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

Over de levensduur van een ster nemen als gevolg van de opeenstapeling van steeds zwaardere fusieproducten en de hieropvolgende stapsgewijze contractie, de dichtheid, zwaartekracht en gravitationele druk in de sterkern toe. Dit is het rechtstreekse gevolg van het feit dat er vanwege opeenvolgende fusiereakties steeds minder atoomkernen overblijven. Bovendien leidt het tot een verminderde fusieopbrengst per massa-eenheid hogere fusiebrandstof en hierdoor tot een nog verdere contractie vanwege een dreigend tekort aan tegendruk vanuit de sterkern. Het leidt tot enorme opwarming van de sterkern door gravitatie-energie.

Tel hierbij op dat deze atoomkernen ook nog eens steeds lastiger fuseren als gevolg van de toenemende afstotende krachten en je kunt je de toenemende contractie van de sterkern voorstellen. De gravitationele druk in de sterkern groeit hierdoor naar steeds hogere niveaus. De temperatuur en fusiesnelheid en hiermee de tegendruk vanuit de sterkern groeien noodgedwongen mee. De hierdoor ontstane warmteverliezen en het neutrinolek moeten om ineenstorting voor te blijven vervolgens ook weer worden gecompenseerd.

Het betreft dus een gestage opeenstapeling van factoren die te maken hebben met enerzijds de hogere dichtheid van de sterkern en anderzijds de verminderde energie-efficiëntie van hogere fusiereakties. Ze beïnvloeden het evenwicht tussen de naar binnen gerichte gravitationele druk en de naar buiten gerichte gas- en/of stralingsdruk. De temperatuur en uitwaartse druk groeien daarom naar steeds hogere niveaus. Bestaande fusiereakties zullen hierdoor steeds sneller verlopen, terwijl opeenvolgende fusiereakties in een alsmaar korter tijdsbestek moeten worden afgewerkt om de uitwaartse druk op een vergelijkbaar niveau te brengen als de gravitationele druk. Dit gebeurt om hydrostatisch evenwicht te bewaren.

Wanneer sterren langzamerhand door hun opeenvolgende nucleaire brandstoffen heen raken, dan beginnen zich bovenstaande stapsgewijs sterk oplopende processen te voltrekken. Processen die worden aangedreven door de naar binnen gerichte gravitationele druk, welke in samenhang met de tegengestelde naar buiten gerichte gas- en/of stralingsdruk de tot dusverre bestaande, maar inmiddels verstoorde, evenwichtssituaties qua temperatuur en fusiesnelheid doen opschuiven. Deze evenwichtssituaties vertegenwoordigen het hydrostatisch evenwicht van sterren.

Contractie resulteert vervolgens in enorme temperatuursverhogingen van de sterkern en/of van de schillen eromheen door gravitatie-energie. Fusie zal hierdoor intenser worden, omdat ze enorm sterk afhankelijk is van de temperatuur. Doordat de gas- en/of stralingsdruk hiermee navenant toenemen, zal een voortijdige ineenstorting worden voorkomen. Vanwege het feit dat dit een integraal evenwichtsproces betreft, vinden contractie, temperatuursverhoging en intensere fusie gelijktijdig plaats.

Aanvankelijk is hoofdzakelijk een plasma van geïoniseerde atoomkernen en elektronen verantwoordelijk voor een normale temperatuursafhankelijke gasdruk. In sterren die vanwege hun geringe massa vooralsnog of definitief niet in staat blijken tot bepaalde hogere fusiereakties kan dit tijdelijk of definitief omslaan naar een temperatuursonafhankelijke ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk volgens het Uitsluitingsprincipe van Pauli.

Vanaf de temperatuur die gepaard gaan met de CNO-waterstoffusiecyclus gaat ook de rechtstreekse stralingsdruk door fotonen een rol spelen. Dit vindt aanvankelijk plaats door rechtstreekse impulsoverdracht van fotonen op elektronen, die hiermee het plasma naar buiten duwen (Thomsonverstrooiing). In sterren met een hogere 'metalliciteit' (alle elementen hoger dan helium) vindt een dergelijke impulsoverdracht tevens plaats van fotonen naar complexere elementen. Deze bezitten meer elektronen en hebben hierdoor meer energieniveaus waardoor ze fotonen en hun impuls efficiënter absorberen dan elementen met minder elektronen.

