De levenscyclus van een ster
De levenscyclus van een ster is het veranderingsproces dat elke ster in de loop van de tijd ondergaat. Het begint wanneer een moleculaire wolk onder zijn eigen zwaartekracht instort en begint samen te trekken, op te warmen en uiteen te vallen in kleinere fragmenten waaruit de jonge ster voortkomt. Het eindigt wanneer de ster een stellair overblijfsel wordt: een witte dwerg, neutronenster of zwart gat.
Het leven van een ster wordt voornamelijk bepaald door zijn initiële massa. Hoe massiever een ster is, hoe korter zijn levensduur. Zware sterren zijn heter en verbranden hun voorraad waterstof sneller. Als ze geen brandstof meer hebben, evolueren ze weg van de hoofdreeks en beginnen ze uit te dijen tot reizen en superreuzen.
Een ster bereikt het einde van zijn leven wanneer de uitwendige stralingsdruk als gevolg van de kernfusieprocessen in zijn kern niet langer in staat is de zwaartekracht te weerstaan. Op dit punt stort de ster onder zijn eigen zwaartekracht in en wordt een compacte ster (stellair overblijfsel).
Compacte sterren produceren zelf geen energie, maar behalve zwarte gaten stralen ze overtollige warmte uit die overblijft na het instortingsproces. Terwijl ze de warmte uitstralen verliezen de energie en koelen ze af, maar hun structuur kan vrijwel voor altijd hetzelfde blijven, ongeacht de temperatuur. Het zullen uiteindelijk koele en donkere compacte sterren worden. Deze objecten zijn nog steeds hypothetisch omdat het heelal niet oud genoeg is om een stellair overblijfsel dit stadium te laten bereiken.
Stellaire evolutie
Stellaire evolutie is een proces waarbij een ster in de loop van de tijd van structuur en samenstelling verandert. Het systematische veranderingsproces dat iedere ster ondergaat kan een paar miljoen jaar of biljoenen jaren duren, afhankelijk van de massa van de ster. De stermassa bepaalt de levensfasen van een ster en hoe snel een ster daar doorheen gaat.
Sterren met een hoge massa, zoals Alnitak, Alnilam en Mintaka in de gordel van Orion leven een zeer kort leven, een paar miljoen jaar, terwijl rode dwergen met een lage massa, zoals Proxima Centauri, biljoenen jaren op de hoofdreeks kunnen doorbrengen. De zwaarste sterren leven de kortste levens. Ze verbranden hun brandstofvoorraad sneller door hogere kerntemperaturen. Ter vergelijking: onze Zon zal ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks doorbrengen voordat de brandstof opraakt en uitgroeit tot een rode reus.
Sterren hebben miljoenen jaren nodig om van het ene stadium naar het volgende te evolueren, wat betekent dat het voor wetenschappers onmogelijk is om het leven van een enkele ster te observeren. De studie van de evolutie van sterren is mogelijk omdat we zoveel sterren in verschillende stadia van hun levenscyclus zien.
Stellaire evolutiestadia
De levensloop van een ster is verdeeld in verschillende fasen tussen de geboorte van een ster en het einde ervan. De verschillende evolutionaire fasen zijn afhankelijk van de massa en omgeving van de ster. Massa bepaalt hoe lang een ster zal leven en de omgeving kan bepalen hoeveel extra massa hij krijgt. Sterren in nauwe binaire systemen kunnen worden beïnvloed door hun metgezellen, evenals sterren in dicht opeengepakte sterrenhopen.
Enkelvoudige sterren volgen een relatief eenvoudig pad vanaf het moment dat ze in hun sterkraamkamers worden gevormd tot het moment waarop ze de processen in hun binnenste nier langer kunnen ondersteunen. Afhankelijk van hun initiële massa zullen sterren enkele of de meeste van de volgende fasen doorlopen:
- Stergeboorte
- Jonge stellaire objecten
- Protosterren
- Pre-hoofdreekssterren – T Tauri-sterren, Herbig Ae/Be-sterren
- Hoofdreekssterren
- Bruine dwergen
- Subreuzen
- Reuzen/Superreuzen
- Stellaire overblijfselen
- Witte dwergen
- Neutronensterren
- Zwarte dwergen
- Zwarte gaten
- Blauwe dwergen
Hoe sterren ontstaan
Sterren ontstaan in nevels, enorme stellaire kraamkamers gemaakt van wolken van stof en gas die zich tientallen of honderden lichtjaren in doorsnee uitstrekken. Deze nevels staan bekend als moleculaire wolken omdat het grootste deel van hun waterstof zich in de moleculaire vorm (H2) bevindt. Als deze dichte wolken verstoord worden kunnen ze onder hun eigen zwaartekracht instorten.
De massa van een ster, en dus de levensduur, wordt bepaald door de hoeveelheid materiaal die beschikbaar is in de moleculaire moederwolk. Aangenomen wordt dat de koudste moleculaire wolken sterren met een lage massa voortbrengen, terwijl de warmere reuzenwolken sterren van alle massa’s produceren.
Sterren worden over het algemeen niet geïsoleerd geboren, maar binnen sterrenhopen of sterrenassociaties. Grote wolkenkernen hebben de neiging om ongebonden OB-associaties voort te brengen – groepen massieve, blauwe sterren van het O- en B-type – of clusters van minder massieve sterren die fysiek met elkaar zijn verbonden.
Sterren met een lage massa worden ook gevormd in T-associaties. Dit zijn groepen jonge veranderlijke sterren (T Tauri-sterren) die nog bezig zijn met samentrekken. Deze sterren ontstaan uit losse fragmenten van kleine moleculaire wolkenkernen in grotere gebieden met een lagere gemiddelde dichtheid.
Bokglobules, kleine, donkere nevels bestaande uit dicht stof en gas, vormen compactere locaties voor stervorming. Van meer dan de helft van deze objecten is bekend dat ze pasgeboren sterren bevatten. Meestal produceren bokglubules binaire en meervoudige stersystemen.
De Melkweg bevat ongeveer 6000 moleculaire wolken met massa’s van meer dan 100.000 zonsmassa. De dichtstbijzijnde massieve stervormende nevel bij de Zon is de Orionnevel. Deze is ongeveer 1344 lichtjaar van ons verwijder. Het Rho Ophiuchi-complex, een plek waar sterren met een lagere massa worden gevormd, is met een afstand van46 lichtjaar zelfs nog dichterbij.
Andere bekende stervormingsgebieden zijn de Carinanavel, de Arendnevel, de Californiënevel en de Tarantulanevel, waarvan de laatste zich in de Grote Magelhaanse Wolk bevindt.
