Dagboek van een ster mei 2009 Eos

Sterren hebben niet het eeuwige leven. Ze ontstaan in interstellaire gaswolken, en eindigen als witte dwerg, neutronenster of zwart gat. Hun geboorte, levensloop en dood wordt tegenwoordig goed begrepen door sterrenkundigen.

Toen het heelal ontstond, zo’n veertien miljard jaar geleden, bestond het vrijwel volledig uit de twee lichtste elementen: waterstof en helium. Nog steeds maken die twee elementen de dienst uit in het heelal; zwaardere elementen als koolstof, zuurstof, ijzer en goud vormen in feite niet meer dan een kleine ‘verontreiniging’ in de oceaan van waterstof en helium. Die ‘verontreiniging’, waaraan wij ons bestaan te danken hebben, is volledig toe te schrijven aan geboorte, levensloop en dood van sterren.
Sterren zijn kolossale bollen van gloeiend heet gas, die ontstaan uit samentrekkende gaswolken. Als gevolg van de zwaartekracht stort een geringe verdichting in een ijle interstellaire gaswolk in korte tijd onder zijn eigen gewicht ineen, waardoor dichtheid en temperatuur snel toenemen. De protoster, vaak nog gehuld in de gas- en stofwolken waaruit hij ontstond, begint warmtestraling uit te zenden, en is daardoor met een infraroodtelescoop te zien.

Wanneer de druk en de temperatuur in het binnenste van de zich vormende ster hoog genoeg zijn, treedt er spontaan kernfusie op, waarbij waterstofatomen samensmelten tot heliumatomen. Daarbij komen enorme hoeveelheden energie vrij, en die kernenergie biedt weerstand tegen de zwaartekrachtscollaps. De ster krimpt niet verder in, en begint aan een lange, stabiele fase van zijn leven, waarbij er een uitgebalanceerd evenwicht bestaat tussen zwaartekracht en gasdruk. A star is born.

Alleen ons eigen Melkwegstelsel telt al een slordige tweehonderd miljard sterren. Het aantal sterrenstelsels in het waarneembare heelal bedraagt ook enkele honderden miljarden. De kosmos bevat dus tientallen triljarden kosmische kernfusiecentrales, die stuk voor stuk strijd leveren tegen de oppressie van de zwaartekracht. Elk lichtstipje aan de nachtelijke sterrenhemel markeert een langdurige uitputtingsslag tussen de fundamentele krachten in de natuur.

Uiteindelijk is het echter toch de zwaartekracht die zegeviert. Ooit raakt de waterstofvoorraad uitgeput, valt de inwendige druk weg en neemt de zwaartekracht het heft weer in handen. Hoe snel dat gebeurt, hangt af van de beginmassa van de ster. Een relatief kleine en lichte ster als de zon kan circa tien miljard jaar lang toe met zijn waterstofvoorraad. Nog kleinere dwergsterren kunnen leeftijden van meer dan honderd miljard jaar bereiken. Maar grote, zware sterren moeten hun nucleaire ovens harder opstoken om weerstand te kunnen bieden tegen de zwaartekracht. Hoewel hun brandstofvoorraad groter is, jagen ze die er in zo’n hoog tempo doorheen, dat de bodem na tien tot honderd miljoen jaar al in zicht komt.

Ster raakt van slag
Wanneer de waterstofvoorraad in het allerbinnenste van een zonachtige ster is uitgeput, is er een kleine kern van helium ontstaan. In een dikke schil rondom die kern vindt echter nog steeds waterstoffusie plaats, en de heliumkern wordt dan ook langzaam maar zeker groter en zwaarder. Door de schilverbranding zwellen de buitenlagen van de ster enorm op, waardoor hij verandert in een reuzenster.

Na ongeveer één miljard jaar is de heliumkern in het binnenste van de ster zo zwaar en heet geworden dat ook hierin spontaan fusiereacties op gang komen, waarbij helium wordt omgezet in koolstof. Nog weer later vindt ook fusie van koolstof in zuurstof plaats. Die nieuwe fusiereacties verlopen veel sneller, en in korte tijd vormt zich in het binnenste van de ster een kern van koolstof en zuurstof. Rondom die kern ligt een schil waarin heliumverbranding plaatsvindt, en nog verder naar buiten treedt nog steeds schilverbranding van waterstof op.

Door al die energieproductie zwelt de ster nog verder op tot een rode superreus, en als gevolg van de veranderingen in het binnenste raakt de ster van slag. De buitenlagen beginnen te pulseren, en in de loop van enkele tienduizenden jaren worden grote hoeveelheden gas de ruimte in geblazen. Rondom de ster ontstaat een langzaam uitdijende nevel, met een opmerkelijk symmetrische structuur. Zulke nevels werden enkele eeuwen geleden al ontdekt, en omdat ze op het eerste gezicht wel iets weghebben van zwak verlichte planeetschijfjes, werden ze planetaire nevels genoemd – een naam die nog steeds wordt gebruikt, ook al hebben de gasschillen niets met planeten te maken.

