De
sterren Sterren
zijn Gods smeltkroes. Diep in hun binnenste manifesteren zich thermonucleaire
reacties en ontstaan er elementen waar de planeten en zelfs onze aarde
uit zijn samengesteld. Ook wij "De mens" zijn geschapen door de sterren.
Hun radioactieve straling in de vorm van licht en warmte maakt het leven
mogelijk op sommige planeten. "Ra" is de bron van al het leven.
Gedurende
9 miljard jaar bevindt een ster met een massa als onze zon zich in haar
hoofdreeks en zal ze geleidelijk groeien tot het dubbele van haar huidige
omvang en helderheid. Dit moet niet noodzakelijk een lineair proces zijn.
Het is goed mogelijk dat de zon een cyclus heeft van krimpen en uitzetten,
maar op de lange duur zal haar uitzetting gaan overheersen.
Deze
explosie noemen wij een "Supernova". De resten van een recente supernova,
geobserveerd in 1041 n. C., kan men nog steeds terug vinden in de Krabnevel,
een reusachtige wolk van gas en stof die zich nog steeds uitzet met een
snelheid van 1500 kilometer per seconde. Een supernova kan gedurende enkele
weken of soms maanden 100 miljard maal meer energie uitzenden dan toen
deze een normale ster was, en even helder zijn als het gehele sterrenstelsel
waarin ze zich bevindt.
Niet
alle materie wordt door een supernova in de ruimte geslingerd. Een kleine
kern blijft behouden. Een bol volledig samengesteld uit neutronen met
een diameter van enkele kilometers. Tot voor kort waren deze objecten
bekend als neutronensterren.
Tot
dan had men nog geen van deze hemellichamen ontdekt. Tot in 1967, toen
ontdekte een astronomie student van de Cambridge Universiteit, Jocelijn
Bell een vreemd object dat erg korte maar krachtige radiosignalen uitzond
met een regelmatige onderbreking van ongeveer een seconde. Dit verschijnsel
was zo vreemd dat sommige astrofysici dachten aan het eerste teken van
buitenaardse intelligentie. Voor een korte tijd noemde men deze dan ook
LMG’s, "Little Green Men" signalen. Wanneer
bewezen kan worden dat sterrenmaterie zo samengedrukt kan worden in objecten
als Pulsars, denken astrofysici dat materie nog verder kan krimpen. Theoretisch
kan een lichaam met voldoende massa voortdurend in elkaar storten tot
dat het object volledig verdwijnt, dus volledig wordt omgezet in energie.
Zulk object wordt dan een Zwart Gat genoemd. Supernovae
De
grote hoeveelheid neutrino’s, die de meeste vrijgekomen energie
meenemen, geven die energie af aan de hogere lagen van de ster. Het gebied
tussen de protoneutronenster en de buitenlagen is instabiel. In dat gebied
vindt convectie plaats en voeg daarbij de enorme energie van de neutrino’s
en je krijgt een fenomenale druk in het convectiegebied. Deze blaast als
het ware het deksel van de superhete pan: de feitelijke supernova-explosie
vindt plaats. In deze naar buiten bewegende massa is de temperatuur en
de neutronenflux voldoende groot om via kernfusiereacties nog allerhande
elementen aan te maken. Tijdens
de collaps van de kern komt er liefst 1046 joule aan energie vrij. Dit
is honderdmaal de hoeveelheid die de Zon in haar hele leven produceert.[1]
In de dagen en weken na de explosie komt er meer energie vrij dan uitgezonden
door de rest van het melkwegstelsel samen. De schokgolf van een supernova
blaast een enorme bel in het interstellair medium en kan aanleiding geven
tot het ineenstorten van delen van naburige moleculaire wolken. Het interstellair
materiaal wordt opgeveegd en verhit en er vormen zich prachtige supernovaresten
die naast zichtbaar licht ook een bron zijn van radiogolven en van röntgenstraling.
Supernovae zijn ook de belangrijkste bron van de zogenaamde kosmische
straling. Maar bovenal zijn supernovae de wieg van de zware elementen.