Geboorte van een ster
De levenscyclus van een ster begint met de zwaartekrachtinstorting van een enorme moleculaire wolk. Naarmate de wolken in de loop van de tijd samentrekken, worden ze geleidelijk warmer, worden ze dichter en splitsen ze zich op in steeds kleinere klonten. Deze kleine fragmenten worden gecondenseerd tot roterende schijven van hete gas. Binnen deze klonten worden nieuwe protosterren met circumstellaire schijven van stof en gas geboren. Hun omhulsels van stof en gas kunnen uiteindelijk planeten en planetaire systemen voortbrengen. Als deze ronddraaiende wolken uiteenvallen in kleinere klonten, produceren ze binaire en meervoudige stersystemen.
De dichte kernen die in de instortende wolken worden gevormd, beginnen materiaal uit hun omgeving te verzamelen. Het materiaal kan de ster zelf vormen, maar ook planeten, asteroïden of kometen.
Terwijl de omringende wolken blijven instorten, krijgen protosterren maar massa en worden ze heter. Ze groeien door stof en gas uit hun moederwolk op te zuigen. Wanneer ze hun uiteindelijke massa bereiken, worden jonge stellaire objecten pre-hoofdreekssterren. Zodra ze goot genoeg zijn om hun temperatuur 10 miljoen graden Celsius te laten bereiken, zijn ze heet genoeg om kernreacties in hun kernen te starten en worden ze per definitie sterren.
Jonge stellaire objecten
Jonge stellaire objecten zijn sterren in het vroegste stadium van de evolutie. Ze verzamelen massa uit de naar binnen vallende grondstoffen die hen omringen en zijn zeer actief. Hun krachtige stellaire winden blazen de omringende wolken van gas en stof weg, waardoor eventuele planeten zichtbaar worden.
Jonge stellaire objecten die materiaal uit de moederwolk verzamelen in ingebed zijn in de omringende nevel, staan beend als protosterren. Zodra hun sterwinden het stof en gas hebben opgeruimd en de objecten zichtbaar zijn, worden ze pre-hoofdreekssterren. De pre-hoofdreeksfase wordt gekenmerkt door het samentrekkingsproces, waardoor de interne temperatuur stijgt totdat de jonge sterren heet genoeg zijn om waterstofatomen tot helium te laten samensmelten. Op dit punt worden ze hoofdreekssterren.
Protosterren
Protosterren zijn dichte gasbollen die nog niet een temperatuur hebben bereikt die hoog genoeg is om waterstof in hun kernen te gaan verbranden. Ze worden gevormd in de centra van kleine klontjes stof en gas in grotere moleculaire wolken. Deze jonge sterren verzamelen nog steeds massa uit de omringende moleculaire wolk. Ze zijn samengesteld uit ongeveer 70% waterstof, 28% helium en andere elementen in sporenhoeveelheden.
Het stadium van de protoster begint wanneer de moederwolk onder invloed van de zwaartekracht instort en er een kern wordt gevormd in een instortende massa. Voor een zonachtige ster duurt dit stadium ongeveer 500.000 jaar. Het eindigt wanneer de toevoer van invallend gas is uitgeput.
De dichte kernen – kleine fragmenten van moleculaire wolken – bevinden zich in eerste instantie in een evenwicht tussen de eigen zwaartekracht, gasdruk en magnetische druk. De eigen zwaartekracht comprimeert het object, terwijl gas en magnetische druk het opblazen. Terwijl het fragment massa uit het omringende materiaal verzamelt, wordt de eigen zwaartekracht sterker dan de druk, wat een instorting veroorzaakt.
Het gas dat naar het centrum van de dichte kern valt, vormt eerst een protoster en vervolgens een circumstellaire protoplanetaire schijf. Zoals de naam al doet vermoeden, is de protoplanetaire schijf een plaats waar planetaire systemen kunnen ontstaan.
Afhankelijk van de massa kunnen protosterren evolueren naar pre-hoofdreekssterren, O-type hoofdreekssterren of bruine dwergen. De zwaarste protosterren worden direct heldere blauwe hoofdreekssterren, terwijl protosterren die niet massief genoeg zijn om waterstof te verbranden, bruine dwergen worden, substellaire objecten. Sterren met een lage en middelmatige massa doorlopen de pre-hoofdreeksfase voordat ze beginnen met het fuseren van waterstof tot helium.
Pre-hoofdreekssterren
Pre-hoofdreekssterren zijn jonge stellaire objecten die bijna al hun massa hebben opgebouwd maar hun interne temperatuur is niet hoog genoeg om het proces van kernfusie op gang te brengen. Hun energiebron is zwaartekrachtcontractie. Terwijl deze sterren samentrekken, komt de energie vrij en worden de sterren heter totdat ze waterstof beginnen te fuseren op de hoofdreeks
Afhankelijk van hun massa worden pre-hoofdreekssterren onderverdeeld in T Tauri-sterren en Herbig Ae/Be-sterren. T Tauri-sterren hebben een massa van maximaal 2 zonsmassa, terwijl de massa van Herbig Ae/Be-sterren doorgaans tussen de 2 en 8 zonsmassa ligt. Beide sterren zijn minder dan 10 miljoen jaar oud.
T Tauri-sterren zijn de jongste zichtbare sterren van de spectraaltypen F,G,K en M, terwijl de zwaardere Herbig Ae/Be-sterren de jongste sterren van spectraalklasse A en B zij. Onze Zon zelf, een G-type ster, passeerde waarschijnlijk ongeveer 4,5 miljard jaar geleden het T Tauri-stadium.
Sterren met een massa van meer dan 8 zonsmassa (klasse O) trekken te snel samen terwijl ze nog ingebed zijn in een gas- en stofwolk en slaan de pre-hoofdreeksfase volledig over. Tegen de tijd dat ze de omringende wolken hebben weggeblazen zijn ze enorm groot en heet genoeg om waterstof in hun kernen te fuseren. Met andere woorden, ze staan dan al op de hoofdreeks.
Bruine dwergen
Bruine dwergen zijn substellaire objecten die evolueren uit protosterren met een massa van minder dan ongeveer 0,08 zonsmassa. Deze objecten zijn niet massief genoeg om waterstof te gaan verbranden en bereiken daarom nooit de hoofdreeks. Ze kunnen echter op een bepaald moment in hun leven deuterium (zwaar waterstof) laten fuseren.
De eerste bruine dwerg die werd bevestigd was Teide 1, een object ter grootte van Jupiter met een massa van ongeveer 57 * Jupiter, gelegen in de Pleiaden in Taurus – Stier. De ontdekking werd i 1995 geverifieerd.
