Levenscyclus van een kleine ster

Sterren worden echt uit sterrenstof geboren, en omdat sterren de fabrieken zijn die alle zware elementen produceren, komt onze wereld en alles daarin ook uit sterrenstof.

Wolken ervan, voornamelijk bestaande uit waterstofgasmoleculen, zweven rond in de onvoorstelbare kou van de ruimte totdat de zwaartekracht hen dwingt om op zichzelf in te storten en sterren te vormen.

Alle sterren zijn gelijk geschapen, maar net als mensen zijn ze er in vele variaties. De belangrijkste determinant van de kenmerken van een ster is de hoeveelheid sterrenstof die betrokken is bij de vorming ervan.

Sommige sterren zijn erg groot en hebben een korte, spectaculaire levensduur, terwijl andere zo klein zijn dat ze nauwelijks genoeg massa hadden om überhaupt een ster te worden, en deze hebben een extreem lange levensduur. De levenscyclus van een ster, zoals NASA en andere ruimteautoriteiten uitleggen, is sterk afhankelijk van de massa.

Sterren ongeveer zo groot als onze zon worden als kleine sterren beschouwd, maar ze zijn niet zo klein als rood dwergen, die een massa hebben van ongeveer de helft van die van de zon en zo dicht bij eeuwig zijn als een ster kan krijgen.

De levenscyclus van een ster met een lage massa zoals de zon, die is geclassificeerd als een G-type hoofdreeksster (of een gele dwerg), duurt ongeveer 10 miljard jaar. Hoewel sterren van deze omvang geen supernova worden, beëindigen ze hun leven wel op een dramatische manier.

Zwaartekracht, die mysterieuze kracht die onze voeten aan de grond gekluisterd houdt en de planeten in hun banen ronddraait, is verantwoordelijk voor de stervorming. Binnen de wolken van interstellair gas en stof die rond het universum zweven, smelt de zwaartekracht moleculen samen tot kleine klonten, die loskomen van hun ouderwolken om protosterren te worden. Soms wordt de ineenstorting versneld door een kosmische gebeurtenis, zoals een supernova.

Dankzij hun toegenomen massa kunnen protosterren meer sterrenstof aantrekken. Behoud van momentum zorgt ervoor dat de instortende materie een roterende schijf vormt, en de temperatuur neemt toe vanwege toenemende druk en de kinetische energie die vrijkomt door gasmoleculen die worden aangetrokken door de centrum.

Er wordt aangenomen dat er verschillende protosterren bestaan ​​in onder meer de Orionnevel. Zeer jonge zijn te diffuus om zichtbaar te zijn, maar ze worden uiteindelijk ondoorzichtig als ze samenvloeien. Als dit gebeurt, houdt de opeenhoping van materie infrarode straling in de kern vast, wat de temperatuur en druk verder verhoogt en uiteindelijk voorkomt dat er meer materie in de kern valt.

Het omhulsel van de ster blijft echter materie aantrekken en groeien, totdat er iets ongelooflijks gebeurt.

Het is moeilijk te geloven dat zwaartekracht, die een relatief zwakke kracht is, een reeks gebeurtenissen zou kunnen versnellen die tot een thermonucleaire reactie leidt, maar dat is wat er gebeurt. Terwijl de protoster materie blijft aangroeien, wordt de druk in de kern zo intens dat waterstof begint te fuseren tot helium en de protoster een ster wordt.

De komst van thermonucleaire activiteit creëert een intense wind die pulseert van de ster langs de rotatie-as. Materiaal dat rond de omtrek van de ster circuleert, wordt door deze wind uitgestoten. Dit is de T-Tauri-fase van de stervorming, die wordt gekenmerkt door krachtige oppervlakteactiviteit, waaronder opflakkeringen en uitbarstingen. De ster kan tot 50 procent van zijn massa verliezen tijdens deze fase, die voor een ster ter grootte van de zon een paar miljoen jaar duurt.