De eerste weken na de explosie van supernova 1987A in de Grote Magelhaense
Wolk was de uitgestraalde energie afkomstig van de schokgolf. Vervolgens
was de energie afkomstig van het radioactief verval van Ni-56 (halfwaardetijd
6,1 dagen) tot Co-56 (halfwaardetijd 77 dagen) dat zelf omzette in stabiel
ijzer. Berekeningen hebben aangetoond dat in die supernova-explosie 0,07
M? aan Ni-56 is gevormd. We
kunnen twee typen van supernovae onderscheiden: Type
I: ontstaat als in een dubbelstersysteem een witte dwerg ontploft. Dit
kan door massa-overdracht van een begeleider naar de witte dwerg die dan
op een gegeven moment over de limiet van Chandrasekhar (1,44 M?) gaat.
Koolstof, zuurstof en stikstof vormen nu een explosief mengsel en binnen
zeer korte tijd wordt dit omgezet in ijzer. Hierbij komt enorm veel energie
vrij. Maar het juiste mechanisme van deze thermonucleaire supernova is
nog niet gekend. De absolute magnitude van dit type supernova ligt in
de buurt van –19. In het spectrum komen geen waterstoflijnen voor.
Type I-supernovae komen in alle soorten sterrenstelsels voor. Type
II: ontstaat als een zware reuzenster ontploft. We zien dan in het spectrum
van de supernova brede spectraallijnen van waterstof. De absolute magnitude
schommelt nu rond de –17. Type II-supernovae treffen we haast uitsluitend
aan in de armen van spiraalstelsels alsook in onregelmatige sterrenstelsels.
Zoals iedere ster is onze zon een ruwe gemiddelde massa. Men veronderstelt
dat de zon zo een 4.6 miljard jaar geleden geboren is en haar levensduur
wordt geschat op ongeveer 10 miljard jaar. Vanaf het begin straalde zij
elektromagnetische energie in de ruimte, zo een vijf miljoen ton massa
per seconde. In sterrentermen is dit niet zo een grote hoeveelheid. Zo
zet zij gedurende 1 miljoen jaar maar een tienduizendste van haar massa
om in energie.
Deze straling houdt ons warm en het licht is de brandstof voor het fotosyntheseproces
waaruit zuurstof ontstaat en voeding. Zonder dit zou er geen leven kunnen
bestaan zoals wij dit kennen.
De laatste vijftig jaar hebben de astrofysici zich duidelijk een beeld
gemaakt over het leven van sterren. Weinig ervan is tot nu toe bewezen
en sommige ideeën zijn erg vereenvoudigd.
Het conventionele beeld van de zon is er één van een stille
witte bol die zich voor een even bewegingloze achtergrond bevindt, uitgezonderd
de planeten en hun begeleiders.
De meeste objecten in het universum zijn echter snelbewegende wolken van
gas en stof, hoofdzakelijk bestaande uit waterstof, onzichtbaar voor ons
als ze ontbranden in het binnenste van een ster. Deze wolken zijn de geboorteplaatsen
van de sterren.
Soms, te midden van toevallig samenkomende atomen in zulke waterstofwolken,
kan er condensatie optreden en worden de atomen tesamen gehouden door
hun gravitatiekracht. Dit is dan onze protoster, een dichte verzameling
van miljarden atomen met een massa honderden malen groter dan onze aarde,
verspreid over miljoenen kilometers van interstellaire ruimte.
Deze protoster trekt samen onder invloed van de gravitatie. Haar individuele
atomen botsen hierdoor sneller tegen elkaar naar het centrum van haar
gravitatieveld toe. Wat in zijn originele vorm enkel een dunne mist is
van atomen, is nu uitgegroeid tot een zeer dicht en duidelijk waarneembaar
object.
De temperatuur hangt direct af van de snelheid van de atomen. Als een
protoster samentrekt verhoogt de snelheid van deze atomen en worden ze
steeds warmer. Binnen een tijdsverloop van vier jaar kan de temperatuur
in het centrum van deze waterstofwolk reeds gestegen zijn van 100 K tot
15*10 EXP 4 K.