Het dichtstbijzijnde paar bruine dwergen bevindt zich in het Luhman 16-systeem, op slechts 6,503 lichtjaar afstand in het sterrenbeeld Vela – Zeilen. De ontdekking van het systeem werd in 2013 aangekondigd.
Bruine dwergen met een massa van minder dan 13 * Jupiter worden subbruine dwergen of bruine dwergen met planetaire massa genoemd, ze hebben niet de massa om de thermonucleaire fusie van deuterium om gang te brengen. Als ze rond een ster draaien, worden ze geclassificeerd als planeten.
Jonge stellaire objecten die voldoende massa hebben om waterstof in hun kernen te fuseren, evolueren tot hoofdreekssterren.
Hoofdreekssterren
Hoofdreekssterren (of dwergen) zijn sterren die in hun kern waterstof omzetten naar helium, ze vormen ongeveer 90% van alle bekende sterren.
Deze sterren verbranden waterstof via kernfusiereacties, die veel energie produceren. De energie die in de kern wordt geproduceerd, wordt naar het oppervlak getransporteerd door convectie of straling, en wordt in de vorm van warmte en licht weg gestraald van de buitenste schil van de ster (fotosfeer). Het productieproces ervan voorkomt dat de ster verder samentrekt, wat leidt tot een hydrostatisch evenwicht. Terwijl de ster naar een stabiele toestand evolueert, begint de hoofdreeksfase van zijn levenscyclus. De energie die uit het centrum stroomt, laat de ster stralen en voorkomt dat hij instort.
De hoofdreeks is de langste fase in het leven van een ster. Afhankelijk van de initiële massa van de ster kan deze miljoenen, miljarden en zelfs biljoenen jaren meegaan. Onze Zon, een gele dwerg, zal ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks blijven. Een ster met een massa die tien keer zo groot is als die van de Zon, zalslechts 20 miljoen jaar nodig hebben om waterstof om te zetten. Een hete, blauwe ster van spectraalklasse B, zoals bijvoorbeeld Spica met een massa van 11,3 zonsmassa, is met een leeftijd van slechts 12,5 miljoen jaar al meer dan halverwege zijn hoofdreeksleven. Daarentegen kan een rode dwerg met de helft van de massa van de Zon 80 tot 100 miljard jaar meegaan.
Astrofysische modellen suggereren dat een M-type ster met 10% van de massa van de Zon wel 6 tot 12 biljoen jaar op de hoofdreeks kan blijven. Het kan nog een paar honderd miljardjaar duren voordat de ster geleidelijk ineenstort tot een witte dwerg.
De verschillende massa’s van hoofdreekssterren geven de sterren verschillende eigenschappen. Hoe groter de massa, hoe hoger de temperatuur van de ster, wat op zijn beurt de kleur van de ster beïnvloedt. De temperatuur beïnvloedt de eigenschappen van plasma in de fotosfeer van de ster en bepaalt bijgevolg het spectraaltype van de ster.
Aan hoofdreekssterren zijn zeven hoofdspectraaltypen toegewezen, die worden bepaald op basis van de temperatuur: O,B,A,F,G,K en M.
Sterren van het O-type zijn de heetste en meest massieve, terwijl sterren van spectraalklasse M – rode dwergen – de koelste, minst massieve en meest talrijke zijn. De onderstaande tabel toont de basiseigenschappen van hoofdreekssterren in verschillende spectraalklassen. De levensduurwaardes zijn illustratief en kunnen aanzienlijk variëren, afhankelijk van de exacte massa.
| Klasse | Temperatuur (Kelvin) | Kleur | Massa (zon) | Straal (zon) | Lichtsterkte (zon) | Levensduur (jaren) |
| O | ≥ 30.000 | Blauw | ≥ 16 | ≥ 6,6 | ≥ 30.000 | 10 miljoen |
| B | 10.000 – 30.000 | Blauwwit | 2,1 – 16 | 1,8 – 6,6 | 25 – 30.000 | 100 miljoen |
| A | 7500 – 10.000 | Wit (blauwwit) | 1,4 – 2,1 | 1,4 – 1,8 | 5 – 25 | 1 miljard |
| F | 6000 – 7500 | Wit (geelwit) | 1,04 – 1,4 | 1,15 – 1,4 | 1,5 – 5 | 3 miljard |
| G | 5200 – 6000 | Geel | 0,96 – 1,15 | 0,96 – 1,15 | 0,6 – 1,5 | 10 miljard |
| K | 3700 – 5200 | Oranje | 0,7 – 0,96 | 0,7 – 0,96 | 0,08 – 0,6 | 50 miljard |
| M | 2400 – 3700 | Oranjerood | 0,08 – 0,45 | ≤ 0,7 | ≤ 0,08 | 200 miljard |
De relatie tussen de absolute helderheid van de sterren en hun spectraaltype (effectieve temperaturen) wordt weergegeven in het Hertzspring-Russell-diagram. Het HR-diagram is een grafiek met kleuromvang waarin de sterren met een grotere helderheid bovenaan worden weergegeven en sterren met hogere effectieve temperaturen aan de linkerkant van het diagram. Het is een nuttig hulpmiddel bij het bestuderen van de evolutie van sterren, omdat sterren in temperatuur en helderheid veranderen terwijl ze verschillende stadia van hun evolutionaire cyclus doorlopen.
Astronomen gebruiken het HR-diagram om sterren te classificeren. De posities van sterren in het diagram onthullen hun evolutionaire stadium en interne structuur. De hoofdreeks strekt zich uit van linksboven (hete, heldere sterren van type O) tot rechtsonder (koele, zwakke rode dwergen).
Zodra een ster de waterstof in zijn kern heeft opgebruikt, krimpt zijn kern en wordt hij heter, als gevolg hiervan begint het buitenste deel van de ster uit te zetten. Naarmate de ster groter wordt, daalt de oppervlaktetemperatuur, waardoor de ster rood lijkt. Op dit punt evolueren sterren met en initiële massa tussen 0,6 en 10 zonsmassa tot rode reuzen.
De massa van sterren varieert gedurende de levensduur van de ster. Een ster kan extra massa van een metgezel verwerven of deze verliezen via pulsaties of door sterke stellaire winden. Het is de initiële massa die de levenscycli va sterren bepaalt.
De levenscyclus van een ster met lage massa
De hele levenscyclus van een ster met lage massa is nog niet waargenomen, dat komt omdat het heelal slechts ongeveer 13,8 miljard jaar oud is, en deze sterren biljoenen jaren op de hoofdreeks kunnen blijven.
Sterren met een initiële massa van minder dan 0,6 zonsmassa bereiken niet de temperatuur die nodig is om helium te laten fuseren. Ze produceren niet genoeg zwaartekracht om heliumfusie op gang te brengen.
