De schatkamer van de sterren

James B. Kaler

Department of Astronomy, University of Illinois

Kijk eens omhoog naar de duizenden sterren waarmee de hemel bezaaid is: het is alsof een onvoorzichtige juwelier een zak met diamanten over een fluwelen doek heeft uitgestrooid. Het eerste dat opvalt is de enorme verscheidenheid in helderheden; er zijn een paar flinke glimmers, maar de meeste zijn veel kleiner en steken maar nauwelijks af tegen de achtergrond van nog fijner diamantstof. Bij nader inzien heeft onze juwelier er ook een paar kleurrijke robijnen bij gedaan, evenals een enkele topaas en aquamarijn. Maar afgezien van hun intrinsieke schoonheid lijken al die sterren nogal op elkaar: het zijn allemaal lichtpuntjes die afsteken tegen de nachtelijke hemel. Maar hoe zien de sterren er in werkelijkheid uit? Hoe komen we daarachter? We pakken de juweliersloep van de moderne beeldtechnieken, spectroscopie en theorieën, en zoomen in op de verbazingwekkende schatkamer van sterren die de afgelopen eeuw door sterrenkundigen is geïnventariseerd.

De zomermelkweg: overzicht van de schatkamer van de sterren. (Foto: Leo Aerts; 16 mm f/2,8 fisheye-objectief)

Net als edelstenen komen sterren in allerlei soorten en maten voor. Ze verschillen in grootte, helderheid, kleur, bouw en scheikundige samenstelling, en daarnaast ook in temperatuur en allerlei andere eigenschappen. Toch blijken er ook veel verbanden te zijn, die te maken hebben met fundamentele eigenschappen als massa en leeftijd. Als je ziet wat sterren gemeen hebben, is het eigenlijk verbazingwekkend dat ze zulke grote onderlinge verschillen kunnen vertonen.
De massa blijkt een cruciale rol te spelen in het leven van een ster. Hij bepaalt hoe de ster er in zijn jeugd uitziet, maar ook hoe hij in de loop der tijden zal veranderen. Sterren verblijven in grote meerderheid bijna hun gehele actieve leven op de zogeheten hoofdreeks, de aanduiding voor de grote groep sterren die licht en warmte produceren door diep in hun inwendige waterstof in helium om te zetten. De zwaartekracht, die niets liever zou doen dan de ster tot een onooglijk balletje samen te persen, voert temperatuur en dichtheid in het sterinwendige zo hoog op dat er kernfusiereacties kunnen optreden, waarbij grote hoeveelheden energie vrijkomen die het instorten van de ster tegengaan en hem stabiliseren.

Recente opnamen van de dichtstbijzijnde ster: onze zon. Het betreft opnamen die, op golflengten tussen zichtbaar en röntgen, met de SOHO- en YOHKOH-satellieten zijn gemaakt. Ze tonen het aangezicht van de zon op 26/27 november 1999. Duidelijk te zien is dat de zonneactiviteit al flink toeneemt.

Het bekendste voorbeeld van een hoofdreeksster is onze eigen zon, die in het vervolg van ons verhaal als referentiepunt zal fungeren. De zon is in middellijn meer dan honderd keer zo groot als de aarde en is 333.000 keer zo zwaar (2 x 1030 kilogram). Daarmee bevat zij duizend keer zo veel materie als de rest van het zonnestelsel bij elkaar. De grote fusiereactor in haar inwendige heeft een vermogen van 400 biljoen biljoen (4 x 1026) watt, hetgeen voldoende is om het zonsoppervlak te verhitten tot 5800 kelvin (d.w.z. 5800 graden boven het absolute nulpunt, dat op -273°C ligt) en zelfs onze planeet -- die 150 miljoen km verderop ligt -- op een aangename temperatuur te houden. En terwijl zij ongeveer eenmaal per maand om haar as wentelt, is de zon ook de bron van een magnetisch veld dat door haar aswenteling soms in de knoop raakt, en daarbij allerlei verschijnselen als zonnevlekken, de hete zonnecorona en het noorderlicht op aarde veroorzaakt. Dankzij radioactieve dateringsmethoden weten we dat de oudste gesteenten in het zonnestelsel bijna vijf miljard jaar oud zijn en dat de zon al die tijd heeft geschenen. En volgens onze theorieën is er nog voldoende waterstof in haar kern om dat nog eens vijf miljard jaar vol te houden. De zon is dus een ster van middelbare leeftijd.

