Ben je geïnteresseerd in de wereld van wetenschap & technologie en wil je hier graag meer over lezen? Word dan lid van KIJK!
Een ster gaat niet uit als een nachtkaars. Welkom in de wereld van planetenverzwelgende reuzensterren, onvoorstelbaar krachtige explosies en objecten zwaarder dan de zon, samengeperst in een bolletje ter grootte van een stad.
Als je ’s nachts iets ziet bewegen, is het meestal een vliegtuig, een satelliet of misschien wel het ruimtestation ISS. De sterren zelf lijken standvastige bakens aan de hemel. Kalm stralen ze hun energie het heelal in – en dat kunnen ze zó lang blijven doen, dat ze naar menselijke begrippen onsterfelijk lijken.
Maar dat zijn ze niet. Of het nu na een paar miljoen jaar is of na een paar biljoen jaar, elke ster komt een keer aan zijn eind. Bij de zwaarste sterren gaat dat einde gepaard met een enorme explosie, die feller kan zijn dan een compleet sterrenstelsel. En als de doodsstrijd van een ster eenmaal voorbij is, blijft er een vreemd, supercompact overblijfsel achter: een witte dwerg, een neutronenster of, in het meest extreme geval, een zwart gat.
Kernen fuseren
Hoe vredig de sterren aan de hemel ook lijken, feitelijk zijn ze stuk voor stuk voortdurend verwikkeld in een interne strijd. Ze bestaan namelijk uit behoorlijk wat massa, die door de zwaartekracht wordt samengedrukt. Bij een ster in wording kan die zwaartekracht nog ongehinderd zijn gang gaan: het object wordt steeds kleiner en compacter. Totdat hij in zijn binnenste zo’n hoge dichtheid en temperatuur heeft gekregen dat hij energie kan gaan opwekken. Die energie geeft een naar buiten toe gerichte druk, die de naar binnen toe gerichte zwaartekracht tegenwerkt. Gevolg: de ster wordt niet nóg kleiner, maar behoudt zijn huidige formaat.
Hoe doet een ster dat dan, energie opwekken? Door kernen van het lichtste scheikundige element, waterstof, samen te smelten – te fuseren – tot kernen van het op een na lichtste element: helium. Een moeizaam proces, want waterstofkernen zijn positief geladen deeltjes, die elkaar afstoten. Maar als je ze maar dicht genoeg op elkaar drijft en de temperatuur flink opstookt, kunnen ze af en toe toch op elkaar knallen.
De clou is daarbij dat een heliumkern net iets minder weegt dan de waterstofkernen waar hij uit is opgebouwd. Dat kleine beetje massaverschil wordt omgezet in energie. En het is die energie waarmee een ster de zwaartekracht weet tegen te houden.
Live fast…
Maar ja: zoals de tank of batterij van je auto een keer leeg is, zo is ook het waterstof in het hart van een ster op een gegeven moment op. Wanneer dat moment aanbreekt, hangt af van hoe zwaar een ster is. De lichtste sterren, rode dwergen, zijn zó zuinig, dat ze biljoenen jaren kunnen blijven ‘branden’. Er is dan ook in het hele heelal – dat pas 13,8 miljard jaar bestaat – nog geen enkele rode dwerg aan zijn eind gekomen doordat zijn brandstof op was.
Zwaardere sterren zoals de zon kunnen zo’n 10 miljard jaar toe met hun waterstofvoorraad. Onze zon bestaat nu 4,5 miljard jaar, wat betekent dat hij ongeveer halverwege zijn voorspelde levensduur is. Een veertiger, zeg maar.
De zwaarste sterren, superreuzen, leven volgens het credo live fast, die young. In een paar miljoen jaar jagen ze alle brandstof in hun binnenste erdoorheen. Om dat een beetje in perspectief te plaatsen: als een ster zoals de zon gemiddeld tachtig jaar oud zou worden, zou een rode dwerg een levensduur van zo’n achtduizend jaar hebben en een superreus eentje van twee weken.
Vuilnisbelt
En wat gebeurt er als een ster door zijn waterstof heen is? Dan wekt hij geen energie meer op en valt dus de druk weg waarmee hij weerstand biedt aan de zwaartekracht. Gevolg: hij wordt verder samengedrukt, waarbij temperatuur en dichtheid stijgen.
Bij een ster als de zon zal dan eerst het waterstof rónd de kern heet en dicht genoeg worden om te kunnen fuseren. Daarbij dijt de ster uit tot wel honderd keer zijn oude formaat. Ook wordt hij ook zo’n duizend keer feller – en een stuk koeler aan de buitenkant. Hij is dan een rode reus geworden. In ons zonnestelsel zal de zon in die fase zo groot groeien, dat hij in elk geval de binnenste twee planeten, Mercurius en Venus, zal opslokken.
Het binnenste van zo’n rode reus is één grote klont helium – het ‘afval’ dat je overhoudt als je waterstof fuseert. Doordat het waterstof rónd de sterkern nu ook fuseert, wordt die heliumvuilnisbelt almaar zwaarder – en heter, en dichter. Op een gegeven moment zijn de temperatuur en dichtheid zó hoog geworden, dat de ster helium als brandstof kan gaan gebruiken: dat kan hij fuseren tot de nog zwaardere elementen koolstof en zuurstof.
Gloeiend gas
Maar zo’n 100 miljoen jaar later is ook dat helium op. Gevolg: de druk naar buiten valt opnieuw weg, de ster trekt weer samen – totdat het helium rónd de kern kan fuseren. Als die fase is aangebroken, zwelt de ster op tot een zogenoemde asymptotic-giant-branch-ster, een AGB-ster. Daarbij wordt hij nóg groter en feller dan hij al was als rode reus. Deze fase duurt nog korter dan de voorgaande: tussen de 50.000 en de 2 miljoen jaar.