Omdat ze volledig convectief zijn ontwikkelen sterren met een lage massa geen degenereerde heliumkernen met een waterstof verbrandende schil. Ze kunnen waterstof blijven fuseren tot helium totdat ze bijna volledig uit helium bestaan. Daarom worden ze op oudere leeftijd geen rode reuzen.
Modellering laat zien dat hoofdreekssterren met een massa van ongeveer 10% van die van de Zon 6 tot 12 biljoen jaar waterstof kunnen blijven verbranden. Hun temperatuur en helderheid blijven geleidelijk stijgen en ze worden blauwer. Het kan nog een paar honderd miljard jaar duren voordat deze blauwe dwergen witte dwergen worden.
Sterren met een lage massa zijn doorgaans rode dwergen, de meest voorkomende sterren in het heelal. Rode dwergen met een massa van meer dan 0,6 zonsmassa volgen het evolutionaire pad van sterren met ene gemiddelde massa.
Levenscyclus van een ster met middelmatige massa
Sterren met ene gemiddelde massa hebben een massa in het bereik van 0,6 – 0,8 tot ongeveer 2 zonsmassa. Deze sterren brengen het grootste deel van hun leven door met het fuseren van waterstof tot helium. Ze hebben over het algemeen een levensduur tussen de 20 miljoen en 20 miljard jaar. Wanneer ze geen waterstof meer hebben, beginnen hun kernen samen te trekken. Als gevolg hiervan stijgt hun kerntemperatuur en beginnen de sterren helium te fuseren tot zwaardere elementen. Naarmate de sterren meer energie produceren, duwen hun hete kernen hun buitenste lagen naar uiten en wordt hun atmosfeer groter. De sterren worden heldere rode reuzen.
Tijdens de rode reuzenfase verliest een ster zijn buitenste lagen door sterke sterwinden. Wanneer de ster het einde van zijn levenscyclus bereikt, wordt het uitgestoten materiaal een planetaire nevel die wordt verlicht door de hete sterkern.
De buitenste lagen van de ster zetten uit en worden uiteindelijk gerecycled om nieuwe generaties sterren te worden. Het verrijkte stof en gas dat door de ster wordt weggeblazen speelt een belangrijke rol in de chemische evolutie van sterrenstelsels. Het grootste deel van de koolstof en stikstof in het heelal is afkomstig van de kernreacties in de kernen van sterren.
De overgebleven kern van de ster wordt een zwakke witte dwerg. Witte dwergen vervagen langzaam en koelen gedurende biljoenen jaren af.
Het rode reuzenstadium is verdeeld in verschillende substadia: de rode reuzentak (RGB = Red Giant Branch), de horizontale rak, de asymptotische reuzentak (AGB – Asymptotic Giant Branch) en post-AGB.
Tijdens deze fase van de levenscyclus van een ster beweegt de ster naar de rechterbovenhoek van het HR-diagram wanneer hij een rode reus wordt. Wanneer helium, begint te fuseren wordt de ster koeler en helderder. In dit stadium beweegt de ster naar beneden en naar links in het HR-diagram en bevindt de ster zich op de horizontale tak. Zodra d ester stopt met fuseren van helium in zijn kern, beweegt de ster naar boven en naar rechts terwijl de ster afkoelt, uitzet en in helderheid toeneemt. Het pas op het HR-diagram loopt parallel aan de rode reuzentak. Daarom wordt deze fase de asymptotische reuzentak genoemd.
Subreuzentak
De susbreuzentak is de overgangsfase van de hoofdreeks naar de rode reuzentak. Wanneer een ster zijn voorraad waterstof heeft opgebruikt, stopt de waterstoffusie in de kern en verlaat de ster het hoofdreeksstadium. De ster begint waterstof te verbranden in een schil buiten de kern en naarmate er meer helium in de schil wordt geproduceerd neemt de massa van de sterkern sterk toe. D ester begint uit te zetten en af te koelen, maar behoudt een vergelijkbare helderheid als die welke hij had in de hoofdreeks.
De duur van deze evolutionaire fase hangt af van de massa van de ster, die de interne structuur en de heliumkern beïnvloedt. Een ster kan enkele miljoenen tot een paar miljard jaar op de subreuzentak blijven.
Sterren die het subreuzenstadium ondergaan, hebben doorgaans een massa tussen de 0,4 en 8 zonsmassa. Minder massieve sterren zijn convectief en worden geen subreuzen, en sterren met een massa van meer dan 8 tot 12 zonsmassa ervaren een korte subreuzentak voordat ze evolueren naar superreuzen.
Zodra de waterstofschil in temperatuur stijgt – hetzij omdat de kern gedegenereerd is geworden of omdat de buitenste lagen van de ster zijn afgekoeld en ondoorzichtig zijn geworden – neemt ook de helderheid van de ster toe. Op dit punt breidt de subreuzenster zich uit en evolueert naar de rode reuzentak (RGB).
Opgemerkt moet worden dat de subreuzentak niet noodzakelijkerwijs overeenkomt met de subreuzenhelderheidsklasse. Evolutionaire subreuzen krijgen vaak een reuzen spectraaltype. Hoewel de vroege fase van de subreuzentak zich aan de buitenkant niet prominent manifesteert, kunnen evolutionaire subreuzen worden geïdentificeerd door te zoeken naar lithiumuitputting en door andere chemische hoeveelheden te analyseren, evenals de sterkte van de coronale emissie van de ster.
De Rode Reuzentak (RGB)
De rode reuzentak (of eerste reuzentak) is de fase van de reuzentak waar sterren met ene lage tot gemiddelde massa naar toe evolueren nadat ze de hoofdreeks hebben verlaten. Dit zijn sterren van het K-type en M-type die vele groter en helderder zijn dan hoofdreekssterren van hetzelfde spectraaltype.
Rode reuzensterren hebben convectieve buitenlagen en de producten van kernfusie in hun binnenste zijn voor het eerst zichtbaar op hun oppervlak. Wanneer ze naar het RGB-niveau beginnen te stijgen, hebben sterren temperaturen van ongeveer 50.000 Kelvin en lichtsterktes tussen een paar keer die van de Zon en enkele duizenden keer die van de Zon, afhankelijk van de massa. Hun spectraaltypen zijn vroeg tot midden K.
Sterren op de rode reuzentak hebben een inerte heliumkern omgeven door een waterstofschil. Ze fuseren waterstof et helium via de CNO-cyclus. In de CNO-cyclus (koolstof – stikstof – zuurstof) worden koolstof, zuurstof en stikstof gebruikt als katalysatoren om een stabiele heliumkern (aan alfadeeltje), twee elektronenneutrino’s en twee positronen te produceren. De neutrino’s ontsnappen uit de ster en de positronen en elektronen vernietigen elkaar vrijwel onmiddellijk en geven energie vrij in de vorm van gammastraling.
