De levensloop van sterren.

Transcriptie

1 De levensloop van sterren. Hierover had men wel een vaag idee: een ster zou beginnen als een rode reus, om daarna te gaan samentrekken tot een hete O ster om dan, afkoelend en inkrimpend, langs de hoofdreeks omlaag gaande als rode dwergster te eindigen. Deze redenering was wel in strijd met een aantal feiten: I. De overgrote meerderheid van de sterren bevindt zich op de hoofdreeks: op elke miljoen hoofdreeks-sterren is er hooguit 1 superreus! Dat we toch zo'n 10 superreuzen zien tegen ruim 1000 hoofdreeks-sterren komt uiteraard door de enorme lichtkracht der superreuzen. II. De plaats op de hoofdreeks wordt bepaald door het spectrumtype dat uitsluitend door de massa (die maar heel weinig verandert) wordt bepaald. Een doorbraak was de komst van de computer en zo ging men theoretische berekeningen uitvoeren wat er met een wolk van gas en stof van redelijke dichtheid, een z.g. globule ging gebeuren onder invloed van de zwaartekracht. De afmeting (en daarmede ook hun massa's) van deze globules kunnen variëren van 1000 tot ae [Dit komt overeen met 1,5 tot 150 lichtjaar]. (1 ae = afstand aarde-zon = km). De massa van de globule bepaalt uiteraard de massa van de ster die daaruit gevormd wordt. De massa van een ster is alles bepalend voor het spectrumtype, de bolometrische lichtkracht èn levensduur van een ster. In onderstaande tabel II komt dat zeer duidelijk tot uitdrukking: Tabel II. Levensduur der sterren van verschillende lichtkracht. Sp Bolometrische Lichtkracht Massa Max.Levensduur jaar O B A F0 5 1, G0 1,4 1, K0 0,3 0, M0 0,06 0, Fig.9: De verdeling van de massa s der sterren langs de hoofdreeks van het HRD De levensloop van een ster kan nu globaal in 8 fasen onderscheiden worden: I De globule trekt zich samen o.i.v. de zwaartekracht tot een hoofdreeksster. Hoe groter de massa hoe kleiner de contractietijd! Deze tijdsduur kan variëren van tot 100 miljoen jaar. Tabel III Massa s van enige hoofdreekssterren.

2 Ster Sp Massa Ster Sp Massa Mizar A A0 2,7 Cen B dk5 0,87 Sirius A A1 2,2 70 Oph A dk0 0,85 Procyon A df5 2,8 70 Oph B dk4 0,70 Zon dg2 1 Krüger 60 A dm4 0,27 Cen A dg2 1,1 Krüger 60 B dm6 0,16 Al tijdens de contractie kunnen de omstandigheden in de kern van de ster (een z.g. protoster) [zie fig 10 punt A] zodanig worden dat er kernreacties kunnen gaan plaats vinden (boven 15 miljoen K). De contractie levert echter ook voldoende energie op om de temperatuur van de (buitenkant van de) ster te laten oplopen tot boven 3000 K. De protoster wordt zichtbaar! II Als de hitteontwikkeling in de kern dusdanig groot is geworden dat de ster zich niet verder samentrekt (er is dan evenwicht tussen inkrimping door gravitatie en expansie door verhitting) dan treedt een evenwichtige situatie op. De ster is op de hoofdreeks aangeland, op een plaats welke uitsluitend van de massa afhangt. Voor een modale ster, zoals onze zon ongeveer punt B [fig.10] Lichtere sterren komen rechts onder B (K en M sterren), (zeer) zware sterren linksboven B. (O, B, A en F sterren) op de hoofdreeks aan. Tijdens de duur op de hoofdreeks verandert er weinig. In de (zeer hete) kern wordt waterstof in helium omgezet. [zie bijlage 4 VESTA 68]. III Op een gegeven moment is de waterstof in de kern 'op'. Fig.10: De ontwikkelingsgang van een ster, voorgesteld in het Hertzsprung- Russeldiagram De aangrenzende waterstofschil is 'aan de beurt', de ster neemt in helderheid toe waarbij hij de hoofdreeks verlaat. [punt C] De kernreacties, bij gebrek aan waterstof, stoppen, het evenwicht wordt verbroken, de ster trekt zich verder samen waarbij zóveel energie vrijkomt dat de ster (eerst langzaam, daarna voortdurend sneller) gaat opzwellen.[punt D] Hierbij wordt de (oppervlakte)temperatuur weliswaar iets lager De kleur verschuift naar rood maar door het vergrote oppervlak neemt de lichtkracht sterk toe: de ster is een rode reus geworden. [E in de grafiek]. IV In de kern is de temperatuur en de druk intussen dermate hoog geworden (T > 100 miljoen K) dat helium, via Beryllium tot koolstof gaat fuseren [zie bijlage 4 VESTA 68].

