Wat is een rode reus?

Artist impression van de Zon als rode reus
Artist impression van de Zon als rode reus

Een rode reus is een ster die aan de laatste fase van zijn bestaan is begonnen. De ster is opgezwollen tot verschillende keren zijn oorspronkelijke grootte. Eenmaal in het rode reuzenstadium aangekomen verblijft de ster daar tot ongeveer 1 miljard jaar. Daarna begint de ster langzaam samen te trekken en af te koelen tot een witte dwerg. Dit is een ster met de grootte van de Aarde en een enorme dichtheid die slechts een klein gedeelte van zijn oorspronkelijke energie uitstraalt. Uiteindelijk, na vele miljarden jaren, koelen ook deze sterren verder af tot koude objecten die geen energie meer uitstralen. Ze eindigen hun leven als een zogenoemde zwarte dwerg; een klein, uitgebrande, nagenoeg onzichtbaar kooltje.

Om een rode reus te kunnen worden met de bepaalde ster een massa hebben tussen 0,5 en 8 zonsmassa. Dit zijn dus sterren met een lage tot gemiddelde massa. Ook onze Zon behoort tot deze groep sterren en zal dus uiteindelijk ook ooit een rode reus worden.

Het is dus ook het lot van onze Zon, een rode reus worden (en daarna een witte dwerg en uiteindelijk ook een zwarte dwerg). Maar welk proces zorgt ervoor dat de Zon tot een rode reus evolueert? En wat zal er precies gebeuren in de ster als die verandert? Laten we eens kijken naar het lot van sterren met een lage en gemiddelde massa zoals onze Zon als ze evolueren naar het rode reuzenstadium.

De Zon als rode reus
Artist impression van onze Zon als rode reus.

Waterstof – de eerste brandstof van een ster

Sterren stralen energie uit door met behulp van kernfusie waterstof om te zetten in helium. Dit proces zorgt ervoor dat onze Zon als bijproduct licht, hitte en andere vormen van energie uitstraalt. Maar sterren hebben waterstof nodig om aan kernfusie te kunnen doen en sterren hebben geen oneindige voorraad waterstof. Onze Zon zet iedere seconde ongeveer 600 miljoen ton waterstof om in helium. Met dergelijk grote getallen denk je dat de Zon zelf ook wel snel door zijn brandstof heen zal zijn maar dat is niet zo. Onze ster heeft een doorsnede van ongeveer 1,5 miljoen kilometer. Ook dat is een groot getal dat je je beter kan voorstellen door aan boord te gaan van een straalvliegtuig dat gedurende 226 dagen non-stop op reis gaat. Dat is namelijk de tijd die je nodig hebt om met een gemiddeld vliegtuig om de Zon heen te vliegen.

Onze Zon, die maar een modale ster is, werd geboren met genoeg brandstof voor een leven van ongeveer 10 miljard jaar. Astronomen schatten dat onze ster nu ongeveer 4,5 miljard jaar oud is. De Zon is dus net zijn jeugd voorbij en is op middelbare leeftijd. Het duurt nu dus nog even voordat de Zon begint te veranderen en verouderen.

Waterstof verbranden en de hoofdreeks

We noemen de huidige fase in het leven van onze ster de waterstofverbrandingsfase want zijn energiebron is de fusie van waterstofatomen. Maar branden is wel een verkeerde benaming. Het is kernfusie en geen chemische verbranding. Sterren branden niet in de conventionele zin van het woord. Toch gebruiken de astronomen de term ‘branden’ om het type fusie in een ster te beschrijven. Daarom hoor je bijvoorbeeld over koolstofverbranding of heliumverbranding. Beide zijn stadia van kernfusie waarbij verschillende elementen worden verbruikt als de ster het einde van zijn leven begint te naderen.

Sterren die voornamelijk waterstof verbranden bevinden zich op de zogenoemde hoofdreeks. Onze Zon is, als hoofdreeksster zijnde, in een zogenaamd stellair evenwicht. Dit betekent dat de naar buiten gerichte druk van de straling afkomstig van de interne fusiereacties precies in evenwicht is met de naar binnen toe gerichte druk van de zwaartekracht van de Zon.

Het is belangrijk te weten dat, als de Zon op de hoofdreeks is, zelfs het verbruik van honderden miljoenen tonnen waterstof per seconde niet onmiddellijk de waterstofvoorraad van de Zon uitput. Slechts 0,7% van de waterstof van de Zon die tijdens fusieprocessen wordt verbruikt wordt als energie uitgezonden. De rest wordt gebruikt om atoomkernen van waterstof om te zetten in heliumatomen. Dat kleine percentage energie heeft ons de afgelopen 4,5 miljard jaar voorzien van al het licht en warmte dat we van de Zon hebben gekregen.

De ster begint te sterven

Uiteindelijk, als het nucleaire vuur begint te haperen, begint een ster onder zijn eigen zwaartekracht samen te trekken. Op hetzelfde moment dat de ster krimpt neemt de temperatuur toe. De ster wordt dus helderder.