De protoster is nu gekrompen tot een diameter van 52 miljoen kilometers.
Door dit proces neemt het aantal botsingen van de atomen toe en worden
zij ontmanteld van hun elektronen en transformeren van waterstofgas in
plasma. Het inkrimpen gaat verder maar nu langzamer en langzamer gedurende
meer dan 10 miljoen jaar. De temperatuur in het centrum van de ster is
nu gestegen tot 1*10 EXP 6 K. en haar diameter bedraagt nu nog maar 2.25
miljoen kilometer. Nu heeft ze het kritische punt bereikt in haar leven.
Diep in haar binnenste ontstaan er thermonucleaire reacties en de protoster
wordt ster.
Wanneer twee protonen op elkaar botsen weten wij dat ze elkaar niet raken,
dit komt door hun positieve elektrische ladingen. Protonen stoten elkaar
af, juist zoals twee positieve polen dit doen bij een magneet. Maar wanneer
zij zich in een medium bevinden van 1* 10 EXP 6 K. bewegen ze zo snel
dat ze hierdoor de afstotingsbarrière overwinnen en naar elkaar
toe versnellen door de nucleaire aantrekkingskracht.
Wanneer nu deze twee protonen samensmelten stralen zij energie uit in
de vorm van warmte en licht. Dit noemt men een nucleaire fusie met de
kracht van een waterstofbom. Bij sterren is de fusie van twee protonen
enkel de eerste stap in een serie van reacties welke de nodige energie
zal leveren om ons in leven te houden.
Tijdens de volgende botsingen worden er weer twee protonen gefusioneerd
aan het eerste paar en worden zij ontdaan van hun positieve ladingen.
Deze protonen worden dan neutronen. Dit resulteert tot de vorming van
een nieuw element, helium genaamd.
De nucleaire fusie werd veertig jaar geleden ontdekt, daarvóór
dacht men nog steeds dat energie ontstond tijdens chemische reacties,
zoals een gewoon vuur of als resultaat van een samentrekking. Deze uitleg
volstond omdat men dacht dat de aarde en de zon maar enkele duizenden
of enkele miljoenen jaren oud waren. Maar door de moderne geologische
dateringsmethode werd het tegendeel bewezen. Het zonnestelsel werd steeds
ouder tot de vandaag algemeen aanvaarde 4.6 miljard jaren.
Gewone chemische reacties zetten in ons lichaam een honderd miljoenste
van onze potentiële energie om in actuele energie. De ontdekking
van de nucleaire fusie was juist dát waarnaar de astrofysici zochten
en zij aanvaardden dit als een onomstootbaar bewijs. Alleen dit proces
scheen een uitleg te geven hoe sterren hun energieuitstoot kunnen onderhouden
voor een lange tijd. Heden wordt deze theorie algemeen aanvaard.
In de tijd dat de eerste fusie op gang komt in een ster, valt het op dat
een ster voor een korte periode van ongeveer 17 miljoen jaar verder krimpt,
dit tot de ster ongeveer een diameter heeft kleiner dan 1.5 miljoen kilometer,
dan pas stopt deze contractie. De uitwaartse kracht gerealiseerd door
de fusie komt nu in evenwicht met de inwaartse gravitatiekracht van de
ster en er ontstaat een stabiel systeem.
De stabiliteit van een ster hangt af van haar zelfregulatie, zoals een
thermostaat. Wanneer de nucleaire oven te snel brandt zal haar uitwaartse
energie toenemen en de ster zal in volume toenemen. Indien de fusiereacties
afnemen gebeurt het tegenovergestelde, de ster zal krimpen. Wanneer de
ster dit zelfregulatiesysteem niet meer kan handhaven zal ze sterven.
De nucleaire fusiereactie in de ster komt alleen voor in een kleine kern
in het centrum, mogelijk met een diameter van enkele duizenden kilometer.