Vanaf het triple-alfaproces (heliumfusie) krijgt stralingsdruk de overhand en vanaf koolstoffusie is stralingsdruk ronduit dominant geworden, met name iets verder naar buiten toe. In de sterkern blijft gasdruk echter wel belangrijk. Gas- en stralingsdruk vormen samen de zgn. uitwaartse of tegendruk. Bovengenoemde fusieprocessen worden verderop in dit artikel nader toegelicht.

Het aantal zonsmassa's en zonsstralen van een ster is gebaseerd op de standaard massa en standaard straal van onze eigen zon (1,0 zonsmassa's of zonsstralen). Ze worden doorgaans gerelateerd aan enerzijds de oorspronkelijke geboortemassa en anderzijds de actuele straal van een ster. De actuele massa van een ster kan gedurende zijn levensduur overigens substantieel afnemen als gevolg van schokgolven/stralingsdruk/sterrenwind.

Massaverlies vanwege metalliciteit vormt de belangrijkste reden van de steevast binnen dit artikel aangegeven bandbreedte van de geboortemassa in relatie tot de beschreven processen binnen de sterkern. Sterren met een hogere metalliciteit verliezen namelijk substantieel meer massa (potentieel tot wel ruim 50 procent) gedurende hun levenscyclus, omdat complexere elementen een stuk vatbaarder zijn voor stralingsdruk/sterrenwind. Deze bandbreedten betreffen gemiddelden en geen absolute grenzen, omdat er onder specifieke omstandigheden andere uitkomsten mogelijk zijn.

Waterstoffusie is aanvankelijk het dominante fusieproces voor alle stertypes van licht tot middelzwaar tot superzwaar. Waterstoffusie is het fusieproces dat het langste stabiel kan blijven voortbestaan binnen sterkernen. Sterren tot 40 zonsmassa's verbranden hun beschikbare waterstof met oplopende massa onevenredig veel sneller, omdat de temperatuur/gasdruk de gravitationele druk matcht met als gevolg een enorm sterk oplopende fusiesnelheid. Vanaf 40 zonsmassa's slaat dit echter om naar een grotendeels lineair verband, omdat de stralingsdruk inmiddels de gravitationele druk in de buitenste sterlagen benadert en hiermee uiteindelijk lineaire expansie en afkoeling van de sterkern toelaat (Eddington-limiet).

Heliumfusie kan vervolgens voor hooguit 10 procent van de tijdsduur van waterstoffusie instaan. Dit komt hoofdzakelijk doordat de fusieopbrengst per massa-eenheid voor helium ongeveer 10 procent van die van waterstof bedraagt en helium dus noodgedwongen minimaal tien keer zo snel moet fuseren. Vanwege oplopende dichtheden en afstoting neemt deze waarde echter snel verder toe. De resterende fusieprocessen vanaf koolstof duren minder dan 0,01 procent van de tijdsduur van waterstoffusie. Na voltooiing van koolstoffusie spreken we over minder dan 2 jaar. Een en ander is het rechtstreekse gevolg van de toegenomen dichtheid en de verminderde energie-efficiëntie van hogere fusieprocessen, zoals de verminderde energieopbrengst per gram fusiebrandstof, de toegenomen Coulombbarrière, warmteverliezen en het neutrinolek. Een en ander wordt uitvoeriger beschreven onder het kopje 'Dramatische versnelling van fusiestappen vanaf koolstof' binnen Deel 2.

Sterren worden zonder uitzondering geboren door de plaatselijke ineenstorting van gaswolken. We spreken dan over gaswolken binnen sterrenstelsels die hoofdzakelijk bestaan uit waterstof en helium. Onder invloed van zwaartekrachtverstoringen en/of plasmaschokgolven verdichten deze gaswolken zich lokaal, wat de aanvankelijke ineenstorting in gang zet. Verlies van kinetische/warmte-energie zorgt er vervolgens voor dat de gasdruk laag blijft en de onderlinge aantrekkingskracht grip kan houden op de individuele gasdeeltjes. Dit mondt uiteindelijk uit in een definitieve ineenstorting van de gaswolk en het ontstaan van een protoster. Binnen dit artikel beschrijf ik waarom dit uitmondt in hoofdzakelijk schijfvormige zonnestelsels.