Naarmate sterren meer helium blijven produceren, worden hun kernen heter en massiever. Als gevolg hiervan neemt de snelheid van waterstoffusie in de schil rond de kern toe. De sterren nemen in omvang en helderheid toe en hun temperatuur neemt lichtjes af. Hun convectieve buitenste schillen worden dieper en uiteindelijk komen de producten van fusie vanuit de kern naar het oppervlak en worden ze zichtbaar in stellaire spectra.
De heliumkern blijft groeien en komt op een punt waarop deze net langer in een thermisch evenwicht verkeert. Bij sterren met een massa van minder dan ongeveer 1,5 zonsmassa raakt de kern gedegenereerd voordat deze de Schönberg-Chandrasakhar-limiet bereikt (de maximale stabiele massa van een isotherme kern die de druk van een bovenliggende omhulling kan ondersteunen), terwijl sterren met een massa groter dan ongeveer 6 zonsmassa nooit een isotherme kern hebben en de hoofdreeks verlaten met een kernmassa die al boven de limiet ligt.
Bij sterren met een massa tussen 1,5 en 6 zonsmassa blijft de heliumkern groeien totdat deze de Schönberg-Chandrasekhar-limiet bereikt. De ster trekt dan snel samen en stijgt in temperatuur. Dit verhoogt op zijn beurt de snelheid van kernfusie in de waterstofschil en de helderheid van de ster.
Sterren met een massa van ongeveer 0,2 tot 2 zonsmassa zullen een heliumflits vertonen, een thermisch op hol geslagen kernfusie van helium tot koolstof. Zwaardere sterren, die geen gedegenereerde kernen hebben, ontsteken de heliumfusie langzamer, zonder een flits.
De horizontale tak
De heliumflits ontsteekt heliumfusie in de stellaire kern en verplaatst de minder massieve reuzensterren naar de horizontale tak.
In zeer korte tijd worden grote hoeveelheden helium tot koolstof gefuseerd. Bij een op hol geslagen reactie veroorzaakt fusie van helium een temperatuurstijging, die op zijn beurt de fusiesnelheid verhoogt. Als gevolg hiervan stijgt de temperatuur dramatisch, waardoor een flits van heliumfusie ontstaat. De heliumflits duurt slechts een paar duizend jaar, maar produceert energie met een snelheid die vergelijkbaar is met die van het Melkwegstelsel.
De energie die vrijkomt bij de heliumflits wordt verbruikt om de degeneratie in de kern op te heffen, waardoor de kern thermisch kan uitzetten. Het is voor het grootste deel niet detecteerbaar en wordt alleen beschreven in astrofysische modellen.
Zodra de kern uitzet en afkoelt, daalt ook de temperatuur van het steroppervlak snel. Het oppervlak krimpt aanzienlijk in de loop van ongeveer 10.000 jaar en de ster beweegt naar de horizontale tak.
Tijdens de horizontale tak-fase blijft de straal van de ster geleidelijk afnemen en blijft de oppervlaktetemperatuur stijgen.
De sterren die een heliumflits hebben meegemaakt, gaan niet naar hogere temperaturen voordat ze een gedegenereerde koolstof-zuurstofkern hebben gekregen en de heliumschil hebben verbrand.
Massievere sterren met grotere kernen bewegen tijdens de horizontale tak-fase naar hogere temperaturen. Sommige beginnen te pulseren en drijven af naar de gele instabiliteitsstrook op het HR-diagram. Deze sterren zijn geclassificeerd als RR Lyrae-veranderlijken. Ooit waren het zonachtige sterren, maar ze wierpen massa af op de rode reuzentak en hielden op de horizontale tak ongeveer de helft van de massa van de Zon vast.
De Asymptotische Reuzentak (AGB)
Zodra de rode reus het helium in zijn kern heeft uitgeput, gaat hij door met het fuseren van waterstof en helium in schillen rond de kern en beweegt hij zich naar de asymptotische reuzentak (ABG). De hete stellaire kernen van AGB-sterren zijn grotendeels inert en bestaan uit koolstof en zuurstof. Alle sterren met een lage tot gemiddelde massa en een massa van 0,5 tot 8 zonsmassa doorlopen deze fase in een laat stadium van hun levenscyclus.
Een ster op de asymptotische reuzentak laat helium fuseren tot koolstof en in een andere schil waterstof tot helium. Met uitzondering van koolstofsterren hebben deze reuzen enorme schillen van materie die een vergelijkbare samenstelling hebben als die van sterren in de hoofdreeks.
Het asymptotische reuzentakstadium is verdeeld in de vroege AGB (E-AGB) fase en de thermisch pulserende AGB (TP-AGB) fase.
De belangrijkste energiebron in de vroege AGB-fase is de fusie van helium in een schil rond de kern. Tijdens deze fase zetten de steren enorm uit. Hun stralen kunnen zo groot worden als 215 keer die van de Zon of één astronomische eenheid (afstand Aarde – Zon).
De thermisch pulserende AGB-fase begint zodra de heliumschil zijn brandstof heeft opgebruikt. Op dit moment is de belangrijkste energiebron waterstoffusie in een dunne schil. Deze schil voorkomt dat de binnenste heliumschil stabiel fuseert, waardoor deze beperkt blijft tot een zeer dunne laag. Het helium uit de verbranding van de waterstofschil blijft zich ophopen en binnen tienduizenden jaren ontbrandt het, waardoor er een heliumflits ontstaat.
De flits van de heliumschil zorgt ervoor dat de helderheid van de ster duizenden keren toeneemt. Het vervaagt exponentieel over een periode van meerdere jaren. De ster zet uit en koelt af en het branden van de waterstofschil stopt. Wanneer de brandende heliumschil de basis van de waterstofschil nadert, stijgt de temperatuur opnieuw en wordt de fusie van waterstof op gang gebracht, waardoor de cyclus opnieuw wordt gestart.
De thermisch pulserende fase duurt slechts een paar honderd jaar. De pulsaties zorgen ervoor dat het materiaal uit de kern zich vermengt met de buitenste lagen van de ster, waardoor de samenstelling van het oppervlak verandert. Als koolstof uit de kern naar de oppervlakte wordt gebracht ontstaat er een koolstofster.
