Sterevolutie van zware sterren vanaf 10-12 zonsmassa's

Binnen deel 1 heb ik de evolutie van lichte en middelzware sterren tot 8-10 zonsmassa's behandeld. Ze zwellen hoofdzakelijk op tot rode reuzen of (super)-asymptotische reuzen. De allerzwaarste blijven achter als zuurstof/neon/magnesium witte dwergen of storten ineen met een supernova-explosie en neutronenster tot gevolg.

Binnen dit deel behandel ik de evolutie van zware sterren vanaf 10-12 zonsmassa's tot boven 260 zonsmassa's. Deze processen schetsen een doorsnee sterevolutie. Uitzonderingen op grond van specifieke samenstellingen blijven immers mogelijk. Tenslotte licht ik de twee belangrijkste typen supernova-explosie toe.

Sterren zwellen op tot rode reuzen, (super)-asymptotische reuzen (tot 8-10 zonsmassa's) of rode, gele of blauwe superreuzen (tussen 10/12-30 zonsmassa's) vanaf het moment dat hun opeenvolgende nucleaire brandstoffen in de sterkern schaars worden en ze als gevolg van verdergaande contractie van de sterkern steeds hetere en snellere fusie in schillen rondom de kern propageren. Hierdoor en als gevolg van de lagere gravitationele druk zwellen de schillen op als een enorme rode ballon. De rode kleur is hierbij het direkte gevolg van de expansie en afkoeling van de buitenste sterlagen. De vroegste sterevolutie van de superreuzenfase, behoudens eindstadia en tussentijdse ontaarding, komt grotendeels overeen met die zoals beschreven binnen Deel 1. Bij aanvang heliumfusie krimpen superreuzen echter éénmalig van 'rode superreus' tot 'gele of blauwe superreus', omdat de sterkern iets uitzet/afkoelt en de schillen hiermee krimpen (zgn. blauwe lus).

Verhoudingsgewijs zwellen lichtere sterren sterker op dan zwaardere sterren als gevolg van de veel geringere gravitationele 'pull' op hun buitenste sterlagen. Rode of (super)-asymptotische reuzen groeien in absolute zin daarentegen groter naarmate hun kernen zwaarder en massiever worden. Rode superreuzen veranderen richting 20-30 zonsmassa's gedurende hun leven allengs meer in gele of blauwe superreuzen. Dit komt omdat de inmiddels sterk toegenomen stralingsdruk de buitenste koelere rode of gele sterlagen wegblaast. Boven de 30 zonsmassa's slaan ze de reuzenfase in zijn geheel over, doordat ze hun mantel voortijdig wegblazen. Hierdoor kijken we rechtstreeks op hun blauwe fuserende sterkernen.

Hieronder een visualisatie van de maximale opzwelling in zonsstralen, welke abrupt afneemt wanneer sterren hun mantel als gevolg van stralingsdruk vanaf 30 zonsmassa's volledig wegblazen.

Als de respectievelijke ionisatiezones van waterstof en helium als gevolg van de opzwelling voldoende ondiep komen te liggen, kunnen rode reuzen, (super)-asymptotische reuzen of rode superreuzen gaan pulseren met periodes van enkele maanden tot jaren. De helderheid wordt over de duur van zo'n cyclus afwisselend helderder en dan weer zwakker. Dit gaat gepaard met het tegelijkertijd krimpen en vervolgens weer uitzetten ('zweten') van de buitenste sterlagen.

Door contractie van de buitenste sterlagen onder invloed van de zwaartekracht warmen deze op en ioniseert het aanwezige gas. De vrije elektronen die hierbij ontstaan, verstrooien het licht en maken deze sterlagen ondoorzichtig (opaak). Hierdoor kan de stralingsenergie uit de sterkern niet goed meer weg. De ster daarentegen wordt helderder door de sterk oplopende temperatuur van deze buitenste sterlagen. Tegelijkertijd stijgt de stralingsdruk onder deze lagen enorm. Door de oplopende stralingsdruk zetten de buitenste sterlagen na verloop van tijd weer uit, koelen af en recombineren de elektronen weer. Hierdoor worden de buitenste sterlagen weer doorzichtig en kan de opgehoopte stralingsenergie de ster alsnog verlaten. De helderheid van de ster daarentegen wordt zwakker door de sterk afnemende temperatuur van deze buitenlagen.