Uiteindelijk begint het materiaal rond de omtrek van de ster te verdwijnen, en wat overblijft vloeit samen in planeten. De zonnewind neemt af en de ster vestigt zich in een periode van stabiliteit op de hoofdreeks. Gedurende deze periode balanceert de uitwendige kracht die wordt gegenereerd door de fusiereactie van waterstof tot helium die optreedt in de kern, de innerlijke aantrekkingskracht van de zwaartekracht, en de ster verliest noch wint materie.

De meeste sterren aan de nachtelijke hemel zijn hoofdreekssterren, omdat deze periode verreweg de langste is in de levensduur van een ster. Terwijl hij zich in de hoofdreeks bevindt, smelt een ster waterstof tot helium, en hij blijft dit doen totdat zijn waterstofbrandstof opraakt.

De fusiereactie gebeurt sneller in massieve sterren dan in kleinere, dus massieve sterren branden heter, met een wit of blauw licht, en ze branden korter. Terwijl een ster ter grootte van de zon 10 miljard jaar meegaat, kan een superzware blauwe reus slechts 20 miljoen jaar meegaan.

Over het algemeen treden twee soorten thermonucleaire reacties op in hoofdreekssterren, maar in kleinere sterren, zoals de zon, komt slechts één type voor: de proton-protonketen.

Protonen zijn waterstofkernen en in de kern van een ster reizen ze snel genoeg om elektrostatische afstoting te overwinnen en botsen om helium-2-kernen te vormen, waarbij een v-neutrino en een positron in het proces. Wanneer een ander proton botst met een nieuw gevormde helium-2-kern, fuseren ze tot helium-3 en geven ze een gammafoton af. Ten slotte botsen twee helium-3-kernen om één helium-4-kern en nog twee protonen te creëren, die de kettingreactie voortzetten, dus al met al verbruikt de proton-protonreactie vier protonen.

Eén subketen die optreedt binnen de hoofdreactie produceert beryllium-7 en lithium-7, maar dit zijn overgangselementen die, na botsing met een positron, combineren om twee helium-4-kernen te creëren. Een andere subketen produceert beryllium-8, dat onstabiel is en spontaan splitst in twee helium-4-kernen. Deze deelprocessen zijn goed voor ongeveer 15 procent van de totale energieproductie.

De gouden jaren in de levenscyclus van een mens zijn die waarin de energie begint af te nemen, en hetzelfde geldt voor een ster. De gouden jaren voor een ster met een lage massa vinden plaats wanneer de ster alle waterstofbrandstof in zijn kern heeft verbruikt, en deze periode wordt ook wel post-hoofdreeks genoemd. De fusiereactie in de kern stopt en de buitenste heliumschil stort in, waardoor thermische energie ontstaat terwijl potentiële energie in de instortende schil wordt omgezet in kinetische energie.

De extra hitte zorgt ervoor dat waterstof in de schaal weer begint te smelten, maar deze keer produceert de reactie meer warmte dan toen het alleen in de kern plaatsvond.

Fusie van de waterstofschillaag duwt de randen van de ster naar buiten, en de buitenste atmosfeer zet uit en koelt af, waardoor de ster in een rode reus verandert. Wanneer dit over ongeveer 5 miljard jaar met de zon gebeurt, zal deze de helft van de afstand tot de aarde uitbreiden.

De uitzetting gaat gepaard met verhoogde temperaturen in de kern naarmate er meer helium wordt gedumpt door de waterstoffusiereacties die in de schaal plaatsvinden. Het wordt zo heet dat heliumfusie in de kern begint, waarbij beryllium, koolstof en zuurstof worden geproduceerd, en zodra deze reactie (de heliumflits genoemd) begint, verspreidt deze zich snel.

Nadat het helium in de schaal is uitgeput, kan de kern van een kleine ster niet genoeg warmte genereren om de zwaardere elementen die zijn gecreëerd samen te smelten, en de schaal rond de kern stort weer in. Deze ineenstorting genereert een aanzienlijke hoeveelheid warmte - genoeg om heliumfusie in de schaal te beginnen - en de nieuwe reactie begint een nieuwe uitdijingsperiode waarin de straal van de ster wel 100 keer groter wordt dan zijn oorspronkelijke straal.

Wanneer onze zon dit stadium bereikt, zal hij buiten de baan van Mars uitdijen.