Bij sterren die minder dan acht keer zoveel wegen als de zon, naderen we nu het eindstadium. Na de AGB-fase blijft er een uitdijende schil van uitgestoten gas over, met in het midden het hete, compacte restant van de ster. Die sterkern produceert flink wat ultraviolette straling, die ervoor zorgt dat de schil van gas eromheen begint te gloeien. Dat verschijnsel heet een planetaire nevel. Niet omdat in zo’n nevel planeten ontstaan of iets dergelijks, maar omdat zo’n blob gloeiend gas door de telescopen van de achttiende eeuw wel wat weghad van een gasplaneet.
De kern te midden van zo’n planetaire nevel bestaat uit koolstof en zuurstof; de elementen die ontstaan bij het fuseren van helium. Bij een relatief lichte ster worden de temperatuur en dichtheid in de kern nooit hoog genoeg om die nog als brandstof op te kunnen stoken. Energie opwekken is nu dus geen optie meer. Toch is zo’n sterkern aanvankelijk aan de buitenkant nog tienduizenden graden heet en tot honderdduizend keer zo lichtkrachtig als de zon. Maar al snel koelt hij flink af en gaat hij veel minder licht afgeven. De sterkern is dan een witte dwerg geworden.
Quantumredding
Zo’n witte dwerg doet zoals gezegd niet meer aan kernfusie, maar weet wel op een andere manier weerstand te bieden aan de zwaartekracht. De redding is in dit geval de quantummechanica, het setje natuurkundige regels dat de wereld van het allerkleinste beschrijft. Die voorkomt vanaf een bepaald punt dat de materie waar een witte dwerg uit bestaat nóg verder op elkaar wordt geperst.
Voor de liefhebbers: hoe voorkomt de quantummechanica dat een witte dwerg instort? Dat zit hem in twee regels uit die theorie: het uitsluitingsprincipe van Pauli en het onzekerheidsprincipe van Heisenberg. Pauli’s principe kun je samenvatten als: twee deeltjes kunnen niet dezelfde plek én dezelfde snelheid hebben. Heisenberg zegt: hoe preciezer je de plek van een deeltje weet, hoe minder precies je de snelheid kent. Samen komt dat erop neer dat als je de elektronen in witte dwerg heel dicht op elkaar propt – en je dus heel goed weet waar ze zitten – ze niet ook nog eens een heel lage snelheid mogen hebben. Oftewel: als de zwaartekracht een ster heel erg samendrukt, voorkomt de quantummechanica dat de elektronen trager gaan bewegen – en daardoor kunnen ze ook niet afkoelen. Die hete elektronen zorgen vervolgens voor een druk die de zwaartekracht weet te weerstaan.
Daardoor zal de zon tientallen, misschien wel honderden miljarden jaren een witte dwerg blijven. Uiteindelijk is hij dan toch helemaal afgekoeld en wordt hij een zwarte dwerg. Maar zulke zwarte dwergen zijn op het moment niet meer dan een theoretische voorspelling. Het heelal is simpelweg niet oud genoeg om ze al te kunnen bevatten.
Instortende ster
Sterren die meer dan acht keer zoveel wegen als de zon eindigen met meer spektakel. Waar een lichte ster niks meer kan met de ontstane koolstof en zuurstof, wordt een zware ster zó heet en compact, dat hij ook die elementen nog kan fuseren.
Maar uiteindelijk loopt ook zo’n ster tegen een grens aan. Hoe zwaarder een element is, hoe minder energie het fuseren ervan oplevert – tot je bent aanbeland bij ijzer. Vanaf dat element levert fusie geen energie meer op, maar kóst dit proces juist energie. En dus heeft een ster met een ijzeren kern geen mogelijkheid meer om weerstand te bieden aan de zwaartekracht. Hij stort in.
Bij die instorting komt zoveel energie vrij, dat de buitenkant van de ster wordt weggeslingerd in een ontploffing die we een supernova noemen. Daarbij produceert de stervende ster in een paar seconden meer energie dan de zon in zijn 10 miljard jaar durende leven als ‘gewone ster’. Bovendien kan zo’n supernova nog weken of zelfs maanden meer licht produceren dan een compleet sterrenstelsel.
Schouder aan schouder
Wat je na zo’n supernova overhoudt, hangt ook weer af van de massa van de ster. Begon je met een ster die minder dan 25 keer zo zwaar was als de zon? Dan worden de negatief geladen elektronen en de positief geladen protonen waar zo’n ster uit bestaat, samengeperst tot neutrale deeltjes genaamd neutronen. Je eindigt dan met een neutronenster: een bal van neutronen die als het ware schouder aan schouder staan. Samen vormen die een razendsnel rondtollend object – een ster kun je het eigenlijk niet meer noemen – met een diameter van ongeveer 10 kilometer, waarin meer dan een zon aan materie is samengeperst.
Bij de allerzwaarste sterren is de zwaartekracht die al die materie naar binnen toe trekt zo sterk, dat ook schouder aan schouder staande neutronen er geen weerstand aan kunnen bieden. In plaats daarvan gaat de instorting onherroepelijk door – totdat alle materie in één enkel punt is aanbeland. Zo ontstaat een zwart gat, een verschijnsel dat zo bizar is, dat het een eigen longread op deze site verdient… Wordt dus vervolgt!
Bronnen: An Introduction to Modern Astrophysics (Cambridge University Press, 2017), Australian Telescope National Facility. Met dank aan Jacco Vink, sterrenkundige aan de Universiteit van Amsterdam.