Ontstaan en evolutie

Sterren condenseren uit gebieden in de ruimte met een hogere materiedichtheid, maar die gebieden zijn minder dicht dan in een vacuümkamer. Deze gebieden – bekend als moleculaire wolken – bestaan voornamelijk uit waterstof, met ongeveer 23 tot 28 procent helium en een paar procent zwaardere elementen. Een voorbeeld van zo'n stervormingsgebied is de Orionnevel. De meeste sterren vormen zich in groepen van tientallen tot honderdduizenden sterren. Massieve sterren in deze groepen kunnen die wolken krachtig verlichten, waardoor de waterstof ioniseert en H II-gebieden ontstaan. Dergelijke terugkoppelings-effecten van stervorming kunnen uiteindelijk de wolk verstoren en verdere stervorming voorkomen. Alle sterren brengen het grootste deel van hun bestaan door als hoofdreekssterren, voornamelijk aangedreven door de kernfusie van waterstof tot helium in hun kernen. Sterren met verschillende massa's hebben echter aanzienlijk verschillende eigenschappen in verschillende stadia van hun ontwikkeling. Het uiteindelijke lot van zwaardere sterren verschilt van dat van lichtere sterren, evenals hun lichtkracht en de impact die ze hebben op hun omgeving.

TERUG

De vorming van een ster begint met gravitationele instabiliteit binnen een moleculaire wolk, veroorzaakt door gebieden met een hogere dichtheid – vaak teweeggebracht door de compressie van wolken door straling van massieve sterren, uitzettende bellen in het interstellaire medium, de botsing van verschillende moleculaire wolken of de botsing van sterrenstelsels (zoals in een starburst-sterrenstelsel). Wanneer een gebied een voldoende hoge dichtheid aan materie bereikt om te voldoen aan de criteria voor Jeans-instabiliteit, begint het onder zijn eigen zwaartekracht in te storten ...

Protostellaire wolk

Naarmate de wolk instort, vormen individuele conglomeraten van dicht stof en gas "Bok-bolletjes". Wanneer een bolletje instort en de dichtheid toeneemt, wordt de zwaartekrachtenergie omgezet in warmte en stijgt de temperatuur. Wanneer de protostellaire wolk ongeveer de stabiele toestand van hydrostatisch evenwicht heeft bereikt, vormt zich een protoster in de kern. Deze pre-hoofdreekssterren worden vaak omgeven door een protoplanetaire schijf en worden voornamelijk aangedreven door de omzetting van zwaartekrachtenergie. De periode van gravitationele contractie duurt ongeveer 10 miljoen jaar voor een ster zoals de Zon, tot wel 100 miljoen jaar voor een rode dwerg.

Vroege sterren met een massa van minder dan 2 M☉ worden T Tauri-sterren genoemd, terwijl sterren met een grotere massa Herbig Ae/Be-sterren zijn. Deze nieuw gevormde sterren stoten gasstralen uit langs hun rotatieas, wat het impulsmoment van de instortende ster kan verminderen en kan resulteren in kleine nevelige gebieden die bekend staan als Herbig-Haro-objecten. Deze stralen, in combinatie met straling van nabije massieve sterren, kunnen helpen om de omringende wolk waaruit de ster is ontstaan, weg te drijven.

T-Tauri ster

In de beginfase van hun ontwikkeling volgen T Tauri-sterren (foto) het Hayashi-spoor: ze krimpen en hun helderheid neemt af, terwijl hun temperatuur ongeveer gelijk blijft. Minder massieve T Tauri-sterren volgen dit spoor naar de hoofdreeks, terwijl meer massieve sterren het Henyey-spoor volgen.

De meeste sterren blijken deel uit te maken van binaire systemen, en de eigenschappen van die binaire systemen zijn het resultaat van de omstandigheden waaronder ze zijn gevormd. Een gaswolk moet zijn impulsmoment verliezen om te kunnen instorten en een ster te vormen. De fragmentatie van de wolk in meerdere sterren verdeelt een deel van dat impulsmoment. De oorspronkelijke binaire systemen dragen een deel van het impulsmoment over door zwaartekrachtinteracties tijdens nauwe ontmoetingen met andere sterren in jonge sterrenhopen. Deze interacties hebben de neiging om verder uit elkaar staande (zachte) binaire systemen uit elkaar te drijven, terwijl ze ervoor zorgen dat harde binaire systemen dichter bij elkaar komen. Dit leidt tot de scheiding van binaire systemen in hun twee waargenomen populatieverdelingen.

Levensduur

Sterren besteden ongeveer 90% van hun levensduur aan het fuseren van waterstof tot helium in reacties met hoge temperaturen en drukken in hun kernen. Zulke sterren bevinden zich op de hoofdreeks en worden dwergsterren genoemd. Vanaf het moment dat een ster de hoofdreeks bereikt, neemt het aandeel helium in de kern gestaag toe, neemt de snelheid van de kernfusie in de kern langzaam toe, evenals de temperatuur en de lichtkracht van de ster. De Zon is bijvoorbeeld naar schatting met ongeveer 40% in lichtkracht toegenomen sinds ze 4,6 miljard (4,6 × 10⁹) jaar geleden de hoofdreeks bereikte.