Rond deze kern bevindt zich een reusachtig omhulsel van heet gas, langzaam
brengt dit gas de energie in de vorm van warmte en licht naar het oppervlak,
dus van een zeer hete kern van ongeveer 14*10 EXP6 K. naar een betrekkelijk
koel oppervlak van ongeveer 5000 K.
Wanneer een ster in staat is haar stabiliteit te behouden en haar temperatuur
kan regelen zegt men dat een ster zich in een hoofdreeks bevindt. Zij
blijft dan waterstof in helium omzetten voor 90 % van haar leven, dus
9 miljard jaar voor een ster met een massa als onze zon.
Het is de massa van de ster die bepaalt hoelang ze zal leven en het is
ook die massa die bepaalt wanneer en hoe ze zal sterven. De wet van de
sterren is erg eenvoudig, "Hoe groter je bent, hoe korter je leven." Een
meer massieve ster zal sneller in elkaar storten en sneller haar waterstofbrandstof
verbruiken. Oorzaak hiervoor is haar grotere gravitatiekracht en de hogere
snelheid van haar atomen. Ze zal hierdoor een hogere temperatuur krijgen
en brandt daarom veel sneller op dan onze zon.
De grootste sterren die wij kennen branden ongeveer 14 miljoen maal sneller
dan onze zon en hun leven bestaat maar een periode van enkele miljoenen
jaar. Zij zijn zelfs jonger dan de mensheid. Aan de andere kant zien wij
sterren die maar een tiende van de massa van onze zon hebben en nog 99*10
EXP 4 miljoen jaar helder blijven schijnen, lang nadat onze zon zal verdwenen
zijn.
Er is bij sterren een onder- en bovengrens in verband met hun massa. Sterren
die vijfenvijftig maal groter zijn dan onze zon zijn nooit geobserveerd
en men veronderstelt dat een protoster met zo een massa gedwongen wordt
uit elkaar te breken. Als bewijsvoering voor deze stelling voert men aan
dat enkelsterren zoals de zon een minderheid vormen in ons melkwegstelsel.
Het leeuwenaandeel bestaat uit sterrenparen. Wij kennen ze onder de naam
van binaire sterren.
Aan het andere einde van onze sterrenschaal, vinden we sterren die een
te kleine massa hebben om te kunnen verdichten tot de temperatuur die
nodig is om een nucleaire fusie reactie op gang te brengen. Men veronderstelt
dat Jupiter, onze grootste planeet in ons zonnestelsel en 318 maal massiever
is dan onze aarde, een ster had kunnen worden indien haar massa vijf tot
tien maal groter zou zijn geweest. Indien dit gebeurd was zouden wij hierdoor
een binair systeem kennen, zoals meestal het geval in het universum. Onze
aarde zou dan een achtbaan beschreven hebben tussen de zon en Jupiter.
Het aantrekkelijke van deze theorie is dat hierdoor het bestaan van de
ijstijden op aarde kan verklaard worden. Wij betrekken hierin dan ook
de voorspelling dat de koude perioden langzaam minder koud zullen worden
en de warme perioden warmer, totdat de zon zo zal uitgezet zijn dat onze
planeet Aarde te heet zal zijn en er nog onmogelijk leven kan gedijen.
Vroeg of laat, dus binnen de vier miljard jaar zal onze zon de binnenplaneten
in zich opnemen. Het zijn alleen de andere planeten voorbij Jupiter die
een kleine kans van overleven hebben.
Gedurende deze levensloop heeft de ster steeds helium geproduceerd dat
geleidelijk een homogene kern heeft ontwikkeld. De fusiereactie zal nog
steeds plaats grijpen rondom deze kern, maar de kern van helium brandt
niet meer. Om een fusiereactie van helium te bewerkstelligen zijn hogere
temperaturen vereist dan de fusie van waterstof.
Wanneer zo een 10 % van de ster zijn totale massa aan waterstof is omgezet
in helium, de onbrandbare kern, is er geen energiesteun meer en zal deze
kern krimpen. Hierdoor zullen wederom de heliumatomen versnellen door
de inwaartse gravitatiekracht en de temperatuur zal weer gaan stijgen.
