Hoe sterren veranderen gedurende hun leven

Sterren zijn enkele van de fundamentele bouwstenen van het universum. Ze vormen niet alleen sterrenstelsels, maar velen herbergen ook planetaire systemen. Het begrijpen van hun vorming en evolutie geeft dus belangrijke aanwijzingen voor het begrijpen van sterrenstelsels en planeten.

De zon heeft op veel manieren invloed op het zonnestelsel. Het leert astronomen hoe sterren werken. NASA / Goddard Space Flight Center

De zon geeft ons een eersteklas voorbeeld om te bestuderen, hier in ons eigen zonnestelsel. Het is slechts acht minuten van het licht verwijderd, dus we hoeven niet lang te wachten om functies op het oppervlak te zien. Astronomen hebben een aantal satellieten die de zon bestuderen en ze weten al heel lang over de basis van zijn leven. Ten eerste is het van middelbare leeftijd, en precies in het midden van de periode van zijn leven, de "hoofdreeks" genoemd. Gedurende die tijd smelt het waterstof in zijn kern om helium te maken. 

Door de geschiedenis heen heeft de zon er vrijwel hetzelfde uitgezien. Voor ons is het altijd dit gloeiende, geelachtig witte object in de lucht geweest. Het lijkt niet te veranderen, althans voor ons. Dit komt omdat het op een heel ander tijdschema leeft dan mensen. Het verandert echter wel, maar op een zeer langzame manier vergeleken met de snelheid waarmee we ons korte, snelle leven leiden. Als we naar het leven van een ster kijken op de schaal van de leeftijd van het universum (ongeveer 13,7 miljard jaar), dan leven de zon en andere sterren allemaal vrij normaal. Dat wil zeggen, ze worden geboren, leven, evolueren en sterven vervolgens gedurende tientallen miljoenen of miljarden jaren. 

Om te begrijpen hoe sterren evolueren, moeten astronomen weten welke soorten sterren er zijn en waarom ze op belangrijke manieren van elkaar verschillen. Een stap is om sterren in verschillende bakken te 'sorteren', net zoals mensen munten of knikkers kunnen sorteren. Het wordt "stellaire classificatie" genoemd en het speelt een grote rol bij het begrijpen van hoe sterren werken. 

Sterren classificeren

Astronomen sorteren sterren in een reeks "bakken" op basis van deze kenmerken: temperatuur, massa, chemische samenstelling, enzovoort. Op basis van zijn temperatuur, helderheid (helderheid), massa en chemie, wordt de zon geclassificeerd als een ster van middelbare leeftijd die zich in een periode van zijn leven de "hoofdreeks" noemt. 

Deze versie van het Hertzprung-Russell-diagram toont de temperaturen van sterren tegen hun lichtsterktes. De positie van een ster in het diagram geeft informatie over in welk stadium deze zich bevindt, evenals de massa en helderheid. Europees zuidelijk observatorium

Vrijwel alle sterren besteden het grootste deel van hun leven aan deze hoofdreeks totdat ze sterven; soms zacht, soms gewelddadig.

Het draait allemaal om Fusion

De basisdefinitie van wat een ster in de hoofdreeks maakt, is deze: het is een ster die waterstof tot helium in zijn kern smelt. Waterstof is de basisbouwsteen van sterren. Ze gebruiken het vervolgens om andere elementen te maken.

Wanneer een ster wordt gevormd, doet dit dit omdat een wolk van waterstofgas begint samen te trekken (samen te trekken) onder de zwaartekracht. Dit creëert een dichte, hete protostar in het midden van de wolk. Dat wordt de kern van de ster.

Het Spitzer Legacy-team "Cores to Disks" gebruikte twee infraroodcamera's op de Spitzer Space Telescope van NASA om dichte gebieden met interstellaire moleculaire wolken (bekend als "cores") te doorzoeken op aanwijzingen voor stervorming. NASA / JPL-Caltech / N. Evans (Univ. Van Texas in Austin) / DSS

De dichtheid in de kern bereikt een punt waar de temperatuur ten minste 8 tot 10 miljoen graden Celsius is. De buitenste lagen van de protostar drukken op de kern. Deze combinatie van temperatuur en druk start een proces dat kernfusie wordt genoemd. Dat is het punt waarop een ster wordt geboren. De ster stabiliseert en bereikt een toestand die "hydrostatisch evenwicht" wordt genoemd, hetgeen is wanneer de uitwendige stralingsdruk vanuit de kern wordt gecompenseerd door de immense zwaartekrachten van de ster die op zichzelf probeert in te storten. Wanneer aan al deze voorwaarden is voldaan, bevindt de ster zich in de hoofdreeks en gaat zijn leven druk door waterstof in zijn kern tot helium te maken..

Het draait allemaal om de mis

Massa speelt een belangrijke rol bij het bepalen van de fysieke kenmerken van een bepaalde ster. Het geeft ook aanwijzingen over hoe lang de ster zal leven en hoe hij sterft. Hoe groter dan de massa van de ster, hoe groter de zwaartekracht die de ster probeert in te klappen. Om deze grotere druk te bestrijden, heeft de ster een hoge fusiesnelheid nodig. Hoe groter de massa van de ster, hoe groter de druk in de kern, hoe hoger de temperatuur en dus hoe groter de fusiesnelheid. Dat bepaalt hoe snel een ster zijn brandstof verbruikt.

Een enorme ster zal zijn waterstofreserves sneller samensmelten. Dit haalt het sneller uit de hoofdreeks dan een ster met een lagere massa, die zijn brandstof langzamer gebruikt.

De hoofdreeks verlaten

Wanneer sterren zonder waterstof raken, beginnen ze helium in hun kernen te smelten. Dit is wanneer ze de hoofdreeks verlaten. Sterren met een hoge massa worden rode superreuzen en evolueren vervolgens naar blauwe superreuzen. Het smelt helium samen met koolstof en zuurstof. Dan begint het die met neon te versmelten enzovoort. Kortom, de ster wordt een chemische fabriek, waarbij fusie niet alleen in de kern optreedt, maar in lagen rondom de kern. 

Uiteindelijk probeert een ster met een zeer grote massa ijzer te smelten. Dit is de kus des doods voor die ster. Waarom? Omdat het smelten van ijzer meer energie kost dan de ster beschikbaar heeft. Het stopt de fusiefabriek dood in zijn sporen. Wanneer dat gebeurt, storten de buitenste lagen van de ster in op de kern. Het gebeurt vrij snel. De buitenste randen van de kern vallen als eerste, met de verbazingwekkende snelheid van ongeveer 70.000 meter per seconde. Wanneer dat de ijzeren kern raakt, begint het allemaal terug te stuiteren, en dat creëert een schokgolf die binnen enkele uren door de ster scheurt. In het proces worden nieuwe, zwaardere elementen gemaakt als het schokfront door het materiaal van de ster gaat.
Dit is een zogenaamde "core-collapse" supernova. Uiteindelijk schieten de buitenste lagen de ruimte in, en wat overblijft is de ingestorte kern, die een neutronenster of zwart gat wordt.