Vanaf 10-12 zonsmassa's kan een ster de volledige fusiereeks naar ijzer doorgaans voltooien. Ze kunnen onder invloed van verdere contractie een voldoende hoge temperatuur bereiken voor de fusie van neon/zuurstof naar zwaardere elementen volgens het alfa-proces. De alfaladder bestaat uit fusieproducten van voorgaande fusiereakties die verder fuseren met helium.

IJzer vormt effectief gezien het eindstadium van sterevolutie, omdat het binnen sterkernen het meest stabiele element is in relatie tot (exotherme) bindingsenergie en (endotherme) fotodesintegratie. Een volledig ijzeren sterkern is dus niet langer in staat tot effectieve fusiereakties hetgeen inzichtelijk wordt gemaakt met onderstaande grafiek van de bindingsenergie per kerndeeltje versus het aantal kerndeeltjes.

De vrije helium in de kern is echter natuurlijk al lang opgebruikt. De stappen omhoog volgens het alfaproces worden daarom gefaciliteerd door fotodesintegratie van lagere fusieproducten waarbij alfadeeltjes (helium) vrijkomen. Helium dat vervolgens weer met hogere fusieproducten fuseert. Per saldo levert dit evenwichtsproces volgens bovenstaande grafiek uiteindelijk fusie op tot Ni-56 dat vervalt naar Co-56 dat vervalt naar Fe-56.

Het neutrinolek dat een rol begint te spelen vanaf de fusie van koolstof staat voor het spontane ontstaan van neutrino's en anti-neutrino's via gammastraling bij hogere temperaturen. Het leidt tot een substantieel verlies van warmte-energie en stralingsdruk, omdat neutrino's nauwelijks interactie met materie aangaan. In de laatste fusiestappen naar ijzer verliest de sterkern tot wel 99,999% van zijn energie door deze neutrinokoeling. Hierdoor alleen moet de fusiesnelheid al met het honderdduizendvoudige toenemen om de kern stabiel te houden.

Fusieprocessen naar complexere atoomkernen resulteren bovendien in alsmaar verdere stapsgewijze contractie en navenante temperatuursverhogingen als gevolg van zowel de hogere dichtheid van de sterkern als de verminderde energie-efficiëntie van hogere fusiereakties, zoals de verminderde energieopbrengst per gram hogere fusiebrandstof, de toegenomen Coulombbarrière, warmteverliezen en het neutrinolek. De oplopende gravitationele druk en de verminderde energie-efficiëntie van hogere fusieprocessen moeten, om ineenstorting van de sterkern voor te blijven, worden gecompenseerd. Opeenvolgende fusiereakties moeten daarom in verhouding in een alsmaar korter tijdsbestek worden afgewerkt. De tijd van opeenvolgende fusiestappen vanaf koolstoffusie neemt hierdoor enorm sterk af.

Dominante processen op de alfaladder voorbij koolstoffusie luiden daarom effectief gezien reeds de 'zwanendans' van zware sterren in. Vanaf koolstoffusie leeft de ster minder dan 0,01 procent van de tijdsduur van waterstoffusie voort. Na voltooiing van koolstoffusie spreken we over minder dan 2 jaar. In vergelijking met de tijdsduur waarover waterstof- en heliumfusie plaatsvinden, vindt de fusie naar zwaardere elementen in een relatieve oogwenk plaats. Hieronder een visualisatie van bovenstaande beschrijvingen. De alfaladder-processen vanaf zuurstof zijn binnen deze logaritmische schaal niet weer te geven en liggen vrijwel op de (niet-zichtbare) nullijn van de verticale as.

De reden dat de totale levensduur van sterren vanaf 40 zonsmassa's niet meer enorm sterk afneemt en enigszins stabiliseert is de zgn. Eddington-limiet. De enorme stralingsdruk benadert vanaf 40 zonsmassa's inmiddels de gravitationele druk in de buitenste sterlagen. De Eddington-limiet fungeert hierdoor als een lineaire sterthermostaat, die bij lichtere sterren echter nog grotendeels op grond van temperatuur/gasdruk (en hiermee enorm sterk oplopende fusiesnelheid) fungeert. Hetgeen inhoudt dat als de fusiesnelheid te ver af- of toeneemt, de sterkern krimpt/uitzet en opwarmt/afkoelt, waardoor de fusiesnelheid enorm sterk verandert. De Eddington-limiet daarentegen fungeert doordat afnemende druk van de buitenste sterlagen uiteindelijk lineaire expansie en afkoeling van de sterkern toelaat. Hierdoor neemt de fusiesnelheid vanaf 40 zonsmassa's vrijwel lineair toe met de zonsmassa. De levensduur van sterren boven deze limiet stabiliseert daarom enigszins.

