Wat zijn blauwe superreuzen?

Er zijn veel verschillende soorten sterren die astronomen bestuderen. Sommigen leven lang en bloeien terwijl anderen op de snelle weg worden geboren. Die leven een relatief kort sterrenleven en sterven binnen enkele tientallen miljoenen jaren aan explosieve sterfgevallen. Blauwe superreuzen behoren tot die tweede groep. Ze zijn verspreid over de nachtelijke hemel. De heldere ster Rigel in Orion is er bijvoorbeeld één en er zijn verzamelingen van deze in de harten van massieve stervormingsgebieden zoals de cluster R136 in de Grote Magellanic Cloud.

Blauwe superreuzen worden massaal geboren. Zie ze als de 800-pond gorilla's van de sterren. De meeste hebben minstens tien keer de massa van de zon en velen zijn zelfs nog grotere kolossen. De grootste kunnen 100 zonnetjes maken (of meer!).

Een enorme ster heeft veel brandstof nodig om helder te blijven. Voor alle sterren is de primaire splijtstof waterstof. Wanneer ze geen waterstof meer hebben, beginnen ze helium in hun kernen te gebruiken, waardoor de ster heter en helderder gaat branden. De resulterende hitte en druk in de kern zorgen ervoor dat de ster opzwelt. Op dat moment nadert de ster het einde van zijn leven en zal binnenkort (op tijdschalen van de

Dat is de samenvatting van een blauwe superreus. Een beetje dieper graven in de wetenschap van dergelijke objecten onthult veel meer details. Om ze te begrijpen, is het belangrijk om de fysica te kennen van hoe sterren werken. Zo heet een wetenschap astrofysica. Het onthult dat sterren het overgrote deel van hun leven doorbrengen in een periode die wordt gedefinieerd als 'op de aarde zijn hoofdreeks". In deze fase zetten sterren waterstof om in helium in hun kernen door middel van het kernfusieproces dat bekend staat als de proton-protonenketen. Sterren met een hoge massa kunnen ook de koolstof-stikstof-zuurstof (CNO) -cyclus gebruiken om de reacties te stimuleren.

Zodra de waterstofbrandstof is verdwenen, zal de kern van de ster echter snel instorten en opwarmen. Dit zorgt ervoor dat de buitenste lagen van de ster naar buiten uitzetten als gevolg van de verhoogde warmte die in de kern wordt gegenereerd. Voor lage en middelzware sterren zorgt die stap ervoor dat ze evolueren naar rode reuss, terwijl zware sterren worden rode superreuzen.

In sterren met een hoge massa beginnen de kernen in hoog tempo helium in koolstof en zuurstof te smelten. Het oppervlak van de ster is rood, wat volgens Wet van Wien, is een direct gevolg van een lage oppervlaktetemperatuur. Hoewel de kern van de ster erg heet is, wordt de energie verspreid door het interieur van de ster en door zijn ongelooflijk grote oppervlak. Als resultaat is de gemiddelde oppervlaktetemperatuur slechts 3.500 - 4.500 Kelvin.

Aangezien de ster zwaardere en zwaardere elementen in zijn kern samensmelt, kan de fusiesnelheid enorm variëren. Op dit punt kan de ster tijdens perioden van langzame versmelting in zichzelf samentrekken en dan een blauwe superreus worden. Het is niet ongebruikelijk dat zulke sterren heen en weer bewegen tussen de rode en blauwe superreuzen voordat ze uiteindelijk supernova worden.

Een Type II supernova-gebeurtenis kan plaatsvinden tijdens de rode superreus-fase van evolutie, maar het kan ook gebeuren wanneer een ster evolueert naar een blauwe superreus. Bijvoorbeeld Supernova 1987a in de Grote Magellanic Cloud was de dood van een blauwe superreus.

Terwijl rode superreuzen de grootste sterren, elk met een straal tussen 200 en 800 keer de straal van onze zon, zijn blauwe superreuzen beslist kleiner. De meeste zijn minder dan 25 zonnestralen. Ze zijn echter in veel gevallen enkele van de meest massief in het universum. (Het is de moeite waard om te weten dat groot zijn niet altijd hetzelfde is als groot zijn. Enkele van de meest massieve objecten in het universum - zwarte gaten - zijn heel erg klein.) Blauwe superreuzen hebben ook zeer snelle, dunne stellaire winden die de ruimte in waaien.

Zoals we hierboven vermeldden, zullen superreuzen uiteindelijk als supernovae sterven. Als ze dat doen, kan de laatste fase van hun evolutie zijn als een neutronenster (pulsar) of zwart gat. Supernova-explosies laten ook prachtige wolken van gas en stof achter, supernova-restanten genoemd. De bekendste is de Krabnevel, waar duizenden jaren geleden een ster explodeerde. Het werd zichtbaar op aarde in het jaar 1054 en is nog steeds te zien door een telescoop. Hoewel de stamvaderster van de Krab misschien geen blauwe superreus was, illustreert het het lot dat dergelijke sterren wacht als ze aan het einde van hun leven komen.

Bewerkt en bijgewerkt door Carolyn Collins Petersen.