In een ouder wordende ster kan deze fase van krimpen en helderder worden enkele miljoenen jaren duren. De krimpende kern, die opwarmt terwijl hij onder de zwaartekracht krimpt, brengt meer waterstof naar het centrum van de ster naar de plaats die voorheen werd ingenomen door de nu gekrompen ster. Uiteindelijk zijn temperaturen en drukken voldoende om deze schil van waterstof rond de kern te ontsteken: straling van deze nieuwe waterstofschilverbranding duwt naar buiten door de ster waardoor de buitenste lagen uitzetten. Er zijn hier complexe fysieke processen aan het werk maar de wetten van het behoud van energie in combinatie met de manier waarop de zwaartekracht zich gedraagt, betekenen dat als de kern van de ster krimpt de rest van de ster moet uitzetten. De ster is begonnen te evolueren naar wat bekend staat als een subreus. Dit is een fase tussen de hoofdreeks en het stadium van de rode reus.

De ster wordt een rode reus

De verbranding van de waterstofschil vindt plaats door fusieprocessen die veel intenser zij dan toen de ster op de hoofdreeks stond. Het resultaat is dat de ster een bescheiden hoeveelheid helderder wordt. Maar de buitenste lagen van de uitgedijde ster, die nu verder verwijderd zijn van de waterstofschil rond de kern, koelen tegelijkertijd af en dalen van maximaal tussen 6000 en 30.000 graden tot ongeveer 5000 graden. Dit betekent ook dat het licht van de ster rood wordt, op dezelfde manier als een afkoelende ijzeren pook die van een vuur wordt verwijderd na verloop van tijd van wit via geel naar rood zal afkoelen.

De waterstofverbrandingsfase kan een paar honderd miljoen tot een miljard jaar duren. Dit is afhankelijk van de oorspronkelijke massa van de ster. Voor sterren tussen 0,8 en 2 keer de massa van de Zon resulteert dit in een subreus die 10 keer de diameter van de Zon krijgt. Sterren met een massa buiten dit bereik kunnen dan verschillende evolutionaire paden volgen maar voor een ster als de Zon zal de volgende fase een enorme toename in grootte zijn. Ook zal de helderheid enorm toenemen en zal de ster sterk afkoelen. De energie die nodig is om dit aan te drijven zal uit de heliumkern afkomstig zijn. Die stort ineen en wordt dichter totdat deze, aan het einde van de subreuzenfase, heet genoeg is om helium te verbranden. Dit veroorzaakt een grote toename van de energie-output die de uitdijing van de ster afdwingt. Uiteindelijk, na misschien wel honderden miljoenen jaren, zal de ster honderd keer de diameter van de Zon hebben n duidelijk rood van kleur zijn.

En zo is er een rode reus geboren

De rode reuzenfase van een ster duurt gemiddeld ongeveer 1 miljard jaar. Wat er daarna gebeurt hangt af van de massa van de ster. Sterren met een grote massa exploderen als een supernova. Sterren met ene lage tot gemiddelde massa zoals onze Zon krimpen langzaam en koelen af tot een witte dwerg.

Aan de sterrenhemel

Als we omhoog naar de sterrenhemel kijken dan kunnen we met het blote oog verschillende rode reuzen zijn. De sterren Aldebaran en het sterrenbeeld Stier en Antares in het sterrenbeeld Schorpioen zijn slechts twee bekende voorbeelden. Misschien wel de meest bekende is Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion. De ster is bekend geworden omdat een tijdje geleden zelfs de schrijvende pers veel aandacht schonk aan de ster. Betelgeuze werd in 2019 gedurende een periode van enkele maanden plotseling voor zwakker. De helderheid daalde plotseling met meer dan 60% en dat betekende dat de ster merkbaar zwakker was aan de nachtelijke hemel.

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.

Dus hoe zit het met de Zon? In de komende paar honderd miljoen jaar zal de helderheid langzaam toenemen en zal de Zon, op weg naar zijn subreuzenfase, meer energie gaan uitstralen in het elektromagnetische spectrum. Dat is slecht nieuws voor de Aarde. Over ongeveer een miljard jaar zal de toegenomen straling van onze ster onze planeet hebben gesteriliseerd en al het leven hebben uitgeroeid.

Als onze Zon uiteindelijk al zijn veranderingen van een bescheiden ster van het G-type heeft voltooid naar een rode reus dan zal hij uitdijen om Mercurius, Venus en misschien ook wel de Aarde op te slokken. En dat is dan het einde van onze wereld.

De studie van rode reuzen is complex want er zijn veel variabelen en uitzonderingen. Het kan leiden tot onverwachte gebeurtenissen zoals het zwakker worden van Betelgeuze. Maar deze reuzensterren ondergaan een natuurlijke fase in hun leven; ze worden oud en sterven. Tegen de tijd dat onze Zon zijn leven als een witte dwerg eindigt heeft hij ongeveer 10 miljard jaar geleefd. Misschien kan de Zon, als hij enorm is opgezwollen, door buitenaardse beschavingen van ver weg worden bestudeerd op de manier waarop wij Betelgeuze en andere reuzen aan de sterrenhemel bestuderen. Ze zullen er geen idee van hebben dat er ooit een klein blauw stipje om die ster cirkelde waarvan de bewoners naar de sterren keken en zich ook verwonderden.

Eerste publicatie: 25 september 2021
Bron: Earthsky