Elk verhaal over de levenscyclus van een ster voor kinderen zou een verklaring van planetaire nevels moeten bevatten, omdat ze enkele van de meest opvallende verschijnselen in het universum zijn. De term planetaire nevel is een verkeerde benaming, omdat het niets met planeten te maken heeft.

Het is het fenomeen dat verantwoordelijk is voor de dramatische beelden van het Oog van God (de Helixnevel) en andere soortgelijke beelden die het internet bevolken. Verre van planetair van aard te zijn, is een planetaire nevel de handtekening van de ondergang van een kleine ster.

Terwijl de ster uitzet naar zijn tweede rode reuzenfase, stort de kern tegelijkertijd in tot een superheet wit dwerg, wat een dicht overblijfsel is dat het grootste deel van de massa van de oorspronkelijke ster bevat in een aardegrote gebied. De witte dwerg zendt ultraviolette straling uit die het gas in de uitdijende schaal ioniseert, waardoor dramatische kleuren en vormen ontstaan.

Planetaire nevels zijn niet van lange duur en verdwijnen in ongeveer 20.000 jaar. De witte dwergster die overblijft nadat een planetaire nevel is verdwenen, gaat echter zeer lang mee. Het is eigenlijk een klomp koolstof en zuurstof vermengd met elektronen die zo dicht opeengepakt zijn dat ze ontaard zouden zijn. Volgens de wetten van de kwantummechanica kunnen ze niet verder worden gecomprimeerd. De ster is een miljoen keer dichter dan water.

Binnen een witte dwerg vinden geen fusiereacties plaats, maar hij blijft warm vanwege zijn kleine oppervlakte, waardoor de hoeveelheid energie die hij uitstraalt beperkt. Het zal uiteindelijk afkoelen tot een zwarte, inerte klomp koolstof en gedegenereerde elektronen, maar dit zal 10 tot 100 miljard jaar duren. Het universum is nog niet oud genoeg om dit te laten gebeuren.

Een ster ter grootte van de zon zal een witte dwerg worden wanneer hij zijn waterstofbrandstof verbruikt, maar een ster met een massa in de kern van 1,4 keer de grootte van de zon beleeft een ander lot.

Sterren met deze massa, die bekend staat als de Chandrasekhar-limiet, blijven instorten, omdat de zwaartekracht voldoende is om de uiterlijke weerstand van elektronendegeneratie te overwinnen. In plaats van witte dwergen te worden, worden ze neutronensterren.

Aangezien de Chandrasekhar-massalimiet van toepassing is op de kern nadat de ster een groot deel van zijn massa heeft uitgestraald, en aangezien de verloren massa aanzienlijk is, moet de ster ongeveer acht keer de massa van de zon hebben voordat hij de rode reuzenfase binnengaat om een ​​neutronenster te worden.

Rode dwergsterren zijn sterren met een massa van een halve tot driekwart zonnemassa. Ze zijn de coolste van alle sterren en verzamelen niet zoveel helium in hun kernen. Bijgevolg breiden ze zich niet uit tot rode reuzen als ze hun nucleaire brandstof hebben opgebruikt. In plaats daarvan trekken ze direct samen in witte dwergen zonder dat er een planetaire nevel ontstaat. Omdat deze sterren echter zo langzaam branden, zal het lang duren - misschien wel 100 miljard jaar - voordat een van hen dit proces ondergaat.

Sterren met een massa van minder dan 0,5 zonsmassa staan ​​bekend als bruine dwergen. Het zijn eigenlijk helemaal geen sterren, want toen ze gevormd werden, hadden ze niet genoeg massa om waterstoffusie op gang te brengen. De samendrukkende krachten van de zwaartekracht genereren genoeg energie om dergelijke sterren te laten stralen, maar het is met een nauwelijks waarneembaar licht aan het verre rode uiteinde van het spectrum.

Omdat er geen brandstofverbruik is, staat niets in de weg dat zo'n ster precies blijft zoals hij is, zolang het heelal voortduurt. Er kunnen er één of meerdere zijn in de directe omgeving van het zonnestelsel, en omdat ze zo zwak schijnen, zouden we nooit weten dat ze er waren.