3 De ster wordt heter maar gaat ook wat krimpen zodat de lichtkracht iets af gaat nemen [punt F] Men kan zich afvragen hoe 'weet' men dit eigenlijk? Het is reeds gezegd: louter door (zeer ingewikkelde) theoretische berekeningen welke uitsluitend met behulp van computers uitgevoerd kunnen worden. (Zelfs met zeer veel mankracht zou dit vele duizenden jaren gaan duren). Maar in F aangeland laten de berekeningen ons verder in de steek. [Zelfs de computer laat ons in de steek] De ster wordt (kennelijk) instabiel want hij gaat pulseren. Het is een z.g. RR Lyrae-veranderlijke (een Chepheïde) geworden. V Men vermoedt dat de ster zich op zijn 'weg' door het HR-Diagram, de hoofdreekslijn gaat kruisen en een lichtzwakke ster is geworden [punt G]. VI De toenemende energieontwikkeling door diverse kernreacties [zie bijlage 4 VESTA 68] wordt de ster tenslotte 'te machtig'. De gravitatie kan de expansie niet meer de baas en -in zeer korte tijd- explodeert de ster, neemt korte tijd enorm in lichtkracht toe (tot keer). De ster krijgt dan M = 5 (gelijk een superreus): Een nova is 'geboren! NB In feite is de term nova (= nieuw) onjuist gebruikt, het is meer een uitblazen van de laatste adem. De buitenste delen worden afgestoten en vormen een z.g. planetaire nevel, die afmetingen van enkele lichtjaren kan krijgen (duizenden malen de afmeting van ons zonnestelsel). Dus met het begrip planeet heeft deze niets van doen. VII Wat er overblijft is de zeer compacte hete kern, een z.g. witte dwerg. (Blauw zou beter uitgedrukt zijn gezien zijn temperatuur van ongeveer K). Deze dwerg heeft een afmeting, vergelijk baar met onze aarde, dus zeer lichtzwak. Witte dwergen zijn slechts met (sterke) kijkers zichtbaar. Toch zijn er nog wel heel wat. Zo'n 15 % (of meer) van alle sterren zijn witte dwergen. Op de wetenschapsdag werd door twee studenten de laatste ontdekking van witte dwergen uit de doeken gedaan: Hoe kleiner de afmeting hoe méér massa! E.e.a. heeft te maken met de z.g. limiet van Chandrasekhar [ zie bijlage 5]. Er bestaan ook z.g. neutronensterren met een straal van ongeveer 15 km dus met een nog veel grotere dichtheid. [zie bijlage 5]. Wat gebeurt er met sterren boven deze limiet, dus met een massa > 2 maal zonsmassa? Er zijn meerdere mogelijkheden: a) Soms slagen ze erin voldoende massa af te stoten zodat hun massa beneden de limiet komt. b) In andere gevallen exploderen ze: een supernova is geboren. c) De ster blijft instorten tot een punt met oneindige dichtheid. Er ontstaat een zwart gat. De grens waarbinnen geen licht meer kan ontsnappen noemen we waarnemingshorizon. Oppenheimer berekende in 1939 eea m.b.v. de relativiteitstheorie. Zelfs voor 'grote' astronomen ging het begrip 'oneindige dichtheid' het bevattingsvermogen te boven. De wereldoorlog kwam en daarna had men wel 'betere dingen te doen'. Pas tussen 1965 en 1970 werd de kwestie 'zwarte gat' weer opgepakt door Hawking en Penrose. Deze toonden aan dat er volgens de algemene relativiteitstheorie binnen een zwart gat een z.g. singulariteit met oneindige dichtheid en een ruimte-tijdkromming moest zijn. Meer willen weten over zwarte gaten? Zie VESTA nr 56 (dec '95) en nr 58 (dec '96). Zie ook het boek 'Het Heelal' van Stephan Hawking (autoriteit op gebied van zwarte gaten) hoofstuk 6. Alleen nog dit: Tijd wordt beïnvloed door zwaartekracht met als ultiem gevolg: Op de waarnemingshorizon staat de tijd zelfs stil!