Hertzsprung-Russell-diagram, gebaseerd op de Hipparcos-gegevens van 16.631 nabije, enkelvoudige sterren. Duidelijk herkenbaar zijn de belangrijkste 'families' van sterren. Hoe hoger de ster in het diagram staat, des te meer licht straalt hij uit. Hoe meer naar rechts, des te koeler (en dus roder) is een ster. (Basisillustratie: M. Perryman, ESA)

Reuzen en dwergen

Laten we de massa van de ster nu eens opvoeren. Hoe veel hoger kunnen we komen op onze hoofdreeks? Veel sterren zijn 'dubbel'. Uit hun onderlinge baanbewegingen en de wetten van Newton kunnen we afleiden hoe zwaar zulke sterren zijn en onderzoeken wat het verband is tussen hun massa en lichtkracht. Als we de massa van de zon verdrievoudigen, krijgen we een ster die tachtig keer zo helder wordt. Voorbeelden van zo'n ster zijn de heldere 'hemeldiamanten' Wega en Sirius, die een oppervlaktetemperatuur hebben van zo'n 9000 kelvin. Bij tien zonsmassa's krijgen we een ster die 5000 keer zo helder is als de zon, en komen we terecht bij de dunbevolktere categorie van sterren die heet genoeg zijn -- ongeveer 25.000 K -- om interstellaire gaswolken als de Orionnevel tot gloeien te brengen. Als we de massa verder opvoeren, komen we uit bij sterren die een miljoen keer zo fel stralen als de zon en temperaturen hebben van 50.000 K en meer. Zo'n ster zou je met het blote oog tot op een afstand van 15.000 lichtjaar kunnen zien! Als we de zon door zo'n superreus zouden vervangen, zou de aarde 1400 keer zo ver weg moeten staan -- 35 keer zo ver weg als Pluto -- om leefbaar te blijven. In deze baan zou de aarde er vijfduizend jaar over doen om één rondje om de zon te maken. Stel je voor: je leven zou veel te kort zijn om de verschillende seizoenen mee te maken!
De wereld van het kleine is al niet minder indrukwekkend dan die van het grote. Halveer de massa van de zon, en de lichtkracht neemt af tot 30% en de temperatuur zakt tot onder de 4000 K. De dichtstbijzijnde ster, Proxima Centauri (afstand 4 lichtjaar), heeft een massa die tien maal zo klein is als die van de zon, en zendt 1800 keer zo weinig licht uit, zelfs als je de onzichtbare infrarode straling die zijn 3300 kelvin hete oppervlak uitzendt meerekent. En daarmee zijn we nog niet eens bij de ondergrens aangekomen. Helemaal onderin de hoofdreeks komen we sterren tegen die slechts 0,08 zonsmassa wegen en meer dan een miljoen keer zo weinig straling produceren als onze zon. Om zichtbaar te zijn met het blote oog zou zo'n ster niet veel verder weg mogen staan dan honderd maal de afstand van Pluto. De absolute helderheden van sterren lopen dus uiteen van meer dan miljoen keer zo zwak als onze zon tot meer dan een miljoen keer zo lichtsterk. Ten gevolge van massaverschillen die kunnen oplopen tot een factor duizend, kan de lichtkracht van een ster dus met een factor van meer dan een biljoen variëren.
De boven- en ondergrenzen aan de afmetingen van sterren worden opgelegd door Moeder Natuur, die niet van grote sterren lijkt te houden. Als we de hoofdreeks beklimmen, worden de sterren steeds schaarser (zoals we verderop zullen zien, is dat maar goed ook). Groter dan ongeveer honderd zonsmassa's worden ze gewoon niet gemaakt. Een nog zwaardere ster zou ook dermate zwaar zijn dat hij door zijn eigen stralingsdruk aan flarden werd gereten. Aan de onderkant van de hoofdreeks neemt de temperatuur in het sterinwendige steeds verder af. En onder de 0,08 zonsmassa is de temperatuur zo laag geworden dat kernfusie niet meer mogelijk is. Objecten die nog lichter zijn, stralen nauwelijks en worden 'bruine dwergen' genoemd. De laatste jaren worden steeds meer van dit soort ondermaatse sterren ontdekt.

