Als sterren oud worden

Rode reuzen, planetaire nevels en het einde van een hoofdreekster

Niets leeft voor altijd — zelfs sterren niet. Op een bepaald moment raakt de kernbrandstof op, en dan gebeurt er iets dramatisch: een rustige middelgrote ster zwelt op tot reus, groot genoeg om planeten op te slokken. Kijk mee hoe een ster ouder wordt. Het is geen stil einde, maar een spectaculair nieuw hoofdstuk.

Brandstof op — wat gebeurt er dan?

In de hoofdreeks smelt de kern waterstof om tot helium. Maar ook een ster is eindig. Na een miljarden jaren — voor onze zon zo'n 10 miljard in totaal — is de waterstof in de kern opgebruikt.

De kern bestaat dan bijna volledig uit helium. En die helium kan nog niet fuseren: daarvoor zijn veel hogere temperaturen nodig dan de kern op dat moment levert. Geen fusie meer betekent geen stralingsdruk meer. En zonder stralingsdruk wint de zwaartekracht.

De kern begint te krimpen. Bij het krimpen stijgt de druk, en dus ook de temperatuur. Er gebeurt iets op het eerste gezicht vreemds: terwijl de kern inkrimpt, zwellen de buitenste lagen juist enorm op.

Waarom? Omdat de krimpende kern zo heet wordt dat een dunne schil waterstof er direct omheen alsnog begint te fuseren. Niet in het midden, maar in een schil rondom de dode kern. Die schilfusie is feller dan ooit. Ze duwt de hele buitenkant van de ster naar buiten. De ster groeit. Tien keer, honderd keer groter dan voorheen. Welkom in de fase van de rode reus.

De helium-flash

Terwijl de ster al rode reus is, perst de kern zichzelf verder samen. Temperatuur stijgt door, tot zo'n 100 miljoen graden. Dan is het heet genoeg voor het volgende fusie-recept: helium smelten tot koolstof en zuurstof.

In een zonachtige ster begint die helium-fusie niet geleidelijk maar met een explosieve oplaaiing: de helium-flash. In enkele minuten ontbrandt een aanzienlijk deel van de kern-helium tegelijk. De ster merkt er aan de buitenkant eigenlijk weinig van — alle drama speelt zich binnenin af — maar het is een gigantische energiepuls die de verdere evolutie van de ster bepaalt.

Dit is belangrijk voor jou, persoonlijk. De koolstof in je cellen en de zuurstof die je inademt, zijn voor een groot deel gemaakt in de kernen van rode reuzen. Je bestaat letterlijk uit as van oude sterren.

De helium-fase duurt veel korter dan de hoofdreeks: iets van 100 miljoen jaar, tegenover de 10 miljard daarvoor. De ster is in deze fase instabiel, gaat pulseren, en stoot in grote zuchten materie af.

Planetaire nevels: het zachte uitvaren

Uiteindelijk raakt ook het helium op. Een zonachtige ster heeft dan niet genoeg massa om koolstof en zuurstof verder te fuseren. Wat dan overblijft, is een dode kern in het midden — en de opgeblazen buitenlagen, die stukje bij beetje worden weggeblazen door zachte, continue sterrenwinden. Tien- tot twintigduizend jaar lang glijden die lagen naar buiten, langzaam dunner wordend, totdat ze als een gloeiende schil gas om de stervende ster zweven.

Die schil heet, door een historisch misverstand, een planetaire nevel. De naam komt uit de 18e eeuw: in vroege telescopen leken deze mistige ronde dingen op planeten. Ze hebben met planeten niets te maken, maar de naam is blijven hangen. Beroemde voorbeelden: de Ringnevel (M57) in het sterrenbeeld Lier, de Helixnevel, de Katoognevel. Ze zijn prachtig om te fotograferen — rood, blauw, groen, met de heetgeworden kern als witte stip in het midden.

Wat blijft er over?

In het centrum van de nevel zweeft nu het allerlaatste restant van de ster: een witte dwerg. De kern van wat ze ooit was, voornamelijk koolstof en zuurstof, extreem compact geworden.

• Ongeveer zo groot als de aarde.
• Ongeveer zo zwaar als de zon.
• Eén theelepel weegt zo'n vijf ton.
• Aanvankelijk gloeiend wit, meer dan 100.000 graden.
• Geen fusie meer — ze straalt alleen nog haar restwarmte af.

Een witte dwerg wordt gestut door iets wat op aarde geen rol speelt: elektron-degeneratiedruk. Elektronen zijn kwantumdeeltjes en willen niet dichter op elkaar gepropt worden dan een bepaalde dichtheid. Die kwantumkoppigheid houdt de hele bol rechtop, zonder dat er ook maar één gram brandstof nodig is. Maar er is een grens: boven 1,4 zonsmassa's — de beroemde Chandrasekhar-limiet — bezwijkt zelfs deze druk. Daarover in de volgende les, wanneer we bij supernova's belanden.

Zwaardere sterren doen het anders

Alles wat je hier gelezen hebt — rode reus, planetaire nevel, witte dwerg — geldt voor sterren tot zo'n 8 zonsmassa's. Die gaan er rustig, bijna mooi, vanaf. Maar boven die grens gaat het verhaal een heel andere kant op. Die sterren sterven niet, die exploderen. Dat is de volgende les.

Wij zijn letterlijk sterrenstof

Laat dit even bezinken: bijna alle koolstof in je lichaam, alle zuurstof in je longen, het calcium in je botten — die zijn gemaakt in de kernen van sterven sterren. Rode reuzen leveren het gros van de koolstof en zuurstof aan het heelal. Supernova's (volgende les) leveren het ijzer, het goud, het zilver. Elke adem die je neemt, sleept atomen mee die miljarden jaren geleden in een stellaire oven werden gesmeed.

Carl Sagan zei ooit: "We are made of star-stuff." Dat is geen poëzie, maar zuivere natuurkunde. Wij zijn letterlijk het recyclingmateriaal van dode sterren die hier al lang niet meer zijn.

Drie dingen om mee te nemen

1. Als de waterstof op is, gaat de ster niet uit — ze groeit. De kern krimpt, schilfusie neemt het over, de buitenlagen zwellen op tot rode reus.
2. Helium wordt fusie-brandstof nummer twee. Bij 100 miljoen graden start de helium-fusie (soms met een "flash") en ontstaan koolstof en zuurstof — de bouwstenen van jou.
3. Einde voor zonachtige sterren = planetaire nevel + witte dwerg. Zacht, mooi, en extreem langzaam afkoelend. Boven 1,4 zonsmassa's is de witte dwerg-stabiliteit ten einde.

Volgende les: de echt zware sterren. Hoe ze in lagen fuseren tot ze een ijzeren kern hebben, en waarom dat in een seconde uitloopt op de meest gewelddadige explosies die het heelal kent.

Tot dan. Blijf nieuwsgierig.