Het leven van een ster

Sterren worden geboren uit samentrekkende gas- en stofwolken. In zo’n wolk vormt zich eerst een min of meer bolvormige verdichting (een zogeheten globule), die uiteindelijk ineenstort tot een echte ster. Als de globule veel materie bevat, ontstaat er een zware, hete ster; is er weinig materiaal voorhanden, dan is een klein, koel sterretje het resultaat. In sommige gevallen valt de samentrekkende wolk uiteen in verschillende delen, en ontstaat er een dubbelster of een meervoudige ster.

Sterren bestaan voor het overgrote deel uit waterstof en helium, de twee lichtste elementen in de natuur. Waterstof en helium komen veruit het meest voor in het heelal: van alle materie in de kosmos is ongeveer 75 procent waterstof en 24 procent helium.

levensloop_ster

Als de druk en de temperatuur in het inwendige van een ster hoog genoeg zijn, vinden er spontaan kernfusiereacties plaats. Waterstofatomen fuseren tot heliumatomen, en daarbij komt veel energie vrij. Vier waterstofatomen zijn namelijk net iets zwaarder dan één heliumatoom, en de massa die bij de kernfusie ‘verloren’ gaat, wordt volgens Einsteins beroemde forumle E = mc-kwadraat volledig omgezet in energie. Die energie biedt weerstand tegen de verdere ineenstorting van de ster, en er ontstaat een evenwicht tussen zwaartekracht en stralingsdruk.

Bij een zware ster voltrekken de kernfusiereacties zich in een veel hoger tempo dan bij een klein, licht sterretje, omdat in de kern van een zware ster een veel hogere druk en temperatuur heerst. Zware sterren beschikken weliswaar over meer brandstof, maar die jagen ze er in zo’n hoog tempo doorheen, dat hun evolutie toch veel sneller verloopt. Kleine, lichte sterretjes bevatten veel minder waterstof, maar ze springen zo zuinig met die beschikbare brandstof om, dat ze maar heel langzaam evolueren.

De periode waarin een ster energie produceert door de omzetting van waterstof in helium, wordt de hoofdreeksfase genoemd. Voor zware sterren duurt die hoofdreeksfase niet langer dan enkele tientallen miljoenen jaren; voor zwakke dwergsterretjes kan deze periode enkele tientallen miljarden jaren in beslag nemen. Een ster als de zon verblijft ongeveer tien miljard jaar op de hoofdreeks; daarvan zijn er inmiddels een kleine vijf miljard verstreken.

Als de waterstofvoorraad in de kern van de ster grotendeels is opgebruikt, komt de waterstoffusie tot stilstand. De kern van de ster bestaat nu voornamelijk uit helium. De zwaartekracht krijgt opnieuw vrij spel, en de ster begint verder ineen te krimpen. Na verloop van tijd lopen druk en temperatuur in de kern zo hoog op, dat heliumatomen nu gaan fuseren tot nóg zwaardere elementen, zoals koolstof. De energie die daarbij vrijkomt, zorgt voor een verhitting van de ‘mantel’ van de ster, en daar treedt nu opnieuw waterstoffusie op. Door al die energieproductie wordt de ster enorm helder en zwelt hij sterk op. De energie wordt verspreid over een groter oppervlak, waardoor de oppervlaktetemperatuur daalt. Een zogeheten ‘rode reus’ is het gevolg.

Tijdens het rode-reuzenstadium maakt de ster een instabiele evolutiefase door, waarbij hij regelmatig opzwelt en weer inkrimpt. Bij die pulsaties (er is dan sprake van een veranderlijke ster) verliest de ster ook een groot deel van zijn buitenlagen; die worden in de vorm van een krachtige sterrenwind het heelal in geblazen.

Uiteindelijk vormt zich rondom de ster een uitdijende schil van weggeblazen sterrengas. Die bestaat niet alleen uit waterstof en helium, maar ook uit zwaardere elementen die tijdens de evolutie van de ster zijn ontstaan, zoals koolstof. Zulke uitdijende nevels worden planetaire nevels genoemd, omdat ze op het eerste gezicht wel iets weg hebben van zwak verlichte planeetschijfjes. In werkelijkheid hebben ze echter niets met planeten te maken.

Wat er van de ster zelf overblijft is een hete, compacte kern met afmetingen die vergelijkbaar zijn met de afmetingen van de aarde, en met een extreem hoge oppervlaktetemperatuur. Zo’n klein (en zwak) superheet sterretje wordt een witte dwerg genoemd. In een witte dwerg vinden geen kernfusiereacties meer plaats (daarvoor zijn druk en temperatuur in het inwendige niet hoog genoeg), en na verloop van lange tijd koelt de dwerg dan ook af, totdat er uiteindelijk een donkere, ‘zwarte dwerg’ overblijft – een koele sintel van wat ooit een helder stralende ster was.

De materie die een ster aan het eind van haar leven het heelal in blaast (onder andere in de vorm van een planetaire nevel) is ‘verrijkt’ met zware elementen die bij kernfusieprocessen in het sterinwendige zijn ontstaan. Uit die weggeblazen materie kunnen later nieuwe sterren (en planeten) geboren worden, en deze kosmische kringloop heeft uiteindelijk geleid tot de vorming van de aarde en van het leven op onze planeet. Elk koolstofatoom in ons lichaam is ooit in het hete inwendige van een andere ster ontstaan!

Leave a Reply