AGB-sterren worden doorgaans geclassificeerd als langperiodiek-veranderlijken. Dit zijn pulserende variabele reuzen of superreuzen met perioden die enkele dagen of meer dan duizenden dagen kunnen duren. De meeste van deze sterren behoren tot spectraalklasse M, S en C en zijn duizenden keren helderder dan de Zon. De bekendste sterren in deze klasse zijn Mira – Omicron Ceti, La Superba – Y Canum Venaticorum, VX Sagittarii en de rode hyperreus VY Canis Majoris.
Sterren op de asymptotische reuzentak lijden aan enorm massaverlies als gevolg van sterke stellaire winden. De snelheid van massaverlies neemt toe tijdens thermische pulsen. Sommige van deze sterren hebben mogelijk circumstellaire schillen van uitgestoten materiaal. AGB-sterren kunnen tijdens deze fase wel 50 tot 70% van hun massa verliezen.
Post-AGB sterren
Sterren met een gemiddelde massa zijn niet massief genoeg om te beginnen met het samensmelten van koolstof zodra de brandstof voor het verbranden van de schillen is opgebruikt. In plaats daarvan trekken ze opnieuw samen in de post-AGB-fase. Ze stoten enorme hoeveelheden materie uit via een superwind en de uitgestoten buitenste schil vormt een protoplanetaire nevel, die verder evolueert tot een planetaire nevel. De overgebleven kern koelt af en wordt een witte dwerg.
Het uitgestoten circumstellaire omhulsel is rijk aan zwaardere elementen die in het binnenste van de ster worden geproduceerd. Naarmate dit materiaal zich verder van de hete ster verwijdert, koelt het af en vormt het stofdeeltjes en moleculen. Stellaire winden van deze sterren zijn de belangrijkste productielocaties van stof in het heelal.
Planetaire nevels
De wolk van gas en stof die door de centrale ster wordt uitgestoten, wordt geïoniseerd door de ultraviolette straling van de ster en verschijnt als een complexe en kleurrijke planetaire nevel. De vorm en complexiteit van planetaire nevels zijn afhankelijk van een verscheidenheid aan factoren, waaronder magnetische velden, sterrenwinden en de aanwezigheid van eventuele begeleiders.
Planetaire nevels hebben doorgaans een doorsnede van ongeveer één lichtjaar en duren slechts enkele tienduizenden jaren. Deze gloeiende schillen verdwijnen vervolgens in het interstellaire medium. De blootgestelde overgebleven kern van de voorloperster vervaagt geleidelijk gedurende biljoenen jaren.
Een planetaire nevel is het laatste stadium in de evolutie van een middelgrote ster. Deze nevels zijn rijk aan zware elementen die via kernfusie worden geproduceerd. Zodra deze elementen de ruimte in worden gestuurd, worden ze gerecycled en gebruikt om nieuwe generaties sterren te produceren. Sterren gevormd uit dit materiaal zullen rijker zijn aan metalen, wat hun interne processen en levenscycli beïnvloedt.
Levenscyclus van een massieve ster
De levenscycli van zware sterren zijn veel korter dan die van sterren met een gemiddelde massa. Vanwege hun grote massa gaan deze sterren sneller door hun voorraad waterstof heen en evolueren ze binnen miljoenen jaren weg van de hoofdreeks. Ze evolueren tot superreuzen, sterren die groter en helderder zijn dan reuzen en hoofdreekssterren van hetzelfde spectraaltype.
De sterren die uitgroeien tot superreuzen zijn doorgaans de hete blauwe hoofdreekssterren van spectraaltype O en de zwaarste sterren van type B.
Deze sterren hebben een levensduur tussen een paar honderdduizend jaar en 30 miljoen jaar, afhankelijk van hun massa. Omdat ze niet zo lang leven, hebben ze niet veel tijd om hun geboorteplaats te verlaten. Ze worden meestal aangetroffen in open sterrenhopen en spiraalarmen van sterrenstelsels.
Superreuzen kunnen 1000 tot wel een miljoen keer helderder zijn dan de Zon. Hun stralen liggen meestal tussen de 30 en 500 keer die van de Zon, maar sommige sterren overschrijden 100 keer de straal van de Zon. De grootste superreuzen kunnen een afmeting hebben van ongeveer 1500 keer die van de Zon, maar de stralingsdruk zorgt ervoor dat ze niet veel verder kunnen uitdijen. Als ze deze limiet overschrijden worden de sterren instabiel, beginnen ze te pulseren en lijden ze in een exorbitant tempo aan massaverlies.
Sterren met een initiële massa van meer dan 8 – 10 zonsmassa ondergaan koolstoffusie en eindigen hun leven in supernova’s die instorten en zwarte gaten met een stellaire massa produceren.
Superreus stadium
Evolutionaire superreuzen beginnen helium in hun kernen te fuseren kort nadat de waterstofbrandstof opraakt. Als ze geen waterstof meer hebben, worden ze groter. In tegenstelling tot sterren met een gemiddelde massa bewegen deze sterren echter soepel weg van de hoofdreeks en blijven ze zwaardere elementen fuseren totdat ze ijzeren kernen ontwikkelen.
Zware sterren worden groter nadat ze de hoofdreeks hebben verlaten, maar ze worden niet zo dramatisch helderder als kleinere sterren. Wanneer ze beginnen met het verbranden van waterstofschillen, zijn hun kernen al groot genoeg om de heliumfusie te ontsteken. Ze beginnen helium te fuseren zonder heliumflits, voordat hun kernen degenereren. De fase waarin massieve sterren zowel waterstof- als helium-verbrandende schillen hebben , wordt de asymptotische reuzentak (ABG) genoemd, net als bij sterren met een gemiddelde massa.
Omdat deze sterren groot genoeg zijn om brandende elementen zwaarder dan helium te houden, stoten ze hun atmosfeer niet weg zoals sterren met een gemiddelde massa. De fusie stopt niet bij koolstof. De koolstof-zuurstofkernen van massieve sterren krimpen en hun temperatuur stijgt tot het punt waarop de koolstof kunnen gaan fuseren.
Tijdens deze fase worden koolstof en zuurstof omgezet in een complexe fusie die voornamelijk zuurstof, neon en magnesium bevat, terwijl helium in een schil rond de kern wordt gefuseerd. De heliumfusieschil is genest in een waterstof fuserende schil.
Wanneer koolstoffusie in de kern stopt, krimpt de kern en verplaatst de koolstoffusie zich naar de buitenste schil. De zuurstof-neon-magnesiumkern warmt op en blijft branden totdat deze wordt gedomineerd door silicium en zwavel. Vervolgens gaat dit proces door met het fuseren van zwaardere elementen tot aan ijzer.
iedere fusiefase duurt korter en levert minder energie op. Door de siliciumfusie ontstaat binnen enkel weken een ijzeren kern. De ijzeren kern kan geen energie creëren en stort plotseling in. De implosie blaast de buitenste lagen van de ster weg, wat resulteert in een supernova-explosie.