Wat er uiteindelijk van de ster overblijft is een relatief kleine kern die voornamelijk uit koolstof en zuurstof bestaat, omgeven door een dikke mantel van helium en een dunne buitenste schil van waterstof. De fusiereacties in de kern komen tot stilstand – de temperatuur en druk worden nooit hoog genoeg om de fusie van zuurstofatomen op gang te brengen – en onder invloed van de zwaartekracht stort de ster ineen tot een supercompacte gasbol die nauwelijks groter is dan de aarde: een witte dwerg.

Witte dwergen zijn bizarre objecten, waarin de gasatomen stijf opeen zijn gepakt. Hun massa is vergelijkbaar met die van de zon, maar hun volume is ongeveer gelijk aan het volume van de aarde. Eén kubieke centimeter witte-dwergmaterie weegt ongeveer duizend kilogram, en de zwaartekracht aan het oppervlak van een witte dwerg is tienduizenden keren zo sterk als de oppervlaktezwaartekracht van de aarde.

In een witte dwerg komen geen kernfusiereacties meer in voor. Maar omdat de ster slechts heel langzaam afkoelt, straalt hij nog miljarden jaren lang een geringe hoeveelheid licht en warmte uit. Uiteindelijk verandert de witte dwerg in een donkere, koude sintel – het stoffelijk overschot van een zonachtige ster.

Supernova
Met sterren die veel zwaarder zijn dan de zon loopt het heel anders af. Om te beginnen hebben ze een aanzienlijk kortere levensduur, omdat ze hun brandstofvoorraad in een veel hoger tempo verstoken. In de kern van een ster die twintig keer zo zwaar is als de zon, moeten de fusiereacties veel sneller verlopen om weerstand te kunnen bieden aan de sterkere zwaartekracht. Het gevolg is dat zo’n ster bijna vijftigduizend keer zo veel energie produceert als de zon, en dat de waterstofvoorraad in de kern na tien miljoen jaar al is opgebruikt.

Ook de heliumverbrandingsfase, waarbij de ster opzwelt tot een superreus, duurt veel korter dan bij de zon: ongeveer één miljoen jaar. Daarna zijn het de fusiereacties van koolstof die het verder ineenstorten van de zware ster tegengaan. Bij die koolstoffusie, die in een zware ster ongeveer tienduizend jaar duurt, ontstaan onder andere magnesium, natrium, neon en zuurstof. Wanneer ook de koolstofvoorraad in de kern is uitgeput, wordt de ster door de enorme zwaartekracht weer verder ineengeperst, en neemt de kerntemperatuur toe tot meer dan één miljard graden. Onder die extreme omstandigheden kunnen neon- en zuurstofatomen fuseren tot onder andere zwavel, silicium, fosfor en aluminium. Die fase duurt niet veel langer dan een jaar of tien; het einde van de ster komt nu snel in zicht.

Uiteindelijk, wanneer de kerntemperatuur toeneemt tot twee- à drie miljard graden, smelten siliciumatomen samen tot ijzeratomen – een proces dat binnen een week is voltooid. Op dat moment bestaat de kern van de ster dus voornamelijk uit ijzer (natuurlijk niet in vaste vorm, maar in gasvorm en bovendien volledig geïoniseerd), en wordt hij omgeven door een reeks concentrische schillen waarin zuurstofverbranding, koolstofverbranding, heliumverbranding en waterstofverbranding plaatsvindt. De waterstofrijke buitenlagen van de zware ster, met een gezamenlijke massa van misschien wel tien zonsmassa’s, kunnen in een eerder evolutiestadium al de ruimte in zijn geblazen, waardoor de uiteindelijke massa van de ster aanzienlijk kleiner is geworden.

Nu wordt het geduld van de zwaartekracht eindelijk beloond. Als er in de kern van de ster eenmaal ijzerkernen zijn gevormd, komt er voorgoed een einde aan de spontane fusiereacties. IJzer is het meest stabiele element in de natuur, en ijzeratomen smelten niet spontaan samen tot zwaardere atoomkernen. De druk in het inwendige van de zware ster, opgewekt door een koortsachtige estafette van steeds sneller verlopende fusiereacties, valt definitief weg, en de ster stort volledig ineen onder zijn eigen gewicht.