Overzichtsfoto van twee bekende gasnevels: de Trifidnevel (boven) en de Lagunenevel. (Foto: Leo Aerts, 150 mm f/3,5 flat field camera) De inzetten tonen twee opnamen die de Hubble-ruimtetelescoop van een klein stukje van de beide nevels heeft gemaakt. Uit deze detailopnamen blijkt hoe dynamisch een stervormingsgebied is: overal zijn draaikolken en straalstromen van materie te zien. (Foto's: NASA/STScI)

Massa en levensduur

Naast de massa is de leeftijd de belangrijkste factor die bepaalt hoe een ster eruit ziet. De totale levensduren lopen al bijna net zo sterk uiteen als de absolute helderheden, en ook die levensduren zijn afhankelijk van de massa. Hoewel een zware ster veel meer materie bevat, en dus over meer 'brandstof' kan beschikken dan een lichte ster, leeft hij veel korter. De temperatuur en dichtheid in het inwendige van een zware ster zijn dermate groot dat de aanwezige waterstof in een moordend tempo wordt verbruikt. Een ster als de zon verlaat de hoofdreeks pas na ongeveer 10 miljard jaar. Maar een ster van 100 zonsmassa's doet er minder dan een miljoen jaar over, en een ster onderaan de hoofdreeks houdt het waakvlammetje van de waterstoffusie biljoenen jaren brandende.
Sterren ontstaan gewoonlijk uit grote wolken gas en doen dat groepsgewijs: ze beginnen hun bestaan dus op hetzelfde moment. De zwaarste leden van zo'n groep sterven het eerst. Het is niet moeilijk om te berekenen hoe lang een ster met een bepaalde massa erover doet om de hoofdreeks te doorlopen. Aan de zwaarste hoofdreekssterren die in een sterrenhoop worden aangetroffen kunnen we dus aflezen hoe oud de groep sterren als geheel is. De oudste sterrenhopen die we kennen zijn de grote bolvormige sterrenhopen in de halo van ons melkwegstelsel, die 12 tot 14 miljard jaar oud zijn. Dat betekent dat nu net de sterren met een massa van 0,8 zonsmassa aan het sterven zijn. Dat zijn dus de lichtste sterren die sinds het ontstaan van het Melkwegstelsel overleden zijn: alle lichtere exemplaren bestaan nog. Om te zien wat er later in het bestaan van een ster gebeurt, moeten we onze blik wenden tot zwaardere sterren. En dan blijkt dat een ster aan het einde van zijn bestaan enorme veranderingen doormaakt.
Als sterren als onze zon beginnen te sterven, worden er allerlei nieuwe juwelen aan de kosmische schatkamer toegevoegd. Zodra de waterstof in het inwendige van de ster in helium is omgezet, komt er een einde aan de fusiereacties. Daarmee valt de stralingsdruk weg en wordt de ster opnieuw het slachtoffer van de zwaartekracht.

Een van de fraaiste dubbelsterren aan de noordelijke sterrenhemel is Bèta Cygni, alias Albireo. De ccd-opname in de inzet is gemaakt door Dave Mingauw, in het primaire brandpunt van een 40-cm F/13,5 telescoop.

Maar in plaats van af te koelen, wordt de kern door de gravitationele samendrukking alleen maar heter, waardoor na een tijdje de waterstof in een schil om de kern begint te fuseren. Hierdoor gaat de ster juist feller stralen in plaats van zwakker, zoals je wellicht zou verwachten. De toegenomen temperatuur en stralingsdruk in de waterstofschil drukken de buitenste, waterstofrijke lagen van de ster naar buiten, waardoor deze in een 'reus' verandert. Zware hoofdreekssterren zijn groot, vele malen groter dan de zon. Maar hier hebben we te maken met een compleet nieuwe categorie: sterren die niet zwaarder zijn dan de zon, maar een grotere middellijn hebben dan de baan van Mercurius of Venus en duizend keer zo veel straling produceren.
De waterstofvoorraad in een ster is hoe dan ook beperkt, dus ook het reuzenstadium is niet van lange duur. Als de inwendige temperatuur, onder invloed van de druk van de zwaartekracht, is opgelopen tot 100 miljoen kelvin, begint de aanwezige helium te fuseren tot koolstof en zuurstof. Daarmee boort de ster een nieuwe energiebron aan waarmee de samentrekking kan worden tegengehouden. Dat brengt de ster gedurende een flinke tijd tot rust. Hij is nu een oranjekleurige reus van het soort dat je ook met het blote oog aan de hemel kunt zien staan: een ster als Arcturus of Aldebaran, die ongeveer twintig keer zo groot is als de zon en honderd maal zo fel straalt.