4 Experimentele bevestiging. Zoals eerder opgemerkt: de hele levensloop van sterren is tot de pulsatie (figuur 10 punt F) geheel en al volgens computerberekeningen bepaald. Maar zijn er nu ook sindsdien experimentele waarnemingsfeiten die e.e.a. kunnen bevestigen? Het antwoord is ja! Dit komt doordat bolhopen, sterren bevatten, die allen van ongeveer gelijke leeftijd zijn èn allen op ongeveer dezelfde afstand staan. Slechts hun massa's zijn verschillend. Tabel IV: enkele bolvormige sterhopen. Cluster Afstand lj dichtste gedeelte Middellijn tot uiterste hoek grens lineair lj. Schijnbare mag. m pg Absolute mag m pg M22 (Sgr) , ,2 8,0 Cen , ,3 9,1 M13 (Her) , ,7 7,6 M3 (CVn) , ,2 8,5 We zullen de KHD's van twee bolhopen eens bekijken. Uit figuur 11 blijkt dat in deze bolhoop er geen hoofdreeks-sterren zijn met M < 3 : Deze hebben de hoofdreeks dus verlaten. Figuur 9 geeft aan dat sterren met M = 3 (ongeveer) een massa hebben van 1,5 maal onze zon. In tabel II zien we dat deze sterren een leeftijd hebben van ± 4 miljard jaar. Dus dat is de leeftijd van deze bolhoop! Onderzoek naar andere bolhopen in de halo (zie figuur 6 VESTA 68) hebben ongeveer dezelfde leeftijd of iets ouder (maximaal 10 miljard jaar). Hieruit blijkt de deze bolhopen in een vroeg stadium van ons heelal zijn gevormd. Fig.11:Het KHD van de bolvormige sterhoop M3. Fig.12: Het kleur-helderheidsdiagram van de Pleiaden, een open of galactische sterhoop Het normale verloop van de hoofdreeks wordt rechts aangeduid door de onderste van de twee lijnen, links door de gestreepte lijn. (De stippen die we vóór de splitsing der beide lijnen boven de hoofdreeks zien liggen, moeten dubbelsterren zijn, die als één ster gerekend, natuurlijk een te grote helderheid te zien geven.) Het KHD van de Pleiaden (figuur 12) geeft een heel ander beeld.

5 Hier blijken sterren met M = 1 nog op de hoofdreeks voor te komen. Figuur 9 leert weer dat dit sterren zijn met een massa van ± 9 maal onze zon. M.b.v. interpolatie van tabel II levert dit sterren op met een levensduur van ongeveer 20 miljoen jaar, dus nog een (zeer) jonge (open) sterhoop. Aan de onderkant van het KHD zien we sterren met M > 7 nog bezig naar de hoofdreeks toe te gaan. Ook dit klopt uitstekend! We hadden immers berekend dat hoe 'lichter' de ster, hoe langer de levensduur dus hoe meer tijd nodig om vanuit het protoster-stadium de hoofdreeks te bereiken. Conclusie: de experimentele KHD's van sterhopen zijn een prachtige bevestiging van de theoretische berekeningen! Tweede (en meerdere) generaties sterren. De planeten van ons zonnestelsel bevatten alle mogelijke elementen (voorzover niet t.g.v. radioactiviteit weer uiteengevallen), welke in (super)reuzen [zie bijlage 4, VESTA 68] gevormd zijn. Hieruit volgt dus dat de oernevel waaruit ons zonnestelsel is voortgekomen, gevormd is uit de restanten van een (super)nova explosie. Ons lichaam is dus gevormd uit sterrenas! Zo ook onze zon, die we dus een 'tweede' generatie ster noemen. Maar ook (super) reuzen kunnen van een 2e generatie zijn en weer exploderen. Uit deze 'as' kan weer een ster gevormd worden: een 3e generatie ster (en ga zo maar door). Waar vindt nog steeds stervorming plaats? Daar waar nog steeds gas- en deeltjesnevels aanwezig zijn zoals in de spiraalarmen van de schijf van ons melkwegstelsel [zie figuur 6, VESTA 68 ]. De halo [figuur 6] is echter geheel doorzichtig, bevat geen materie meer waaruit globules (de start van een protoster) gevormd kunnen worden. In deze halo zijn dus alleen maar 'oude' sterren te vinden (zoals we reeds lazen). Sterassociaties. De O sterren (zie bv tabel II) komen vrijwel alleen voor in groepen, z.g. sterassociaties genoemd, temidden van dichte massa's interstellaire stof. Ze bewegen zich vanuit een gemeenschappelijk centrum. Hierdoor kan men (net zoals bij ons uitdijend heelal) de leeftijd van deze sterren bepalen. Het zijn steevast (zeer) jonge sterren van nog geen miljoen jaar oud. [Klopt ook met tabel II ] De bewegingen in zo'n centrum van een sterassociatie als altijd zeer heftig en is het gevolg van de krachtige straling van de jonge en bijzonder hete superreuzen. Het omringende (koude) H gas H I genoemd, wordt daardoor geïoniseerd tot H-ionen (protonen) H II genoemd, van vele duizenden graden. Door deze hoge temperatuur expandeert dit H II gas, drukt het omringende H I gas weg, waardoor dat gas samengedrukt wordt en weer tot stervorming leidt. Deze z.g. galactische sterhopen (zoals het bekende Zevengesternte) zijn over het algemeen van (zeer) recente datum (d.w.z. nog geen miljoen jaar oud). Laatste ontwikkelingen I. Reeds eerder is opgemerkt dat de sterevolutie bepaald is door computermodellen. Hierbij werd echter geen rekening gehouden met de invloed van protosterren in de omgeving, die voorkomen bij de vorming van sterassocaties. De computermodel berekeningen zullen dus herzien moeten worden. Duidelijk is al wel dat protosterren in sterassociaties heter (en dus helderder ) geweest zullen zijn. Zo kan onze zon in haar beginperiode ook 500 K heter en 2 x maal zo helder geweest zijn als eerder werd aangenomen. II. Ontdekking van babysterstelsel m.b.v. een gravitatielens. Zoals bekend (mag worden verondersteld) wordt licht door materie afgebogen. Zo kunnen sterstelsels het licht van daar achter staande stelsels afbuigen en zien we deze stelsels dan ook meervoudig (tot 6 keer aan toe!). Bovendien wordt door deze 'lens' het licht versterkt. Zo lukt

