Levensloop ster

Wat is een ster?

Een ster is eigenlijk een grote bol, die vooral uit waterstof en helium bestaat. De waterstof in de kern van een ster, wordt omgezet in helium. Er komt hierdoor energie vrij in de vorm van warmte en licht. Hierdoor kunnen wij de sterren zien. Een voorbeeld van een ster is de zon.

Er moet onderscheid gemaakt worden tussen verschillende soorten sterren, om zo hun levensloop te beschrijven. Hoe sterren zich evolueren, hangt af van de beginmassa.

Het begin:

Veel sterren ontstaan ongeveer op dezelfde manier. Een gaswolk begint samen te trekken. Deeltjes beginnen tegen elkaar aan te drukken. Ze gaan samenklonteren. Er zullen door de zwaartekracht steeds meer deeltjes aangetrokken worden, waardoor er een wervelende gasbol ontstaat, een protoster. Bij lichte sterren (dwergen) is dit een vrij rustig proces, maar bij zwaardere sterren (reuzen) wordt er een grote hoeveelheid gas uitgestoten. Er wordt onderscheid gemaakt tussen dwergen en reuzen.

Bruine dwergen:

Als de gasbol maar een tiende van de massa van de zon heeft, zal deze wat samentrekken. De temperatuur stijgt een beetje, waardoor waterstof kan fuseren tot deuterium. Deze fusiereactie levert niet veel energie op, waardoor de bol verder zal samentrekken. De temperatuur in kern kan nooit hoog genoeg worden voor fusie tot helium. De bruine dwerg koelt af en krimpt, tot ongeveer dezelfde omvang als die van de aarde. Er blijft een inertebolgas over, oftewel een zwarte dwerg.

Rode dwergen:

Deze sterren komen wel tot de juiste temperatuur voor fusie tot helium (tussen 5 en 10 miljoen graden). Zij kunnen veel ouder worden dan de zon. Deze sterren verstoken hun waterstof langzaam, maar als het op is, krimpt de ster ineen. Ze kan ooit de temperatuur bereiken om helium om te zetten in koolstof. En deze sterren blijven ook als zwarten dwergen achter.

Gele dwergen:

Dit zijn sterren, zoals de zon. Zij volgen ongeveer dezelfde weg als de roden dwergen. Alleen niet tot het punt waar de waterstof op is. Hierna begint de kern samen te trekken. Waterstof wordt in een dunne laag rond de kern tot helium gefuseerd. De buitenkant van de ster wordt opgeblazen tot voorbij de baan van Venus. Deze ster wordt een rode reus. Als dan de temperatuur in de kern is opgelopen tot 100miljoen graden, ontsteekt het helium, wat een krachtige helium flits veroorzaakt. De kern begint terug samen te trekken, als helium in de kern wordt omgezet. Koolstof kan nu niet meer fuseren. Er blijft een compacte withete klomp over, oftewel een witte dwerg. Hij is nauwelijks groter dan de aarde. Het omhulsel dat was uitgezet tot voorbij de baan Venus, drijft weg in de interstellaire ruimte.

Reuzensterren:

Deze sterren zijn veel groter dan de zon. Als helium in de kern is uitgeput, kunnen zij koolstof blijven fuseren. Hiervoor is een temperatuur van 700miljoen graden nodig. Ondertussen zwelt de buitenkant van de ster op door de hitte. Soms wel tot voorbij de baan van Saturnus. De fusie kan doorgaan totdat er ijzer wordt gevormd, maar daarna valt het stil. De ijzerkern begint samen te trekken. Na een tijd worden de elektronen in de atoomkernen gedrukt. Er ontstaan neutronen in de vorm van een dichte bol. De ster explodeert, omdat er heel veel energie vrij komt. Dit noemen we supernova. Wij kunnen dit om de zoveel honderd jaar in ons melkwegstelsel zien. Na de explosie blijven de neutronen achter. Deze noemen we neutronensterren. Deze sterren hebben een enorme dichtheid. De zwaarste sterren blijven ineenstorten totdat alle massa is samengedrukt in 1 enkel punt, het zwarte gat.

Met welke methode kunnen de eigenschappen van een ster worden achterhaald?

De meest voor de hand liggende methode voor het bepalen van deze eigenschappen is het meten van de roodverschuiving van spectraallijnen in de fotosfeer van de neutronster, die ontstaat als gevolg van de zwaartekracht.