Naarmate de protoster verder ineenstort neemt de temperatuur in zijn binnenste enorm toe. Dit proces wordt beschreven door de algemene gaswet en is het direkte gevolg van de immense gravitatiearbeid die op het krimpende (proto)stervolume wordt uitgeoefend. Het is de contractie door gravitatie-energie die op enig moment de exotherme fusie van atoomkernen in de sterkern ontsteekt. Hierbij wordt de temperatuur in de sterkern hoog genoeg om fusie van waterstof naar helium overeenkomstig de proton-proton-cyclus of CNO-cyclus te initiëren. De geboortemassa en metalliciteit bepalen grotendeels hoe de evolutie van de ster verder verloopt. De proton-proton fusiereaktie wordt hieronder afgebeeld.

De gasdruk van de jonge ster weerstaat hiermee verdere ineenstorting en een ster is geboren. Zolang de fusie van waterstof naar helium min of meer ongehinderd voortduurt, bevindt de ster zich in een stabiele fase binnen de zgn. hoofdreeks. Wanneer echter de hoeveelheid beschikbare waterstof duidelijk afneemt, dan verdicht de ster zich verder als gevolg van de dreigende afname van temperatuur en gasdruk. Door deze contractie nemen temperatuur, gasdruk en hiermee de fusiesnelheid weer toe. De afnemende temperatuur en gasdruk vinden niet daadwerkelijk plaats, omdat er sprake is van een integraal evenwichtsproces. Een evenwicht waarbij de temperatuur en gasdruk afhankelijk zijn van zowel de mate van contractie als de mate van waterstoffusie.

Wanneer op enig moment de beschikbaarheid van opeenvolgende fusiebrandstoffen in de sterkern kritisch is geworden, beginnen sterren tot 8-10 zonsmassa's aan hun al dan niet verlengde 'zwanendans' van opeenvolgende enorme opzwellingen. Contractie en enorme temperatuursverhoging van de sterkern zorgen voor steeds hetere en snellere fusie in de schil of schillen eromheen. 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 contractie en temperatuursverhoging jaagt de sterkern uiteindelijk door naar de volgende fusiestap. Afhankelijk van hun massa kunnen sterren tot 8-10 zonsmassa's één, twee of drie cycli van opeenvolgende enorme opzwellingen doorlopen.

Sterkernen tot 8-10 zonsmassa's kunnen gedurende hun cycli van enorme opzwellingen één keer tijdelijk gedegenereerd raken. Ze kunnen op het scheidsvlak van opeenvolgende fusiebrandstoffen tijdelijk gedegenereerd raken overeenkomstig een temperatuursonafhankelijke ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk. Hierdoor kunnen er na verdergaande contractie helium- resp. koolstofflitsen in de kern plaatsvinden. Doordat ontaarde kernen aanvankelijk niet reageren op temperatuursverhogingen zal uiteindelijke ontbranding van de volgende fusiebrandstof een ongecontroleerd en explosief karakter krijgen. Dit duurt voort, totdat de temperatuursverhoging de kern uit degeneratie haalt en de normale 'sterthermostaat' van temperatuursverhoging, expansie en afkoeling hiermee weer wordt hersteld. Zuurstofflitsen vinden overigens alleen plaats in definitief gedegenereerde zuurstof/neon/magnesium kernen.

Heliumflitsen kunnen een lichte sterkern vanwege de relatief dikke mantel niet vernietigen, maar centraal georiënteerde koolstofflitsen een zwaardere sterkern in heel zeldzame gevallen wel. Verhoudingsgewijs kan de mantel van een zwaardere koolstof/zuurstof kern namelijk minder weerstand bieden. Het proces van 'electron-capture' rond 8-10 zonsmassa's kan zuurstofflitsen en definitieve verdere ineenstorting veroorzaken. Boven 8-10 zonsmassa's is degeneratie niet langer een issue. Het treedt ultiem weer op binnen uitgefuseerde ijzerkernen als elektronen- of neutronendegeneratiedruk tot ongeveer 20-25 zonsmassa's.