Hoewel supernova-explosies van oudsher door de sterrenkunde worden gerangschikt naar lichtspectrum, bestaan er feitelijk slechts twee onderscheidende mechanismen achter supernova-explosies. Enerzijds de kernineenstorting of 'core collapse' supernova-explosie en anderzijds de thermonucleaire 'ongecontroleerde fusie' supernova-explosie.

Met betrekking tot het eerste mechanisme, de ineenstorting van een zuurstof/neon/magnesium kern (zie paragraaf II) of de ineenstorting van een ijzerkern (zie volgende kopje), imploderen de buitenste sterlagen vervolgens met tot wel 25 procent van de lichtsnelheid op een al dan niet tijdelijke neutronenster. De buitenste sterlagen worden vervolgens krachtig naar buiten geworpen in een supernova-explosie. Direkte aanleiding voor de ineenstorting vormt de overschrijding van de al dan niet verlaagde Chandrasekhar-limiet (zie volgende kopje).

Het belangrijkste fusieproduct Ni-56 dat vervalt naar Co-56 dat vervalt naar Fe-56, ontstaat door de explosieve fusie en plasmaschokgolf van de imploderende buitenste sterlagen. De plasmaschokgolf veroorzaakt in de ruimte rondom de voormalige ster aanvankelijk bovendien fel opgloeiende gassen. Zowel het massale verval naar Fe-56 als de fel opgloeiende gassen zijn datgene wat wij van afstand waarnemen als het elektromagnetische spectrum van een 'core collapse' supernova-explosie. Het uitgestraalde licht hiervan blijft doorgaans goed zichtbaar over een periode van enkele weken, maanden tot wel een jaar.

Kernineenstorting of 'core collapse' supernova-explosies genereren vanwege hun volstrekt variabele samenstelling en het massaspectrum van de imploderende buitenste sterlagen uitdrukkelijk geen zgn. standaardkaarsen, zoals Type Ia supernova-explosies (zie paragraaf III) dat in principe wel doen.

Alleen zware sterren tussen 10-12 en 140 zonsmassa's zijn feitelijk in staat om de gehele fusiereeks naar een ijzerkern te realiseren. Nadat de kern is uitgefuseerd, zet de fusie tot ijzer zich schilsgewijs voort. Hierdoor zal de ijzerkern gestaag in massa blijven groeien. Kernineenstorting of 'core collapse' is altijd het gevolg van het bereiken van de Chandrasekhar-limiet. Elektroneninvangst bij extreme dichtheden en onder specifieke samenstellingen vanaf 8-10 zonsmassa's kan de daadwerkelijke limiet echter substantieel verlagen. Dit speelt met name binnen ontaarde of elektronengedegenereerde kernen (minder dan 20-25 zonsmassa's).

Boven 20-25 zonsmassa's ontaardt de kern vanwege de hogere temperaturen niet meer. Ze biedt echter niet langer voldoende weerstand met het bereiken van de Chandrasekhar-limiet. De sterkern zal als gevolg van contractie en de vervolgens zeer sterk endotherme fotodesintegratie ineenstorten tot een al dan niet tijdelijke neutronenster. Als de ontstane neutronenster zwaarder wordt dan omstreeks 2,2 zonsmassa's en derhalve de neutronendegeneratiedruk volgens het uitsluitingsprincipe van Pauli weet te overwinnen, dan stort de neutronenster uiteindelijk in tot een zwart gat. De normalerwijs snel spinnende neutronenster kan eerder genoemde massalimiet overigens met tot wel 20 procent verhogen.

Een en ander mondt al naar gelang de geboortemassa en metalliciteit uit in een supernova-explosie en neutronenster (8-20/25 zonsmassa's), een supernova-explosie, 'fall back' van de buitenste sterlagen en een zwart gat (20/25-40 zonsmassa's), een 'failed supernova' door direkte ineenstorting tot een zwart gat (40-70 zonsmassa's) of een extra heldere supernova-explosie en een zwart gat (70-140 zonsmassa's).