Dit voorval veroorzaakt wederom een verhoging van de waterstoffusie rond
de kern. Hierdoor zal de uitwaartse kracht overheersen en de ster blijft
zich uitzetten tot dat het stadium van een "Rode Reus" is bereikt. Dit
alles kan zich afspelen binnen een bestek van ongeveer 1 miljard jaar.
De sterren kunnen tot een vijftigvoud uitzetten met een diameter van 150
miljoen kilometer. De oorzaak hiervan is de heliumkern, deze wordt niet
aangetast en blijft voortdurend krimpen. De temperatuur stijgt nu zeer
snel en het waterstofverbruik gaat sneller en sneller. Het hele proces
gaat verder en verder tot..... er een helium flits ontstaat.
Om een fusiereactie met waterstof te creëren is een temperatuur van
1*10 EXP 6 K. nodig. Om een fusie van helium te realiseren is echter een
veel hogere temperatuur nodig, namelijk 1* 10 EXP 8 K. Door het voortdurende
proces van krimpen van de heliumkern zal deze fusietemperatuur worden
bereikt. Het helium wordt dan zelf omgezet van vloeibaar gas in een substantie
met de eigenschappen van staal.
Doordat het heliumproces minder stabiel verloopt dan de fusie van waterstof
zal het krimpen van de kern verder gaan en de temperatuur zal blijven
stijgen. Verdere fusiereacties ontstaan en de kern groeit uit een oncontroleerbare
nucleaire fusiebom. Dit ganse speelt zich af in een tijdstraject van enkele
uren tot de finale explosie. De ster produceert een helium flits.
De explosie is niet erg groot, dit natuurlijk in sterrentermen. Een ster
kan deze kracht gemakkelijk absorberen. Vergelijk het met een bliksemflits
tijdens een onweer.
De temperatuur van de sterrenoven daalt nu snel en de heliumfusie stopt.
Tevens vermindert de straling en energie van de omhullende waterstofmantel.
De inwaartse gravitatiekracht overheerst en de ster gaat wederom krimpen,
maar U zal nu wel begrijpen dat de temperatuur weer zal stijgen en binnen
de tienduizend jaar zal de temperatuur in de oven van de ster stijgen
tot 2*10 EXP 8 K. en hierdoor zal de heliumfusie weer op gang komen, maar
omdat het helium nu minder dicht op elkaar is gepakt zal de ster haar
flexibiliteit bewaren en niet meer exploderen. In plaats hiervan worden
drie helium kernen gefusioneerd tot één koolstofatoom. De
ster begint nu met de productie van haar tweede element.
De grote massieve sterren komen nooit tot hun heliumflits, omdat de heliumdichtheid
in hun oven minder is. In plaats hiervan blijven ze dan ook veel langer
in het heliumfusieproces.
De dood van een ster, evenals de lengte van haar leven, wordt bepaald
door haar massa. In een oven van een kleine ster zijn, relatief gesproken,
wanneer ze verder krimpt, koolstofatomen die ontstaan zijn door de heliumfusie
niet meer in staat om hogere temperaturen te bereiken. De ster kan nooit
de koolstoffusietemperatuur bereiken, deze bedraagt ongeveer 6* 10 Exp
8 K. In plaats hiervan worden de koolstofatomen samengedrukt tot een hete
bol.
Zoals eerder besproken zal nu het helium omhulsel van de ster sneller
branden en de ster zal door de uitwaartse kracht weer uitzetten. Maar
nu gebeurt er wel iets vreemd. Door de expansie van de waterstofenveloppe
wordt deze gescheiden van het centrum van de ster, er ontstaat een zogenaamde
ring. In vaktermen worden deze waterstofringen, planetaire nevels genoemd
omdat men denkt aan vage planeten als men door een telescoop kijkt.