Het instorten van de kern vindt plaats omdat de kernen van massieve sterren uiteindelijk zo massief worden dat de druk van elektronendegeneratie niet kan voorkomen dat ze instorten. De druk van elektronen degeneratie verhindert de zwaartekrachtinstorting van witte dwergen en sterren met een massa van minder dan 1,44 zonsmassa (de Chandrasekhar-limiet). Sterren die deze limiet overschrijden zonder significante thermisch gegenereerde druk storten in en vormen een neutronenster of een zwart gat. Ze zijn te groot om te evolueren naar witte dwergen.
Supernova’s
Wanneer de kern van een rode superreus instort, ontstaat er een type II-supernova. Dit type supernova kan een absolute helderheid van magnitude -18 bereiken en hele sterrenstelsels overtreffen. De meeste Type II supernova’s worden veroorzaakt door rode superreuzen.
Superreuzen fuseren elementen met een steeds hogere atoommassa samen tot ze een kern van ijzer en nikkel hebben. De nikkel-ijzerkern is inert omdat de fusie van een van deze elementen geen netto energieopbrengst levert die een buitenwaartse thermische druk zou creëren. Met andere woorden: ijzer heeft meer energie nodig dan er door fusie wordt geproduceerd. Als gevolg hiervan trekt de kern samen onder invloed van de zwaartekracht.
Wanneer de massa van de kern de Chandrasekhar-limiet overschrijft, kan de zwaartekrachtdruk niet langer worden tegengegaan door elektronendegeneratie en implodeert de binnenkern. Door de implosie stort de buitenste kern naar binnen. De druk verhoogt de temperatuur van de binnenkern tot wel 10 miljard Kelvin, maar de implosie van de binnenkern wordt voorkomen door degeneratie van neutronen. In plaats daarvan barst de implosie naar buiten, wat een supernova-explosie veroorzaakt. De energie van de schokgolf versnelt het buitenste stellaire materiaal om de snelheid te ontsnappen.
Supernovaresten – de gloeiende wolken gevormd uit het materiaal van de ster – zijn zeer verrijkt met ijzer en andere zware elementen die worden geproduceerd door fusie in het binnenste van de sterren. De schokgolf van de supernova verwarmt en comprimeert het interstellaire medium en de zware elementen worden onderdeel van moleculaire wolken.
De resten van de kern van de oorspronkelijke ster vormen een neutronenster of een zwart gat, afhankelijk van de initiële massa van de ster.
Stellaire overblijfselen
Stellaire overblijfselen (ook wel compacte sterren genoemd) zijn de eindpunten van de levenscycli van steren. Witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten zijn objecten met een hoge dichtheid die een enorme hoeveelheid massa in relatief kleine objecten samenbrengen. Ze ontstaan wanneer de uitwendige druk van de kernfusies in de kern van de ster de zwaartekracht niet langer kan weerstaan en de ster instort.
Sterren met een lage en gemiddelde massa worden witte dwergen, terwijl massieve sterren neutronensterren of zwarte gaten vormen. Compacte sterren met een massa van minder dan 1,39 zonsmassa zijn over het algemeen witte dwergen, terwijl sterren met een massa tussen 1,4 en 2,16 zonsmassa neutronensterren zijn. Neutronensterren met en lage massa en massieve witte dwergen kunnen elkaar in massa overlappen. Er wordt aangenomen dat overblijfselen met een massa groter dan 2,16 zonsmassa zwarte gaten vormen.
In tegenstelling tot actieve sterren produceren compacte sterren – neutronensterren, witte dwergen en zwarte gaten – geen energie in hun binnenste en behouden ze hun structuur, ongeacht de temperatuur. Witte dwergen en neutronensterren kunnen miljoenen jaren lang de warmte uitstralen die overblijft na hun ineenstorting. Daarbij verliezen ze energie en worden ze koeler. Er wordt aangenomen dat zwarte gaten uiteindelijk verdampen door Hawking-straling, straling van zwarte objecten die vrijkomt buiten de waarneemhorizon en die de massa en rotatie-energie van zwarte gaten vermindert. Dit is een zeer langzaam en geleidelijk proces dat biljoenen jaren kan duren.
Witte dwergen
Een witte dwerg is de resterende kern van een rode reuzenster die niet massief genoeg was om de kerntemperaturen te bereiken die nodig zijn om koolstof te laten fuseren. Deze stellaire overblijfselen zijn erg compact. Ze verpakken een massa die vergelijkbaar is met die van de Zon in een volume dat vergelijkbaar is met dat van de Aarde. Meer dan 97% van de sterren in ons sterrenstelsel zullen witte dwergen worden als ze aan het einde van hun leven zijn gekomen.
De meeste witte dwergen bestaan uit koolstof en zuurstof. Dit zijn de overblijfselen van sterren die niet groot genoeg zijn om koolstof te fuseren. Grotere sterren met een massa tussen 8 en 10,5 zonsmassa kunnen een kerntemperatuur bereiken die hoog genoeg is om koolstof te verbranden, maar geen neon. Deze sterren vormen zuurstof-neon-magnesium witte dwergen. Sterren met een zeer lage massa die niet in staat zijn helium te fuseren worden witte heliumdwergen.
Koolstof-zuurstof witte dwergen die massa van een begeleidende ster verzamelen en een massa van ongeveer 1,44 zonsmassa bereiken kunnen een kerntemperatuur bereiken voor koolstoffusie, wat op een hol gelagen reactie teweegbrengt die leidt tot een supernova-explosie van het type Ia.
Witte dwergen bestaan voornamelijk uit elektron-gedegenereerde materie. Zodra een ster niet langer waterstof verbrandt, wordt zijn kern een opeenstapeling van positief geladen ionen – voornamelijk koolstof- en heliumkernen – omringd door elektronen die uit de kernen zijn gestript. De elektronendegeneratiedruk ondersteunt de ster tegen instorting door de zwaartekracht.
De oppervlaktetemperatuur van witte dwergen variëren van meer dan 150.000 Kelvin tot iets minder dan 4000 Kelvin, wat overeenkomt met een lichtsterkte van meer dan 100 keer die van de Zon tot minder dan 1/10.000 die van de Zon. Witte dwergen met effectieve temperaturen van meer dan 30.000 Kelvin zenden zachte röntgenstraling uit en kunnen worden bestudeerd met zachte röntgenstraling en extreem ultravioletlicht (EUV)-waarnemingen
Witte dwergen hebben veel tijd nodig om af te koelen. Astronomen schatten dat het een biljoen jaar (1015) zou duren om af te koelen tot 5000 Kelvin. Het bestaan van zwak op elkaar inwerkende massieve deeltjes (WIMP’s) kan ze echter ongeveer 1025 jaar warmer houden. WIMP’s zijn hypothetische elementaire deeltjes die een van de kandidaten zijn voor donkere materie. Witte dwergen kunnen ook warmer blijven als protonen instabiel zijn. De energie die vrijkomt bij protonverval (een theoretische vorm van deeltjesverval) kan de oppervlaktetemperatuur van een witte dwerg met één zonsmassa verhogen tot 0.06 Kelvin.