Hieronder volgen de opeenvolgende fusieprocessen die sterren met een geboortemassa tot 8-10 zonsmassa's kunnen doormaken. Hun geboortemassa en metalliciteit bepalen grotendeels tot welk eindstadium ze doorevolueren. Deze processen schetsen een doorsnee sterevolutie. Uitzonderingen op grond van specifieke samenstellingen blijven immers mogelijk. Sterren tot 8-10 zonsmassa's kunnen hooguit doorevolueren tot een zuurstof/neon/magnesium sterkern. Ze eindigen in dat geval als witte dwerg of als electron-capture supernova-explosie en neutronenster.

Het krimpen en opwarmen van een stellaire gaswolk van waterstof en helium zorgt ervoor dat er vervolgens waterstoffusie in kernen boven 0,08 zonsmassa's kan ontstaan. Sterren tussen 0,08-2 zonsmassa's worden beschouwd als lichte sterren. Sterren tussen 2-8/10 zonsmassa's als middelzware sterren.

Waterstof in de kern wordt schaars. Als gevolg van de hieropvolgende substantiële contractie en temperatuursverhoging door gravitatie-energie ontbrandt waterstof in een schil rondom de kern. Dit doet het hierbij onder een substantieel hogere temperatuur dan in de oorspronkelijke sterkern. Hierdoor en als gevolg van de lagere gravitationele druk zwelt de ster enorm op tot het stadium van 'rode reus'. Schilfusie vindt als gevolg van de hogere temperatuur vervolgens allengs meer plaats volgens de sterker temperatuursafhankelijke CNO-cyclus (koolstof-stikstofcyclus). De desbetreffende CNO-waterstoffusiecyclus wordt hieronder afgebeeld.

Uiteindelijk raakt waterstof in de schil uitgeput. Onder de massalimiet van 0,5 zonsmassa's voor heliumfusie resteert door verdere ineenstorting vervolgens een zgn. helium witte dwerg met een ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk. Sterren onder 0,5 zonsmassa's fuseren overigens langer waterstof naar helium dan de huidige leeftijd van het universum. Dit vormt de achterliggende reden voor de relatieve afwezigheid van helium witte dwergen in ons huidige universum. Ze kunnen feitelijk alleen ontstaan in dubbelsterconstellaties als gevolg van geforceerd massaverlies.

Boven de 0,5 zonsmassa's zorgt het relatief vlot verder krimpen en opwarmen van de kern dat er vervolgens heliumfusie in de kern kan ontstaan. Al dan niet geïnitieerd door een interne heliumflits in tijdelijk ontaarde kernen (0,5-2,25 zonsmassa's) of door het rustig overschakelen naar heliumfusie in niet-ontaarde kernen (boven 2,25 zonsmassa's). Het eindresultaat is voor beide processen overigens exact eender. De heliumfusie vindt plaats volgens het nog sterker temperatuursafhankelijke triple-alfaproces. De triple-alfa-fusiereaktie wordt hieronder afgebeeld.

Helium in de kern wordt schaars. Als gevolg van de hieropvolgende substantiële contractie en temperatuursverhoging door gravitatie-energie ontbrandt helium in een schil rondom de kern. Dit doet het hierbij onder een substantieel hogere temperatuur dan in de oorspronkelijke sterkern. Hierdoor en als gevolg van de lagere gravitationele druk zwelt de ster nog verder op tot het stadium van 'asymptotische reus'. In een schil rondom de heliumschil wordt vervolgens waterstoffusie voortgezet.

Onder de massalimiet van 8 zonsmassa's voor koolstoffusie resteert door verdere ineenstorting vervolgens een zgn. koolstof/zuurstof witte dwerg met een ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk. Uiteindelijk raken de schillen uitgeput. Gedurende dit eindstadium stoot de ster zijn buitenste sterlagen langzamerhand af naar zijn interstellaire ruimte als gevolg van de periodieke heliumflitsen in zijn schil (pulsaties 10.000-100.000 jaar) en de hierdoor resulterende schokgolven/stralingsdruk/sterrenwind. Hieronder een afbeelding van hoe onze eigen zon zich zal ontwikkelen tot een 'asymptotische reus', uiteindelijk resulterend in een koolstof/zuurstof witte dwerg.

