Sterevolutie van zware sterren vanaf 10-12 zonsmassa's

In dit artikel:

Zware sterren vanaf ongeveer 10 à 12 zonsmassa’s doorlopen een veel kortere en gewelddadigere evolutie dan lichtere sterren. Zodra brandstoffen in hun kern opraken, krimpt de kern en verschuift de fusie naar schillen eromheen. De buitenlagen zwellen daardoor op tot rode, gele of blauwe superreuzen. Bij sterren van circa 20 tot 30 zonsmassa’s blaast de toenemende stralingsdruk steeds meer van de buitenlagen weg. Boven ongeveer 30 zonsmassa’s kan de ster de reuzenfase zelfs grotendeels overslaan, omdat de mantel voortijdig verdwijnt en de hete, blauwe kern zichtbaar wordt.

Rode reuzen en rode superreuzen kunnen bovendien pulseren. Ionisatie en recombinatie van waterstof en helium maken de buitenlagen afwisselend opaak en doorzichtig. Daardoor houden ze stralingsenergie tijdelijk tegen en zetten ze uit, waarna de energie weer ontsnapt. De helderheid varieert zo over perioden van enkele maanden tot jaren.

Sterren vanaf ongeveer 10 à 12 zonsmassa’s kunnen doorgaans achtereenvolgens koolstof, neon, zuurstof en silicium fuseren. Uiteindelijk ontstaat een ijzerrijke kern. IJzer levert bij fusie geen energie meer op, waardoor de kern niet langer door fusiedruk kan worden ondersteund. De opeenvolgende fusiefasen verlopen steeds sneller: vanaf koolstoffusie gaat veel energie verloren via neutrino’s en neemt de gravitatiedruk toe. De laatste stappen tot ijzer duren daardoor hooguit enkele jaren, tegenover miljoenen jaren voor waterstof- en heliumfusie. Bij sterren boven ongeveer 40 zonsmassa’s speelt daarnaast de Eddington-limiet een grotere rol: de stralingsdruk begrenst de verdere ontwikkeling en het massaverlies.

De belangrijkste supernova’s worden in het artikel verdeeld in twee mechanismen. Bij een kernineenstorting implodeert een zuurstof-neon-magnesium- of ijzerkern wanneer de Chandrasekhar-limiet wordt overschreden. Elektroneninvangst en fotodesintegratie verzwakken de druk, waarna de kern instort tot een neutronenster of, bij voldoende massa, een zwart gat. De buitenlagen vallen met hoge snelheid naar binnen en worden vervolgens door een schokgolf naar buiten geslingerd. Daarbij ontstaat onder meer nikkel-56, dat via kobalt-56 vervalt tot ijzer-56 en een groot deel van het waarneembare licht van de supernova aandrijft. Deze supernova’s verschillen sterk in massa en samenstelling en zijn daarom geen betrouwbare ‘standaardkaarsen’.

De uitkomst hangt af van de oorspronkelijke massa, metalliciteit, sterrenwind en rotatie. Sterren van ongeveer 8 à 20 à 25 zonsmassa’s eindigen volgens de beschreven indeling meestal als neutronenster na een supernova. Bij circa 20 à 40 zonsmassa’s kan een deel van het uitgeworpen materiaal terugvallen, waarna een zwart gat ontstaat. Tussen 40 en 70 zonsmassa’s wordt de explosie vaak gedempt door de massieve buitenlagen en kan de ster rechtstreeks tot een zwart gat instorten. Sterren van 70 tot 140 zonsmassa’s kunnen na groot massaverlies juist een extra heldere supernova veroorzaken, gevolgd door de vorming van een zwart gat.

Ook andere kernineenstortingen komen aan bod. Sterren met een zuurstof-neon-magnesiumkern tussen ongeveer 8 en 10 zonsmassa’s kunnen door elektroneninvangst instorten voordat volledige fusie tot ijzer begint. Dat levert een relatief zwakke supernova en een neutronenster op. Hetzelfde proces kan optreden bij zuurstof-neon-magnesium-witte dwergen die in een dubbelstersysteem materiaal aangroeien; zonder omvangrijke buitenlagen is de explosie dan nog zwakker.

Bij zeer zware sterren veroorzaakt de vorming van elektron-positronparen uit energierijke gammastraling een plotseling verlies van stralingsdruk. Tussen ongeveer 70 en 140 zonsmassa’s leidt dit tot herhaalde pulsaties, waarbij explosieve neon- en zuurstoffusie grote hoeveelheden massa wegstoot. Dit heet pulsational pair-instability. Nadat de ster onder de kritische massa is gekomen, kan ze alsnog tot ijzer fuseren en uiteindelijk als een opvallend heldere supernova exploderen. Boven ongeveer 260 zonsmassa’s leidt de daaropvolgende fotodesintegratie juist tot zo’n groot energieverlies dat geen explosie meer kan ontstaan en de kern rechtstreeks tot een zwart gat instort. Sterren boven circa 300 à 350 zonsmassa’s zouden bovendien niet stabiel blijven en snel massa verliezen door stralingsdruk en sterrenwind.

Het tweede hoofdtype is de thermonucleaire supernova. Daarbij wordt de kern niet samengedrukt tot een compact overblijfsel, maar raakt de fusie volledig op hol en wordt de ster vernietigd. Het bekendste voorbeeld is de Type-Ia-supernova: een koolstof-zuurstof-witte dwerg in een dubbelstersysteem verzamelt materie en bereikt rond 1,44 zonsmassa’s een ongecontroleerde koolstoffusie. De witte dwerg wordt volledig uiteengereten. Door de voorspelbare lichtsterkte kunnen Type-Ia-supernova’s als standaardkaarsen worden gebruikt om kosmische afstanden te meten.

Tot deze thermonucleaire categorie rekent het artikel ook de vernietiging van heliumwitte dwergen door een explosieve heliumfusie, zeldzame koolstofflitsen in sterren van ongeveer 8,0 tot 8,2 zonsmassa’s en de pair-instability-supernova’s van sterren tussen 140 en 260 zonsmassa’s. In die laatste groep wordt de explosieve fusie niet meer door expansie gestopt: de hele ster wordt vernietigd, zodat noch een neutronenster, noch een zwart gat overblijft.