Rode reuzen en de toekomst van de Zon

Een rode reus is een stervende ster die aan de laatste stadia van de stellaire evolutie is begonnen. Binnen enkele miljarden jaren zal ook onze Zon veranderen in een rode reus. Ze zal opzwellen en de binnen-planeten Mercurius en Venus en zelfs mogelijk de Aarde verslinden. Wat heeft de toekomst in petto voor het zonnestelsel en zonnestelsels zoals het onze?

Betelgeuze is een rode reus

Betelgeuze is een rode reus in het sterrenbeeld Orion die “ieder moment” kan ontploffen. De ster is vele malen groter dan onze zon.

Ontstaan van een rode reus

De meeste sterren in het heelal zijn zogenaamde hoofdreekssterren – ze zetten waterstof om in helium door middel van kernfusie. Een hoofdreeks ster heeft een massa van 1/3 tot 8 zonsmassa en zet waterstof om in zijn kern. Er is een balans tussen de uitwaartse druk die door de kernfusie wordt veroorzaakt en de inwaartse druk die door de zwaartekracht wordt veroorzaakt. Als de kernfusie stopt dan krijgt de zwaartekracht de overhand en zal de ster kleiner en compacter worden.

Bij dit samentrekken zal de temperatuur toenemen tot die hoog genoeg is om helium (waterstof is op) om te zetten in koolstof. Afhankelijk van de massa van de ster zal de heliumfusie geleidelijk verlopen of met een explosieve knal. De energie die vrijkomt bij de heliumfusie zorgt er voor dat de ster zal expanderen en vele malen groter zal worden dan zijn originele grootte.

Rode reuzen kunnen diameters van 100 miljoen tot 1 miljard kilometer bereiken. Dat is 100 tot 1000 maal zo groot als onze Zon nu is. Omdat de energie verdeeld is over een veel groter gebied is de oppervlakte temperatuur lager. Die zal een temperatuur kunnen bereiken van 2200 tot 3200° Celsius en dat is ongeveer de helft van de oppervlakte temperatuur van onze Zon. De lagere temperatuur aan de oppervlakte is ook de reden dat de sterren roodachtig van kleur zijn. Hier komt ook de naam vandaan.

Een ster blijft ongeveer een paar duizend jaar tot 1 miljard jaar in het stadium van een rode reus. Op een gegeven moment is ook de helium in de kern op en dan stopt de fusie. De ster krimpt opnieuw totdat een nieuwe helium schil van buitenaf in de kern komt. Er wordt opnieuw helium omgezet in koolstof en bij deze reactie worden de buitenste lagen van de ster weggeblazen. Dit stof en gas is als een planetaire nevel zichtbaar.

De kern blijft door de zwaartekracht steeds verder instorten. Kleinere sterren zoals onze Zon eindigen hun leven als een witte dwerg. Het materiaal van veel grotere, zwaardere sterren kan terugvallen op de ster waardoor er na verloop van tijd een supernova ontstaat.

De toekomst van onze Zon

Over ongeveer 5 miljard jaar zal onze Zon beginnen met het omzetten van helium naar koolstof. Ze wordt dan een rode reus die zo groot wordt dat Mercurius en Venus in de buitenste lagen zullen verdwijnen. Wetenschappers zijn het er nog niet over eens wat er met de Aarde zal gebeuren. Men weet niet of ook de Aarde door de uitdijende Zon zal worden verzwolgen of dat onze planeet in een nauwe baan om de opgezwollen Zon zal draaien. Veel maakt het niet uit want als het zo ver is dan is er op Aarde toch geen leven meer mogelijk zoals we dat nu kennen.

De Zon als rode reus

Artist impression van onze Zon als rode reus.

Echter, de veranderende Zon biedt wel hoop voor andere planeten. Door het opzwellen van de Zon zullen andere planeten en manen in de bewoonbare zone om de Zon terechtkomen. De bewoonbare zone om een ster is de zone waar vloeibaar water kan voorkomen en dit wordt als essentieel gezien voor het ontstaan en ontwikkelen van leven.

Omdat een ster ongeveer 1 miljard jaar als rode reus redelijk stabiel zal zijn kan het zijn dat er leven ontstaat op andere delen in het zonnestelsel. Echter, het moment dat er leven kan ontstaan zal erg kort zijn. Als de rode reus begint te krimpen tot een witte dwerg dan is het al weer gedaan met de kansen op leven. Mocht de rode reus tot een supernova evolueren dan heeft dit ook gigantische consequenties voor eventueel leven in het betreffende zonnestelsel.

 

Eerste publicatie: 25 augustus 2013
Laatste keer bijgewerkt op: 16 oktober 2016