Boven de 8 zonsmassa's zorgt het relatief vlot verder krimpen en opwarmen van de kern dat er vervolgens koolstoffusie in de kern kan ontstaan. Al dan niet geïnitieerd door een koolstofflits in tijdelijk ontaarde kernen (8-10 zonsmassa's) of door het rustig overschakelen naar koolstoffusie in niet-ontaarde kernen (boven 10 zonsmassa's). 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 een centrale koolstofkern die doorgaans koeler is dan zijn buitenlagen.

Indien de koolstofflits onder heel zeldzame omstandigheden en samenstellingen (8,0-8,2 zonsmassa's, aanvankelijk falende neutrinokoeling) toch in het centrum van de ster begint, in plaats van in het normalerwijs warmere 'off-center', dan kan er een ongecontroleerde en explosieve fusie van koolstof en een supernova-explosie plaatsvinden en blijft er van de ster niets over. Noch een neutronenster, noch een zwart gat. Fusie vindt hoofdzakelijk plaats via koolstof-koolstoffusie en deels via het alfa-proces.

Koolstof in de kern wordt schaars. Als gevolg van de hieropvolgende substantiële contractie en temperatuursverhoging door gravitatie-energie ontbrandt koolstof in een schil rondom de kern. Dit doet het hierbij onder een substantieel hogere temperatuur dan in de oorspronkelijke sterkern. Hierdoor en als gevolg van de lagere gravitationele druk zwelt de ster nog verder op tot het stadium van 'super-asymptotische reus'. In een schil rondom de koolstofschil wordt vervolgens heliumfusie voortgezet en in een schil rondom de heliumschil waterstoffusie.

Onder de massalimiet van 10-12 zonsmassa's voor neon-/zuurstoffusie resteert door verdere ineenstorting vervolgens een zgn. zuurstof/neon/magnesium witte dwerg met een ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk. Uiteindelijk raken de schillen uitgeput. Gedurende dit eindstadium stoot de ster zijn buitenste sterlagen langzamerhand af naar zijn interstellaire ruimte als gevolg van de periodieke heliumflitsen in zijn schil en de hierdoor resulterende schokgolven/stralingsdruk/sterrenwind.

Tegen de limiet van 8-10 zonsmassa's benadert de ontaarde of gedegenereerde sterkern inmiddels de Chandrasekhar-limiet. Indien de ster koolstoffusie in een schil rondom de kern maar lang genoeg weet voort te zetten, dan overschrijdt de ontaarde kern uiteindelijk de Chandrasekhar-limiet. Elektroneninvangst bij extreme dichtheden en onder specifieke samenstellingen vanaf 8-10 zonsmassa's kan de daadwerkelijke limiet overigens substantieel verlagen.

Verdergaande aangroei van de sterkern, contractie en het bereiken van de Chandrasekhar-limiet leiden hierbij tot electron-capture, explosieve zuurstofflitsen en het vervolgens onvermijdelijke verder samengaan van protonen en elektronen tot neutronen. Door het wegvallen van de ontaarde of gedegenereerde elektronengasdruk zal er een onomkeerbare ineenstorting van de kern plaatsvinden tot supernova-explosie en neutronenster. Hierbij vindt er een kernineenstorting of 'core collapse' supernova-explosie plaats, zoals nader beschreven binnen Deel 2.

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.

Binnen deel 2 zoom ik nader in op de fusiecycli die vanaf neon/zuurstof plaatsvinden. Tussen 10/12-40 zonsmassa's kan een ster de volledige fusiereeks naar ijzer voltooien en beëindigen ze hun leven steevast als een herkenbare kernineenstorting of 'core collapse' supernova-explosie en een neutronenster of zwart gat. Sterren tussen 40-70 zonsmassa's beëindigen hun leven doorgaans als een 'failed supernova' als gevolg van de direkte ineenstorting van de ijzerkern tot een zwart gat. Tussen 70-140 zonsmassa's doorgaans als een extra heldere supernova en een zwart gat.

Boven 140 zonsmassa's exploderen sterren voortijdig vanaf neon-/zuurstoffusie, voordat er überhaupt sprake is van een ijzerkern. Aanvankelijk nog als supernova-explosie, maar boven 260 zonsmassa's verdwijnen sterren rechtstreeks in een zwart gat zónder supernova-explosie.