Elke ster genereert een stellaire wind van deeltjes die een continue uitstroom van gas de ruimte in veroorzaakt. Voor de meeste sterren is het massaverlies verwaarloosbaar. De Zon verliest jaarlijks 10⁻¹⁴ M☉, oftewel ongeveer 0,01% van haar totale massa gedurende haar hele levensduur. Zeer massieve sterren kunnen echter elk jaar 10−7 tot 10−5 M☉ verliezen, wat hun evolutie aanzienlijk beïnvloedt. Sterren die beginnen met meer dan 50 M☉ kunnen meer dan de helft van hun totale massa verliezen terwijl ze zich op de hoofdreeks bevinden.

Hoofdreeksster

De tijd die een ster op de hoofdreeks doorbrengt, hangt voornamelijk af van de hoeveelheid brandstof die hij heeft en de snelheid waarmee hij die brandstof verbrandt. De Zon zal naar verwachting 10 miljard (10¹⁰) jaar leven. Massieve sterren verbruiken hun brandstof zeer snel en zijn kortlevend. Sterren met een lage massa verbruiken hun brandstof zeer langzaam. Sterren met een massa kleiner dan 0,25 M☉, rode dwergen genaamd, kunnen bijna al hun massa verbranden, terwijl sterren van ongeveer 1 M☉ slechts ongeveer 10% van hun massa kunnen verbranden. De combinatie van hun langzame brandstofverbruik en relatief grote bruikbare brandstofvoorraad zorgt ervoor dat sterren met een lage massa ongeveer een biljoen (10×10¹²) jaar meegaan; de meest extreme, met een massa van 0,08 M☉, zal ongeveer 12 biljoen jaar meegaan. Rode dwergen worden heter en helderder naarmate ze helium accumuleren. Wanneer ze uiteindelijk geen waterstof meer hebben, krimpen ze tot een witte dwerg en neemt hun temperatuur af. Aangezien de levensduur van dergelijke sterren groter is dan de huidige leeftijd van het heelal (13,8 miljard jaar), wordt verwacht dat geen enkele ster met een massa kleiner dan ongeveer 0,85 M☉ van de hoofdreeks is afgeweken.

Metaliciteit

Naast massa kunnen de elementen zwaarder dan helium een belangrijke rol spelen in de evolutie van sterren. Astronomen noemen alle elementen zwaarder dan helium "metalen" en de chemische concentratie van deze elementen in een ster noemen ze de metalliciteit. De metalliciteit van een ster kan de tijd beïnvloeden die de ster nodig heeft om zijn brandstof te verbranden en bepaalt de vorming van zijn magnetische velden, wat de sterkte van zijn stellaire wind beïnvloedt.

Oudere sterren van populatie II hebben een aanzienlijk lagere metalliciteit dan de jongere sterren van populatie I vanwege de samenstelling van de moleculaire wolken waaruit ze zijn ontstaan. Na verloop van tijd raken dergelijke wolken steeds meer verrijkt met zwaardere elementen naarmate oudere sterren sterven en delen van hun atmosfeer afstoten.

Eindfase

Wanneer sterren met een massa van minstens 0,4 M☉ de waterstofvoorraad in hun kern hebben uitgeput, beginnen ze waterstof te fuseren in een schil rond de heliumkern. De buitenste lagen van de ster zetten uit en koelen sterk af terwijl ze overgaan in een rode reus. In sommige gevallen fuseren ze zwaardere elementen in de kern of in schillen rond de kern. Terwijl de sterren uitzetten, stoten ze een deel van hun massa, verrijkt met die zwaardere elementen, de interstellaire ruimte in, om later te worden gerecycled als nieuwe sterren. Over ongeveer 5 miljard jaar, wanneer de Zon de heliumverbrandingsfase ingaat, zal ze uitzetten tot een maximale straal van ongeveer 1 astronomische eenheid (150 miljoen kilometer), 250 keer haar huidige omvang, en 30% van haar huidige massa verliezen.

Naarmate de waterstofverbrandingsschil meer helium produceert, neemt de massa en temperatuur van de kern toe. Bij een rode reus met een massa tot 2,25 M☉ wordt de massa van de heliumkern gedegenereerd voordat heliumfusie plaatsvindt. Uiteindelijk, wanneer de temperatuur voldoende stijgt, begint de heliumfusie in de kern explosief in wat een heliumflits wordt genoemd. De ster krimpt dan snel in straal, de oppervlaktetemperatuur stijgt en de ster beweegt zich naar de horizontale tak van het HR-diagram.