Wanneer een kleine ster zich ontwikkelt tot een planetaire nevel, laat
ze steeds een witte dwerg achter. Het is een dwerg omdat dit de resten
zijn van een sterrenoven met een kern van koolstof en een mantel van brandend
helium met een diameter van ongeveer 50000 kilometer. Deze dwerg is wit
vanwege haar hoge temperatuur. Na miljoenen jaren wordt deze dwerg geel,
dan rood, tot haar straling is verdwenen. Al wat nu rest is een koude
zwarte klomp materie. Zulk einde wordt dan ook voorspeld voor onze zon.
Grote sterren zijn meer spectaculair van karakter, na een korte periode
van hoge activiteit. Alle sterren produceren eerst helium en daarna koolstof.
Maar massievere sterren produceren in de laatste duizend jaar van hun
leven zwaardere elementen.
Ieder keer als deze ster haar cyclus van inkrimpen en uitzetten ondergaat,
dit steeds in een sneller tempo, wordt er een steeds hogere temperatuur
gegenereerd. Maar aan dit proces komt ook een einde. Het zwaarste element
dat wordt gevormd is ijzer, doordat het aantal elektronen tijdens een
nucleaire reactie meer energie absorbeert dan wat zij produceren.
Dit unieke gedrag van ijzeraccumulatie veroorzaakt in de kern van de ster
een brandblussereffect. In plaats van meer brandstof op het vuur te doen,
wordt het vuur gedoofd. Doordat er geen uitwaartse kracht meer aanwezig
is, stort de kern door de inwaartse gravitatiekracht in elkaar. Deze ineenstorting
heeft catastrofale gevolgen. In een tijdstraject van enkele minuten wordt
de ijzerkern zo in elkaar gedrukt dat de ijzerkernen elkaar raken. Hierdoor
ontstaat er een gigantische explosie.
Men is er algemeen van overtuigd dat er hier onvoorspelbare temperaturen
gegenereerd worden die de aanbouw van elementen door fusie, als zilver,
goud en uranium mogelijk maken. Het zijn de supernovae die verantwoordelijk
geacht worden voor de verspreiding van alle zware elementen in het universum
en binnen afzienbare tijd ontstaat er binnen deze wolken van gas de nodige
materie voor nieuwe sterren en zonnestelsels en mogelijk voor leven. Men
veronderstelt dat ons zonnestelsel op die manier is ontstaan.
Kort na dit voorval is bewezen dat deze signalen eerder natuurlijk zijn
dan kunstmatig en heeft men de scherpte van deze signalen met de nodige
berekeningen onderzocht, en stelde men vast dat het object een diameter
bezit van enkele kilometer. Juist die informatie die men nodig had om
het bestaan van een neutronenster te verrechtvaardigen. De confirmatie
van deze theorie kwam in 1968, toen men zulk object ontdekte in de reeds
vermelde Krabnevel.
Men noemt deze objecten "Pulsars". De materie van een pulsar is een miljard
maal dichter dan de materie van een Witte Dwerg. Het mysterie van de radiosignalen
kan worden vergeleken met een lichttoren. Op grond van deze hypothese
kan de rotatie van de Pulsar de pulserende radiosignalen bewerkstelligen.
Supernovae zijn relatief
zeldzaam. In ons melkwegstelsel zijn er enkele per eeuw, de meeste onzichtbaar
omwille van interstellair gas en stof. Op het einde, als een zware ster
een ijzerkern bezit, lopen temperatuur en druk in het centrum zo hoog
op dat de ijzerkernen uiteenvallen in He-kernen en deze verder in protonen
en neutronen. Dit proces kost veel energie, de kern ploft in elkaar (een
proces dat enkele seconden in beslag neemt!) en de protonen en elektronen
reageren met elkaar tot neutronen (e + p ? n + ?). Er volgt een kernimplosie,
de buitenlagen vallen naar binnen en kaatsen terug op de superdichte sterkern.
Die terugstuitende lagen moeten zich een weg banen door de rest van die
ster en dat is er teveel aan. De schokgolf verliest haar energie aan het
uitzenden van neutrino’s: dus geen supernova? Er is echter een ander
mechanisme dat uitkomst biedt.
