveringstijd
8 4
Be is 10-16 s !! En dan
NB Door zeer kleine halveringstijd Be kan alleen bij zeer hoge P en T deze kern de kans krijgen met He tot C te fuseren. Hierna kunnen nog de meer kernreacties optreden zoals:
16 4 O + He 8 2
20 Ne, 10
12 2 C 6
24 Mg, 12
12 2 C 6
23 1 Na + p 11 1
NB Bij al deze kernreacties wordt de massa minder, dus leveren energie (volgens Einstein). Bij zg superreuzen gaan de kernreacties steeds verder, alle elementen worden gevormd, echter bij ijzer aangekomen is de massa per nucleon mimimaal geworden. Bij verdere kernfusies zou de massa juist weer toenemen. De kernreacties en de warmteproduktie stoppen dus waardoor het evenwicht tussen expansie (door warmteontwikkeling) en contractie (tgv de zwaartekracht) verbroken wordt: In zeer korte tijd stort de kern met donderend geweld ineen ! Zo ook de omringende lagen die hun steun kwijt geraakt zijn. Tgv van deze heftige contractie stijgt de (kern) temperatuur tot zeer grote waarden: opnieuw treden kernreacties op, de Fe kernen vangen neutronen in: 56 1 62 62 62 0 Fe + 6 n Fe waarna Fe Co + e 26 0 26 26 27 1 NB Door het neutronoverschot worden dus neutronen in protonen en electronen omgezet: Er ontstaan elementen met een hoger atoomnummer zoals Uranium (Z = 92). NB Alle elementen met Z > 83 zijn radioactief. Uraan heeft echter een zeer grote halveringstijd ( 5 miljard jaar) en is dus nog steeds aanwezig. De energieontwikkeling in de kern van de superreus is echter dermate groot dat de implosieve ineenstorting zeer snel overgaat in een onvoorstelbare explosieve expansie: een supernova is 'geboren' ! Tijdens deze korte maar zeer hevige expansie kan de lichtkracht gelijk worden aan die van een geheel sterstelsel ! Jaap Kuyt