AGB sterren

Nadat een ster het helium in zijn kern heeft gefuseerd, begint hij helium te fuseren langs een schil rond de hete koolstofkern. De ster volgt dan een evolutionair pad dat de asymptotische reuzentak (AGB) wordt genoemd, dat parallel loopt aan de andere beschreven rode-reuzenfase, maar met een hogere lichtkracht. De massievere AGB-sterren kunnen een korte periode van koolstoffusie ondergaan voordat de kern degenereert. Tijdens de AGB-fase ondergaan sterren thermische pulsen als gevolg van instabiliteiten in de kern van de ster. In deze thermische pulsen varieert de lichtkracht van de ster en wordt materie uit de atmosfeer van de ster gestoten, waardoor uiteindelijk een planetaire nevel ontstaat. Maar liefst 50 tot 70% van de massa van een ster kan tijdens dit massaverliesproces worden uitgestoten. Omdat energietransport in een AGB-ster voornamelijk plaatsvindt door convectie, is dit uitgestoten materiaal verrijkt met de fusieproducten die uit de kern zijn opgewerveld. De planetaire nevel is daarom verrijkt met elementen zoals koolstof en zuurstof. Uiteindelijk verspreidt de planetaire nevel zich, waardoor het algemene interstellaire medium wordt verrijkt. Daarom bestaan toekomstige generaties sterren uit de "sterrenstof" van vroegere sterren.

Massieve sterren

Tijdens hun heliumverbrandingsfase zet een ster met meer dan 9 zonsmassa's uit om eerst een blauwe superreus en vervolgens een rode superreus te vormen. Bijzonder massieve sterren (met meer dan 40 zonsmassa's, zoals Alnilam (foto), de centrale blauwe superreus van de Oriongordel) worden geen rode superreuzen vanwege het grote massaverlies. Deze kunnen in plaats daarvan evolueren tot een Wolf-Rayet-ster, gekenmerkt door spectra die gedomineerd worden door emissielijnen van elementen zwaarder dan waterstof, die het oppervlak hebben bereikt als gevolg van sterke convectie en intens massaverlies, of door het afstoten van de buitenste lagen.

Wanneer het helium in de kern van een massieve ster is uitgeput, krimpt de kern en stijgen de temperatuur en druk voldoende om koolstof te fuseren. Dit proces gaat door, waarbij de opeenvolgende stadia worden gevoed door neon (zie neonverbrandingsproces), zuurstof (zie zuurstofverbrandings-proces) en silicium. Tegen het einde van het leven van een ster gaat de kernfusie door in een reeks lagen die als uienschillen in een massieve ster zijn opgebouwd. Elke schil fuseert een ander element, waarbij de buitenste schil waterstof fuseert, de volgende schil helium, enzovoort.

Ineenstorting

Naarmate de kern van een ster krimpt, neemt de intensiteit van de straling van dat oppervlak toe, waardoor er een zodanige stralingsdruk op de buitenste gaslaag ontstaat dat deze de gaslagen wegduwt en een planetaire nevel vormt. Als wat overblijft nadat de buitenste atmosfeer is afgestoten minder dan ongeveer 1,4 M☉ bedraagt, krimpt het tot een relatief klein object ter grootte van de Aarde, bekend als een witte dwerg (foto). Witte dwergen missen de massa voor verdere gravitationele compressie. De elektronengedegenereerde materie in een witte dwerg is geen plasma meer. Uiteindelijk vervagen witte dwergen in de loop van een zeer lange periode tot zwarte dwergen.

In massieve sterren gaat kernfusie door totdat de ijzeren kern zo groot is geworden (meer dan 1,4 M☉) dat deze zijn eigen massa niet meer kan dragen. Deze kern stort dan plotseling in, doordat de elektronen in de protonen worden gedreven, waarbij neutronen, neutrino's en gammastralen ontstaan in een explosie van elektronenvangst en inverse bètaverval. De schokgolf die door deze plotselinge ineenstorting ontstaat, zorgt ervoor dat de rest van de ster explodeert in een supernova. Supernova's worden zo helder dat ze de hele Melkweg waarin ze zich bevinden, kortstondig kunnen overstralen. Wanneer ze zich binnen de Melkweg voordoen, zijn supernova's in het verleden door waarnemers met het blote oog waargenomen als "nieuwe sterren" op plaatsen waar er voorheen geen leken te bestaan.

Supernova

Een supernova-explosie blaast de buitenste lagen van een ster weg, waardoor een restant zoals de Krabnevel overblijft. De kern wordt samengeperst tot een neutronenster, die zich soms manifesteert als een pulsar of röntgenflitser. In het geval van de grootste sterren is het restant een zwart gat met een massa groter dan 4 M☉. In een neutronenster bevindt de materie zich in een toestand die bekend staat als neutronen-gedegenereerde materie, waarbij een meer exotische vorm van gedegenereerde materie, QCD-materie, mogelijk in de kern aanwezig is.

De weggeblazen buitenste lagen van stervende sterren bevatten zware elementen, die mogelijk worden gerecycled tijdens de vorming van nieuwe sterren. Deze zware elementen maken de vorming van rotsachtige planeten mogelijk. De uitstroom van supernova's en de stellaire wind van grote sterren spelen een belangrijke rol bij het vormgeven van het interstellaire medium.

Bronnen

- Wikipedia
- ESA
- ESO
- NSF
- NASA
- JPL / Caltech
- Nazarii Neshcherenskyi
- Science photo library

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !