Sterren zijn enkele van de fundamentele bouwstenen van het universum. Ze vormen niet alleen sterrenstelsels, maar velen herbergen ook planetaire systemen. Het begrijpen van hun vorming en evolutie geeft dus belangrijke aanwijzingen om sterrenstelsels en planeten te begrijpen.
De zon geeft ons een eersteklas voorbeeld om te bestuderen, hier in ons eigen zonnestelsel. Het is slechts acht lichtminuten verwijderd, dus we hoeven niet lang te wachten om functies op het oppervlak te zien. Astronomen hebben een aantal satellieten die de zon bestuderen en ze weten al lang over de basis van zijn leven. Om te beginnen is het van middelbare leeftijd en wordt het midden in de periode van zijn leven de 'hoofdreeks' genoemd. Gedurende die tijd smelt het waterstof in zijn kern om helium te maken.
Door de geschiedenis heen heeft de zon er ongeveer hetzelfde uit gezien. Voor ons is het altijd dit gloeiende, geelwitte object in de lucht geweest. Het lijkt niet te veranderen, althans voor ons. Dit komt omdat het op een heel andere tijdschaal leeft dan mensen. Het verandert echter wel, maar op een zeer trage manier vergeleken met de snelheid waarmee we ons korte, snelle leven leiden. Als we kijken naar het leven van een ster op de schaal van de leeftijd van het universum (ongeveer 13,7 miljard jaar), dan leven de zon en andere sterren allemaal een vrij normaal leven. Dat wil zeggen, ze worden geboren, leven, evolueren en sterven dan gedurende tientallen miljoenen of miljarden jaren.
Om te begrijpen hoe sterren evolueren, moeten astronomen weten welke soorten sterren er zijn en waarom ze op belangrijke manieren van elkaar verschillen. Een stap is het "sorteren" van sterren in verschillende bakken, net zoals mensen munten of knikkers zouden kunnen sorteren. Het heet "stellaire classificatie" en het speelt een grote rol bij het begrijpen van hoe sterren werken.
Sterren classificeren
Astronomen sorteren sterren in een reeks "bakken" met behulp van deze kenmerken: temperatuur, massa, chemische samenstelling, enzovoort. Op basis van temperatuur, helderheid (helderheid), massa en chemie wordt de zon geclassificeerd als van middelbare leeftijd ster dat is in een periode van zijn leven die de "hoofdreeks" wordt genoemd.
Vrijwel alle sterren besteden het grootste deel van hun leven aan deze hoofdreeks totdat ze sterven; soms zacht, soms gewelddadig.
Het draait allemaal om fusie
De basisdefinitie van wat een hoofdreeksster maakt, is deze: het is een ster die in zijn kern waterstof tot helium versmelt. Waterstof is de basisbouwsteen van sterren. Vervolgens gebruiken ze het om andere elementen te maken.
Wanneer een ster zich vormt, gebeurt dit omdat een wolk waterstofgas begint samen te trekken (samen te trekken) onder de zwaartekracht. Dit creëert een dichte, hete protoster in het midden van de cloud. Dat wordt de kern van de ster.
De dichtheid in de kern bereikt een punt waar de temperatuur minimaal 8 tot 10 miljoen graden Celsius is. De buitenste lagen van de protostar drukken op de kern. Deze combinatie van temperatuur en druk start een proces dat kernfusie wordt genoemd. Dat is het punt waarop een ster wordt geboren. De ster stabiliseert en bereikt een toestand die "hydrostatisch evenwicht" wordt genoemd, wat de uitwendige straling is druk vanuit de kern wordt in evenwicht gehouden door de immense zwaartekracht van de ster die probeert in te storten zelf. Wanneer aan al deze voorwaarden is voldaan, staat de ster "op de hoofdreeks" en gaat hij zijn hele leven bezig om waterstof in zijn kern tot helium te maken.
Het draait allemaal om de mis
Massa speelt een belangrijke rol bij het bepalen van de fysieke kenmerken van een bepaalde ster. Het geeft ook aanwijzingen hoe lang de ster zal leven en hoe hij zal sterven. Hoe groter dan de massa van de ster, hoe groter de zwaartekracht die de ster probeert in te laten storten. Om deze grotere druk te bestrijden, heeft de ster een hoge mate van fusie nodig. Hoe groter de massa van de ster, hoe groter de druk in de kern, hoe hoger de temperatuur en dus hoe hoger de fusiesnelheid. Dat bepaalt hoe snel een ster zijn brandstof verbruikt.
Een massieve ster zal zijn waterstofreserves sneller versmelten. Dit haalt het sneller van de hoofdreeks dan een ster met een lagere massa, die zijn brandstof langzamer gebruikt.
De hoofdreeks verlaten
Wanneer sterren geen waterstof meer hebben, beginnen ze helium in hun kernen te smelten. Dit is wanneer ze de hoofdreeks verlaten. Hoge massa sterren worden rode superreuzen, en evolueren om te worden blauwe superreuzen. Het smelt helium in koolstof en zuurstof. Vervolgens begint het die te versmelten tot neon enzovoort. Kortom, de ster wordt een fabriek voor chemische creatie, waarbij fusie niet alleen in de kern plaatsvindt, maar ook in lagen rond de kern.
Uiteindelijk probeert een zeer zware ster ijzer te smelten. Dit is de kus des doods voor die ster. Waarom? Omdat het smelten van ijzer meer energie kost dan de ster beschikbaar heeft. Het stopt de fusiefabriek dood op zijn sporen. Wanneer dat gebeurt, storten de buitenste lagen van de ster in op de kern. Het gaat vrij snel. De buitenranden van de kern vallen als eerste naar binnen, met een verbazingwekkende snelheid van ongeveer 70.000 meter per seconde. Wanneer dat de ijzeren kern raakt, begint het allemaal terug te stuiteren, en dat veroorzaakt een schokgolf die binnen een paar uur door de ster scheurt. Daarbij ontstaan nieuwe, zwaardere elementen als het schokfront door het materiaal van de ster gaat.
Dit is wat een "kern-instorting" supernova wordt genoemd. Uiteindelijk schieten de buitenste lagen de ruimte in, en wat overblijft is de ingestorte kern, die een a wordt neutronenster of zwart gat.
Wanneer minder zware sterren de hoofdreeks verlaten
Sterren met een massa tussen een halve massa van de zon (dat wil zeggen de helft van de massa van de zon) en ongeveer acht massa van de zon zullen waterstof tot helium smelten totdat de brandstof is verbruikt. Op dat moment wordt de ster een rode reus. De ster begint helium in koolstof te smelten en de buitenste lagen zetten uit om de ster in een pulserende gele reus te veranderen.
Wanneer het grootste deel van het helium is versmolten, wordt de ster weer een rode reus, nog groter dan voorheen. De buitenste lagen van de ster breiden zich uit naar de ruimte, waardoor een planetaire nevel. De kern van koolstof en zuurstof blijft achter in de vorm van een witte dwerg.
Sterren kleiner dan 0,5 zonsmassa zullen ook witte dwergen vormen, maar ze zullen helium niet kunnen fuseren vanwege het gebrek aan druk in de kern vanwege hun kleine formaat. Daarom staan deze sterren bekend als heliumwitte dwergen. Net als neutronensterren, zwarte gaten en superreuzen behoren deze niet langer tot de hoofdreeks.