Sterevolutie van lichte en middelzware sterren tot 8-10 zonsmassa's

In dit artikel:

Het artikel geeft een overzicht van de evolutie van sterren, van hun geboorte uit instortende gaswolken tot hun uiteindelijke eindstadium. De ontwikkeling wordt vooral bepaald door de oorspronkelijke massa en de metalliciteit, oftewel de hoeveelheid elementen zwaarder dan helium. Die factoren bepalen welke kernfusieprocessen een ster kan doorlopen, hoeveel massa hij verliest en of hij eindigt als witte dwerg, neutronenster of zwart gat.

Sterren blijven tijdens hun leven in hydrostatisch evenwicht: de naar binnen gerichte zwaartekracht wordt gecompenseerd door gas- en stralingsdruk. Wanneer brandstof in de kern opraakt, neemt de kern samen. De vrijkomende gravitatie-energie verhoogt de temperatuur, waardoor nieuwe fusieprocessen of fusie in omliggende schillen kunnen beginnen. Die processen leveren opnieuw uitwaartse druk, maar verlopen bij steeds zwaardere elementen sneller en minder efficiënt. Ook warmteverlies en het ontsnappen van neutrino’s versnellen de latere evolutie.

Een ster ontstaat wanneer een gaswolk, onder invloed van zwaartekrachtverstoringen of schokgolven, plaatselijk instort. Door het verlies van warmte en bewegingsenergie kan de materie verder verdichten tot een protoster. Tijdens de contractie stijgt de temperatuur in het centrum totdat waterstoffusie begint via de proton-protoncyclus of de CNO-cyclus. Vanaf dat moment bevindt de ster zich op de hoofdreeks. Waterstoffusie is de langstdurende en belangrijkste fase; heliumfusie duurt hooguit ongeveer een tiende zo lang. De fusieprocessen vanaf koolstof nemen volgens het artikel nog geen honderdste procent van de waterstoffase in beslag, doordat de dichtheid, de elektrische afstoting tussen kernen en het neutrinolek sterk toenemen.

Gasdruk is aanvankelijk de belangrijkste tegenkracht. Bij lagere massa’s kan die later worden vervangen door temperatuursonafhankelijke elektronendegeneratiedruk, die voortvloeit uit het uitsluitingsprincipe van Pauli. Bij hete, zware sterren neemt daarnaast stralingsdruk een steeds grotere rol in. Vanaf heliumfusie overheerst die druk volgens het artikel in belangrijke mate, terwijl gasdruk in de kern relevant blijft. Stralingsdruk en sterrenwind veroorzaken bovendien massaverlies, vooral bij sterren met een hoge metalliciteit. Daardoor kan de actuele massa aanzienlijk lager zijn dan de massa waarmee een ster werd geboren.

Bij lichte en middelzware sterren tot ongeveer 8 à 10 zonsmassa’s leidt het opraken van waterstof tot kerncontractie en waterstoffusie in een schil. De buitenlagen zetten sterk uit en koelen af, waardoor een rode reus ontstaat. Wanneer helium in de kern schaars wordt, volgen nieuwe contractie- en opwarmingsfasen. Heliumfusie verloopt via het triple-alfaproces; daarna kan helium in een schil blijven fuseren en zwelt de ster verder op tot een asymptotische of super-asymptotische reus. Periodieke pulsaties, schokgolven, stralingsdruk en sterrenwind stoten uiteindelijk de buitenlagen af.

Sterren onder ongeveer 0,5 zonsmassa kunnen volgens het artikel geen heliumfusie starten en eindigen als heliumwitte dwergen. Zulke objecten zouden in het huidige heelal zeldzaam zijn, omdat deze kleine sterren langer waterstof blijven verbranden dan de huidige leeftijd van het universum. Sterren met ongeveer 0,5 tot 8 zonsmassa’s eindigen doorgaans als koolstof-zuurstofwitte dwergen. In een overgangsgebied rond 8 tot 10 zonsmassa’s kan koolstoffusie plaatsvinden en ontstaat mogelijk een zuurstof-neon-magnesiumkern. Afhankelijk van de omstandigheden eindigt die als een witte dwerg of als een electron-capture-supernova met een neutronenster.

In tijdelijk gedegenereerde kernen kan de ontsteking van helium of koolstof explosief verlopen, omdat de druk aanvankelijk nauwelijks op temperatuur reageert. Een heliumflits vernietigt een lichte ster doorgaans niet; een zeldzame centrale koolstofflits kan onder specifieke omstandigheden wel tot een supernova leiden. Wanneer een gedegenereerde kern de Chandrasekhar-limiet bereikt, kunnen elektronen worden ingevangen. Daardoor verdwijnt de elektronendegeneratiedruk, stort de kern in en kan een explosie met vorming van een neutronenster volgen.

Het aangekondigde tweede deel behandelt de verdere fusie vanaf neon en zuurstof. Volgens het artikel kunnen sterren vanaf ongeveer 10 à 12 zonsmassa’s de volledige reeks tot ijzer doorlopen en eindigen als kernineenstortingssupernova met een neutronenster of zwart gat. Zwaardere sterren kunnen hun leven beëindigen als ‘mislukte’ supernova, als extra heldere supernova of door directe instorting tot een zwart gat. Boven ongeveer 140 zonsmassa’s kan de ster al vóór de vorming van een ijzerkern exploderen; boven circa 260 zonsmassa’s zou directe vorming van een zwart gat zonder supernova mogelijk zijn.