Wanneer ze hun energie uitstralen, stoppen witte dwergen met het uitzenden van licht en warmte en worden ze zwarte dwergen. Zwarte dwergen zijn hypothetische overblijfselen. Ze zijn nog niet waargenomen omdat de tijd die een witte dwerg nodig heeft om af te koelen langer is dan de leeftijd van het heelal. Zwarte dwergen zouden moeilijk waar te nemen zijn omdat ze niet veel straling uitzenden, maar hun zwaartekrachtsinvloed kan ze wel detecteerbaar maken.
Neutronensterren
Neutronensterren zijn stellaire overblijfselen gevormd door supernova-explosies van massieve sterren in combinatie met zwaartekrachtinstorting. Ze worden geproduceerd door superreuzen met een massa van 10 tot 25 zonsmassa. Afgezien van zwarte gaten zijn neutronensterren de kleinste en dichtste stellaire objecten die we kennen. Ze hebben doorgaans een massa van ongeveer 1,4 zonsmassa, verpakt binnen een straal van slechts 10 kilometer. Deze restanten bestaan vrijwel geheel uit neutronen, subatomaire deeltjes met een neutrale lading. Ze hebben oppervlaktetemperaturen van ongeveer 600.000 Kelvin en zwaartekrachtvelden die 200 miljard keer zo groot zijn als die van de Aarde.
Neutronensterren worden ook gevormd in binaire systemen met een witte dwerg. Als de witte dwerg massa van de metgezel opbouwt, zal deze uiteindelijk de Chandrasekhar-limiet overschrijden. Als de kern van de witte dwerg voornamelijk uit koolstof en zuurstof bestaat, zal de fusie van deze elementen een Type ia-supernova veroorzaken.
Als de kern echter grotendeels uit magnesium of zwaardere elementen bestaat. Gaat de ineenstorting door. Naarmate het overblijfsel dichter wordt, reageren elektronen met de protonen om meer neutronen te produceren. Naarmate de dichtheid toeneemt, degenereren de neutronen. Zodra het overblijfsel krimpt tot een straal van 10 tot 20 kilometer, bereikt het een nieuw evenwicht en wordt het een neutronenster. Het wordt gedeeltelijk tegen instorting ondersteund door de druk van neutronendegeneratie.
Zwaardere neutronensterren kunnen niet alleen worden ondersteund door de degeneratiedruk van neutronen. Gigantische kernkrachten helpen hen tegen ineenstorting.
Bij neutronensterren resulteert het instorten van de kern in een snellere rotatie vanwege het behoud van impulsmoment. Wanneer neutronensterren ontstaan, behouden ze het grootste deel van hun impulsmoment, maar omdat ze aanzienlijk kleiner zijn dan hun voorlopers, wordt hun traagheidsmoment aanzienlijk kleiner. Ze draaien honderden keren per seconde rond. Als ze elektromagnetische straling uitzenden zijn ze als een pulsar detecteerbaar.
Neutronensterren met een massa van meer dan 2,16 zonsmassa kunnen niet worden ondersteund door degeneratiedruk en nucleaire krachten. Ze blijven instorten en produceren zwarte gaten. De zwaarste neutronenster die sinds 2022 bekend is, is PSR J0952-0607, een millisecondenpulsar in een binair systeem. De pulsar heeft een massa van 2,35 ± 0,17 zonsmassa. Het is de snelst draaiende pulsar in ons sterrenstelsel en de op een na snelst draaiende pulsar die tot nu toe is gevonden.
Pulsars zijn snel draaiende neutronensterren die vanuit hun magnetische polen elektromagnetische straling uitzenden. Als de stralen naar de Aarde zijn gericht, kunnen ze worden gedetecteerd als pulsen van straling. De pulsen hebben korte en regelmatige periodes, variërend van milliseconden tot seconden.
Net als witte dwergen genereren neutronensterren geen warmte als ze eenmaal zijn gevormd. Ze nemen in de loop van de tijd in temperatuur af en hun rotatiesnelheid neemt over een zeer lange periode af.
Zwarte gaten
Zwarte gaten worden gedefinieerd als gebieden in de ruimtetijd waar de zwaartekracht zo sterk is dat niets de energie heeft die nodig is om te ontsnappen. Dit gebeurt omdat voldoende materie of energie wordt samengedrukt in een straal die zo klein is dat de ontsnappingssnelheid groter is dan de lichtsnelheid. De grens waarboven niets – inclusief licht en andere elektromagnetische golven – kan ontsnappen, wordt de gebeurtenishorizon genoemd.
Zwarte gaten ontstaan uit stellaire overblijfselen met een massa van ongeveer 2 – 3 zonsmassa, waarbij de degeneratiedruk van neutronen de ineenstorting niet kan voorkomen. Ze worden geproduceerd door supernova’s. het is momenteel onzeker of een ster direct in een zwart gat kan instorten zonder eerst een instabiele neutronenster te vormen of een supernova te produceren.
Zwarte gaten reflecteren geen licht en kunnen niet rechtstreeks worden waargenomen. Hun aanwezigheid kan worden afgeleid door hun interactie met de omringende materie en de banen van nabij gelegen sterren te observeren.
Er wordt aangenomen dat zwarte gaten Hawking-straling uitzenden, zwartte lichaamsstraling die hun massa en rotatie-energie vermindert, waardoor ze uiteindelijk verdampen. Men denkt dat zwarte gaten die geen massa krijgen door deze uit de omgeving te absorberen, over een zeer lange periode zullen krimpen en verdwijnen.
Zwarte gaten die ontstaan door de ineenstorting van massieve sterren worden vaak stellaire zwarte gaten genoemd, om ze te onderscheiden van zwarte gaten met gemiddelde massa en superzware zwarte gaten. Zwarte gaten met gemiddelde massa kunnen ontstaan door het fuseren van stellaire zwarte gaten, door middel van accretie, of door de botsing van massieve sterren in dicht opeengepakte sterrenhopen. Superzware zwarte gaten worden aangetroffen in de centra van sterrenstelsels. Hun vorming is nog steeds een onderwerp van lopend onderzoek.
Eerste publicatie: 17 februari 2024