Vanaf 40 zonsmassa's is de uitgefuseerde sterkern zodanig massief geworden dat de supernova-explosie volledig wordt gedempt door zijn buitenste lagen en een zwart gat de stervende ster voortijdig opslokt. Tussen 70-140 zonsmassa's heeft de ster door heftige pulsaties zijn buitenste lagen volledig weggeblazen, waardoor de supernova-explosie enerzijds niet langer wordt gedempt en anderzijds juist visueel wordt versterkt voor ineenstorting tot een zwart gat. De plasmaschokgolf veroorzaakt namelijk de extra fel opgloeiende eerder weggeblazen gassen.

Binnen de overgangszone van 20/25 zonsmassa's wordt de uitkomst neutronenster óf zwart gat sterk beïnvloed door zowel de metalliciteit en de mate van stralingsdruk/sterrenwind als door de draaisnelheid van de spinnende neutronenster. Een hogere metalliciteit/stralingsdruk/sterrenwind/draaisnelheid kan een ster met eendere geboortemassa langer in het ineenstortingsbereik van een neutronenster behouden. Andersom kan een lagere metalliciteit/stralingsdruk/sterrenwind/draaisnelheid een ster eerder in het ineenstortingsbereik van een zwart gat duwen.

Hierboven gaat een visualisatie van bovenstaande mogelijke uitkomsten. Voor sterren onder 8-10 zonsmassa's spreken we overigens niet over neutronensterren, maar over witte dwergen als compact eindstadium.

Sterren tussen 8-10 zonsmassa's met een zuurstof/neon/magnesium sterkern, die koolstoffusie in hun schil maar lang genoeg weten voort te zetten, storten onder electron-capture ineen. Ze storten onder electron-capture ineen tot een neutronenster, voordat er een voldoende hoge temperatuur voor de fusie van zuurstof/neon/magnesium bereikt kan worden. Er ontstaat een relatief zwakke supernova-explosie in vergelijking met een veel massievere (niet-dempende) ineenstortende ijzerkern. Ze bevinden zich precies aan de zwaardere kant van het scheidsvlak met zuurstof/neon/magnesium witte dwergen hieronder.

Zuurstof/neon/magnesium witte dwergen die voldoende accretie van materiaal in dubbelsterconstellaties ondergaan, storten onder electron-capture eveneens ineen tot een neutronenster. Bij gebrek aan imploderende buitenste sterlagen is deze supernova-explosie nog veel zwakker dan net aan de zwaardere kant van het scheidsvlak hierboven.

Zuurstof/neon/magnesium sterkernen bevinden zich op de ultieme grens van sterren die de fusiereeks naar ijzer nog net niet kunnen voltooien. Het bereiken van de Chandrasekhar-limiet door ontaarde sterkernen én de ultieme grens waarop sterkernen heet genoeg zijn voor voorgezette fusie naar een ijzerkern hangen daarom fundamenteel en nauw met elkaar samen.

Bij pulsational pair-instability tussen 70-140 zonsmassa's veranderen energierijke gammafotonen plotseling in elektron-positron paren met een plotseling verlies van stralingsdruk vanaf neon-/zuurstoffusie. Hierop volgt een snelle contractie en enorme temperatuursverhoging met tot gevolg een ongecontroleerde explosieve fusie van neon/zuurstof. Het plotselinge verlies van stralingsdruk is het rechtstreekse gevolg van de noodgedwongen veel hogere temperatuur waaronder fusieprocessen binnen sterren tussen 70-140 zonsmassa's verlopen teneinde de hoger oplopende gravitatiedruk, energieverliezen en uiteindelijk de contractie te kunnen weerstaan.

Tussen 70-140 zonsmassa's pulseert de ster door pulsational pair-instability richting 70 zonsmassa's. Hierbij termineert de explosieve reaktie zichzelf herhaaldelijk als gevolg van de ermee gepaarde expansie en afkoeling, totdat de kern als gevolg van hernieuwde contractie en temperatuursverhoging wederom gevoelig wordt voor pair-instability. Dit heeft tot gevolg dat de ster na verschillende pulsaties zodanig veel massa heeft verloren door schokgolven en stralingsdruk/sterrenwind dat de ster niet langer gevoelig is voor pair-instability (minder dan 70 zonsmassa's).