6 het om steeds verder weg staande stelsels te ontdekken (die zonder deze lenswerking eenvoudig te zwak zouden zijn om waargenomen te kunnen worden). De laatste ontdekking is een sterstelsel op een afstand van liefst 13,4 miljard lichtjaar. (De 'lens' is een cluster van duizenden sterstelsels op een afstand van 2 miljard lichtjaar.) Zoals we dit stelsel dus zien is het nog maar pas ontstaan, 'kort' na de oerknal (14 miljard jaar geleden), een babysterstelsel dus, bestaande uit uitsluitend 1e generatiesterren. Het stelsel is ook (nog) heel klein: een diameter van slechts 500 lichtjaar (onze Melkweg, zie figuur 2, heeft een diameter van lj!) en een massa van x minder dan ons melkwegstelsel! III. In het dichte binnengebied van onze Melkweg, nog op geen 100 lj van het (veronderstelde) centrale zwarte gat is een verzameling jonge sterren ontdekt, bestaande uit 150 hete O sterren in een gebied met een omvang van nog geen één lichtjaar! Deze sterren zijn zo heet dat ze röntgenstraling uitzenden. Deze is (voor de 1e maal) waargenomen (op 7/7/2001) met het Chandra X-ray Observatory. Uit de snelheden van deze sterren kan worden afgeleid dat in het centrum van ons Melkwegstelsel wel een zwart gat moet zijn met een massa van 2,6 miljoen maal onze zon. Bijlage 5. De Limiet van Chandrasekhar. Jaap Kuyt Chandrasekhar vroeg zich af of de contractie van een ster, bij gebrek aan brandstof, maar 'eindeloos' (dus tot een punt) kan doorgaan. T.g.v. het z.g. Pauliverbod t.a.v. elektronen, moeten materie deeltjes die zich zeer dicht bij elkaar bevinden, zeer uiteenlopende snelheden bezitten waardoor de ster weer wil uitdijen. Zo kan er weer een evenwicht ontstaan tussen de contractie (t.g.v. de zwaartekracht) en de afstoting t.g.v. het Pauliverbod. Er is echter een maar. Het maximale verschil tussen de snelheden wordt, volgens de relativiteitstheorie, beperkt tot de lichtsnelheid. Er is een limiet aan de dichtheid, gekoppeld aan de massa van de ster, waarbij de afstoting t.g.v. het Pauliverbod weerstand kan bieden aan de contractie. Deze limiet wordt nu de limiet van Chandrasekhar genoemd en komt overeen met een massa van bijna tweemaal die van de zon. Sterren met een massa minder dan tweemaal onze zon, eindigen hun bestaan als een witte dwerg met een straal van een paar duizend kilometer en een massa van ongeveer onze zon en een dichtheid van enkele honderden tonnen per cc! [d > g/cc]. Er is echter nog een andere mogelijkheid: Er is ook een Pauliverbod die de afstoting tussen protonen en neutronen bepaalt. Daar bij verdere inkrimping, protonen en elektronen tot neutronen zullen fuseren, bestaan deze sterren uitsluitend uit neutronen. Zo'n ster wordt dan ook wel een neutronenster genoemd. De straal van dergelijke sterren bedraagt slechts ongeveer 15 km, zodat deze een dichtheid bezitten van honderden miljoenen tonnen per cc [ d > g/cc!] Jaap Kuyt