In een fractie van een seconde krimpt de ijzerkern van de ster – aanvankelijk ongeveer even groot als onze zon – in tot een supercompacte bal met een middellijn van enkele tientallen kilometers. De ijzeratomen worden daarbij volledig uiteengerukt in afzonderlijke protonen en neutronen, waartussen zich nog steeds vrije elektronen bevinden. Die negatief geladen elektronen worden als het ware in de positief geladen protonen geperst, waarbij ze samensmelten tot nieuwe neutronen, die geen elektrische lading hebben. Zo verandert de kern van de ster in een twintig tot dertig kilometer grote bal van stijf opeengeperste neutronen, met een onvoorstelbare dichtheid van honderd miljoen ton per kubieke centimeter – een zogeheten neutronenster.

De buitenlagen van de ster hebben nog niet in de gaten wat zich diep in het sterinwendige allemaal afspeelt. Met geweldige snelheden storten ze naar binnen. De temperaturen nemen in schrikbarend tempo toe, en overal in de ster komen opnieuw kernfusiereacties op gang, waarbij in hoog tempo een enorme verscheidenheid aan nieuwe elementen wordt gevormd. Die nucleaire heksenketel levert echter niet voldoende inwendige druk om de zwaartekrachtscollaps van de ster tegen te houden. Toch wordt de implosie van de ster na korte tijd omgezet in een explosie: doordat het sterrengas als het ware te pletter slaat op het vrijwel onsamendrukbare materiaal van de neutronenster, ontstaat er een krachtige naar buiten gerichte schokgolf die de ster uiteen doet spatten.

Ook tijdens die supernova-explosie vinden er tal van kernreacties plaats, waarbij niet alleen sprake is van kernsplitsing of kernfusie, maar ook van de vorming van extra zware elementen door het invangen van individuele neutronen. Op die manier ontstaan atoomkernen die zwaarder zijn dan die van ijzer, zoals koper, tin, lood, platina en goud. Daarnaast worden er grote hoeveelheden radioactieve elementen gevormd, waaronder kobalt-56, en bij het verval van deze radioactieve stoffen komt in de loop van enkele maanden zo veel energie vrij dat de sterexplosie ongeveer even helder is als een compleet sterrenstelsel.

Neutronensterren, pulsars en zwarte gaten
Een supernova-explosie is de doodskreet van een zware ster. Het grootste deel van de ster spat volledig uit elkaar; alleen de kern stort ineen tot een supercompacte neutronenster. Neutronensterren zijn bijzonder klein – nauwelijks groter dan een stad als Amsterdam – en zenden praktisch geen zichtbaar licht uit. De enige manier waarop ze hun bestaan verraden is door middel van hun sterke zwaartekrachtsveld of hun supersnelle rotatie. In het eerste geval moet de neutronenster deel uitmaken van een dubbelstersysteem; in het tweede geval moet hij een bijzondere oriëntatie hebben ten opzichte van de aarde.

Veel sterren in het heelal maken deel uit van een dubbelster of een meervoudige ster: twee of meer sterren die in een baan om elkaar heen bewegen onder invloed van de wederzijdse zwaartekracht. Wanneer een van de sterren in een dubbelster een supernova-explosie ondergaat, zal de resulterende neutronenster in veel gevallen nog steeds een baan beschrijven rondom de begeleider. Of liever gezegd: beide sterren beschrijven een baan romdom een gemeenschappelijk zwaartepunt, zodat het bestaan van de neutronenster kan worden afgeleid uit de periodieke schommelingen van de begeleider.

In sommige gevallen zijn de aanwijzingen nog sterker. Als de zichtbare begeleider aan het eind van zijn leven opzwelt tot een reuzenster, kan hij zijn buitenste gaslagen niet goed meer vasthouden. Er stroomt dan sterrengas over van de gewone ster naar de neutronenster, en als gevolg van het sterke zwaartekrachtsveld van de neutronenster komt dat gas uiteindelijk met extreem hoge snelheid op het oppervlak terecht. Daarbij wordt het sterk verhit, en begint het energierijke röntgenstraling uit te zenden. Sterrenkundigen hebben veel van zulke röntgendubbelsterren ontdekt, en in de meeste gevallen wordt er nauwelijks aan getwijfeld dat de onzichtbare component van de dubbelster een neutronenster is.

Ook single neutronensterren kunnen soms vanaf de aarde worden ontdekt, wanneer hun rotatieas een bepaalde stand ten opzichte van de aarde heeft. Tijdens de zwaartekrachtscollaps van de oorspronkelijke sterkern neemt de rotatiesnelheid enorm toe als gevolg van de wet van behoud van impulsmoment. Op het oppervlak van zo’n snel rondtollende neutronenster bevinden zich meestal twee extreem hete gebieden, die samenvallen met de magnetische noord- en zuidpool.

Omdat de magnetische polen meestal niet exact samenvallen met de rotatiepolen, heeft de rondtollende neutronenster wel iets weg van een op hol geslagen vuurtoren, die rondzwiepende bundels van straling het heelal in slingert. Ligt de aarde toevallig in de baan van zo’n rondzwiepende bundel, dan wordt er bij elke rotatie van de neutronenster – dus in veel gevallen honderden malen per seconde – een korte stralingspuls waargenomen.

Inmiddels zijn er een kleine tweeduizend van zulke radiopulsars bekend – stuk voor stuk neutronensterren die toevallig op een bijzondere manier georiënteerd zijn ten opzichte van de aarde. Sommige maken deel uit van een dubbelstersysteem (er zijn zelfs enkele dubbelpulsars ontdekt!); sommige pulseren ook in röntgenstraling of in zichtbaar licht, en sommige draaien meer dan vijfhonderd keer per seconde om hun as.

Het is ook mogelijk dat er bij een supernova-explosie geen neutronenster achterblijft, maar een zwart gat. Dat is bijvoorbeeld het geval wanneer de oorspronkelijke ster extreem zwaar is en zeer snel om zijn as draait. Bij de terminale explosie van zo’n ster komt meer energie vrij dan de zon in zijn gehele leven uitzendt, voornamelijk in de vorm van gammastraling. Zulke gammaflitsen vormen de krachtigste explosies in het heelal. Ze markeren de geboorte van een zwart gat – een gebied in de ruimte waar de zwaartekracht zo sterk is dat er zelfs geen licht uit kan ontsnappen.

Ook stellaire zwarte gaten verraden hun aanwezigheid wanneer ze zich in een dubbelstersysteem bevinden. In sommige röntgendubbelsterren is de massa van de onzichtbare begeleider zo hoog dat er wel sprake moet zijn van een zwart gat. Maar vermoedelijk dolen er ook honderden miljoenen solitaire zwarte gaten door het Melkwegstelsel. De kans op een ontmoeting met zo’n vraatzuchtige stellaire zombie is gelukkig onvoorstelbaar klein.

Kader 1 - Ondermaatse sterren
Sommige sterren zijn tientallen keren zo zwaar als de zon, en stralen enorme hoeveelheden energie uit. Maar verreweg de meeste sterren in het Melkwegstelsel zijn juist veel kleiner en lichter dan de zon. Zulke rode dwergen produceren maar weinig energie, en kunnen vele miljarden jaren toe met hun brandstofvoorraad. Daarnaast zijn er ook veel zogeheten bruine dwergen – ‘mislukte sterren’ die niet zwaar genoeg zijn om waterstoffusie in hun inwendige op gang te brengen. Bruine dwergen zijn ongeveer even groot als de reuzenplaneet Jupiter, maar ze zijn meestal enkele tientallen keren zo zwaar. Ze produceren een klein beetje energie door de fusie van deuterium (zwaar waterstof), maar worden in de loop van hun leven steeds koeler en lichtzwakker.

Over de geboorte van de allerlichtste dwergsterren is nog weinig bekend. Misschien ontstaan ze door fragmentatie van een ineenstortende gaswolk, maar het bestaan van extreem wijde dubbelsterren met zeer geringe massa is dan moeilijk te verklaren. Sommige bruine dwergen zouden ook op dezelfde manier kunnen ontstaan als reuzenplaneten: door een zwaartekrachtsinstabiliteit in de gas- en stofschijf rond een pasgeboren ster.

Kader 2 - Versmeltende sterren
Vergeleken met hun onderlinge afstanden zijn sterren buitengewoon klein. Onderlinge botsingen zijn dan ook uiterst zeldzaam. Maar in bolvormige sterrenhopen kunnen wél sterbotsingen voorkomen. Zo’n bolhoop telt vaak een paar honderdduizend sterren, verspreid in een gebied met een middellijn van enkele tientallen lichtjaren. Bolvormige sterrenhopen behoren tot de oudste structuren in het heelal; de meeste sterren in een bolhoop hebben leeftijden van vele miljarden jaren.

Wanneer twee sterren in een bolvormige sterrenhoop met elkaar botsen en versmelten, ontstaat een zware ster die plotseling veel meer energie produceert. Daardoor heeft hij een blauwere kleur en oogt hij jonger dan de andere sterren in de bolhoop. Het is alsof de ster veel minder ver geëvolueerd is. Zulke ‘blauwe treuzelaars’ zijn inderdaad gevonden in bolvormige sterrenhopen. Computersimulaties doen zelfs vermoeden dat er complete kettingbotsingen van sterren kunnen optreden, waardoor uiteindelijk een extreem zware ster ontstaat die na een spectaculaire supernova-explosie een middelzwaar zwart gat achterlaat.

© Govert Schilling