Vervolgens kan de ster stabiel verder fuseren tot ijzer. Doordat de ster zijn buitenlagen volledig heeft weggeblazen, wordt de supernova-explosie niet langer gedempt voorafgaand aan de ineenstorting tot een zwart gat, zoals tussen 40-70 zonsmassa's meestal wel gebruikelijk is. De supernova-explosie die hierbij uiteindelijk plaatsvindt, is bovendien opvallend helder, omdat de supernova-explosie de eerder vanwege de pulsaties afgeworpen buitenste lagen enorm helder doet opgloeien door de plasmaschokgolf.

Vanaf 260 zonsmassa's zal er door contractie vanwege pair-instability en de hierop enorm sterk oplopende temperatuur vervolgens fotodesintegratie van zwaardere kernen optreden. Deze zeer sterk endotherme reaktie die complexere atoomkernen kapotslaat, leidt tot een zodanig snel verlies van stralingsdruk dat er niet langer een supernova-explosie kan plaatsvinden en de sterkern rechtstreeks ineenstort tot een zwart gat.

Sterren boven de 300-350 zonsmassa's kunnen overigens niet meer in hydrostatisch evenwicht bestaan, omdat de stralingsdruk de gravitationele druk in de buitenste sterlagen overstijgt. Ze zullen in hoog tempo massa verliezen door pulsaties/stralingsdruk/sterrenwind, totdat ze onder de kritische grens van de Eddington-limiet zakken.

Een thermonucleaire supernova-explosie kenmerkt zich juist door een ongecontroleerde fusie van de sterkern, waardoor er uiteindelijk noch een neutronenster, noch een zwart gat overblijft. Ze ontstaat derhalve altijd ruim voordat de fusie naar een ijzerkern is afgerond.

Als koolstof/zuurstof witte dwergen accretie van materiaal in dubbelsterconstellaties ondergaan, dan geldt dat kort voordat de Chandrasekhar-limiet van 1,44 zonsmassa's wordt bereikt er een ongecontroleerde koolstoffusiereaktie op gang komt die de koolstof/zuurstof witte dwerg volledig vernietigt. Dit type proces staat algemeen bekend als een Type Ia supernova-explosie en vertegenwoordigt een standaardkaars of lichtsterkte waarmee intergalactische afstanden kunnen worden bepaald.

Het belangrijkste fusieproduct Ni-56 dat vervalt naar Co-56 dat vervalt naar Fe-56, ontstaat door zowel het verbrandingsfront als de plasmaschokgolf van de ongecontroleerde en explosieve koolstoffusie. De plasmaschokgolf veroorzaakt in de ruimte rondom de voormalige ster aanvankelijk bovendien fel opgloeiende gassen. Zowel het massale verval naar Fe-56 als de fel opgloeiende gassen zijn datgene wat wij van afstand waarnemen als het elektromagnetische spectrum van een 'ongecontroleerde fusie' supernova-explosie (Type Ia). Het uitgestraalde licht hiervan blijft doorgaans goed zichtbaar over een periode van enkele weken, maanden tot wel een jaar.

Vanwege hun inherente variabiliteit kunnen onderstaande soorten thermonucleaire supernova-explosies overigens niet worden gebruikt als standaardkaars.

Bij accretie van materiaal in dubbelsterconstellaties ondergaan helium witte dwergen al rond 0,5 zonsmassa's ongecontroleerde heliumfusie die de helium witte dwerg volledig vernietigt (Type .Ia). De punt voor .Ia is overigens geen typefout, maar onderdeel van de benaming.

Indien er zich een koolstofflits voordoet in een ontaarde of gedegenereerde koolstof/zuurstof kern van een ster tussen 8,0-8,2 zonsmassa's kan dit in heel zeldzame gevallen leiden tot een ongecontroleerde en explosieve fusie van koolstof en een supernova-explosie en blijft er van de ster niets over. Noch een neutronenster, noch een zwart gat.

Bij pair-instability veranderen energierijke gammafotonen plotseling in elektron-positron paren met een plotseling verlies van stralingsdruk vanaf neon-/zuurstoffusie. In tegenstelling tot pulsational pair-instability termineert de ongecontroleerde fusie zich bij sterren met deze zonsmassa's niet langer. Tussen 140-260 zonsmassa's vindt er door het plotselinge verlies van stralingsdruk een onomkeerbare ineenstorting en enorme temperatuursverhoging plaats met tot gevolg een ongecontroleerde explosieve fusie van neon/zuurstof en een supernova-explosie. Van de ster blijft niets over. Noch een neutronenster, noch een zwart gat.