De koele, rode superreus Mira is in feite een dubbelster, zoals deze Hubble-opname aantoont. De onderste kaders laten door de computer verbeterde versies van de foto van de hoofdster (Mira A) zien. In zichtbaar licht (links) is duidelijk te zien dat Mira niet symmetrisch is, maar eerder rugbybalvormig. De ster is ongeveer 700 maal zo groot als de zon. In het ultraviolet (rechts) is een kleine, haakachtige structuur te zien die zich vanaf Mira A uitstrekt in de richting van de begeleidende ster. Mogelijk gaat het hierbij om materiaal dat op weg is van de ene ster naar de andere. (Foto: Margarita Karovska/NASA)

Opgeblazen sterren

Maar daarmee is de kous nog niet af. Na ongeveer een miljard jaar is ook de helium in de sterkern verbruikt, en resteert er een compacte kern van koolstof en zuurstof die opnieuw zal samentrekken. En opnieuw zal de temperatuur in het inwendige oplopen. De geschiedenis herhaalt zich, ditmaal op nog grotere schaal: rond de koolstofkern beginnen schillen van helium en waterstof te ontbranden, en de buitenlagen zwellen op tot afmetingen die de omvang van de aardbaan benaderen. Stabiel is een ster in dit stadium allerminst meer. Hij begint te pulseren en wordt lid van de klasse der 'langperiodieke veranderlijken'. Het bekendste voorbeeld van een ster in deze levensfase is Mira, de merkwaardige ster in het sterrenbeeld Walvis die binnen een jaar van magnitude 10 naar magnitude 2 of 3 gaat en weer in helderheid terugvalt.
Een ster van dit kaliber is zo groot en helder dat hij een sterke sterrenwind begint te ontwikkelen, een wind die de buitenlagen van de ster de ruimte in blaast. De overblijvende sterkern kan niet heet genoeg worden om de reeks fusiereacties voort te zetten en eindigt dus als een bal van koolstof en zuurstof. Naarmate de ster zich van zijn betrekkelijk koele buitenlagen ontdoet, wordt zijn oppervlaktetemperatuur echter hoger en hoger. De kleine ster die overblijft is uiteindelijk dermate heet dat de straling die hij uitzendt energierijk genoeg is om het binnenste gedeelte van zijn weggeblazen buitenlagen te ioniseren. Hierdoor beginnen de nog steeds van de ster weg bewegende buitenlagen licht uit te zenden en ontstaat er een 'planetaire nevel', een omhulsel van gas dat er van een afstand uitziet als een ring of schijf. We zijn terechtgekomen bij een geheel ander type sterren: lichte sterren met een extreem hoge oppervlaktetemperatuur. Zware hoofdreekssterren komen niet verder dan een graad of 50.000, maar de centrale ster van een planetaire nevel is meer dan tweemaal zo heet, en er zijn zelfs voorbeelden bekend waarbij de oppervlaktetemperatuur is opgelopen tot 200.000 K. En theoretisch staat niets een temperatuur van bijna een miljoen graden in de weg.
Lang duurt deze vertoning overigens niet. In minder dan honderdduizend jaar zijn de oude stellaire omhulsels door hun uitdijing zo ijl geworden dat ze niet meer afsteken tegen het interstellaire medium. Wat overblijft is de eenzame, compacte sterkern die gedoemd is eeuwig af te koelen. De ster is een 'witte dwerg' geworden, een kleine ster die niet veel lichter is dan de zon, maar niet groter dan onze aarde. We moeten onze maatstaven opnieuw bijstellen, want deze witte dwergen hebben verbazingwekkende dichtheden van gemiddeld een ton per kubieke centimeter: 100.000 maal de dichtheid van lood.

Het bekendste stervormingsgebied is ongetwijfeld de bekende Orionnevel. Deze opname van het centrale deel van deze gasnevel, waar zich de jonge, zware Trapezium-sterren bevinden, is gemaakt met de Hubble-ruimtetelescoop. Behalve de hete sterren van het Trapezium toont de opname ook een aantal minder opvallende zonachtige sterren, die herkenbaar zijn aan hun komeetachtige staart die van de Trapezium-sterren afwijst.

Deze fraaie bolvormige sterrenhoop, M80, bevindt zich op een afstand van 28.000 lichtjaar en bevat honderdduizenden sterren. Bolhopen zijn belangrijke hulpmiddelen bij het onderzoek naar de evolutie van sterren, omdat het oude sterren betreft die tegelijkertijd zijn ontstaan. (Foto: Hubble Heritage Team)

Groter, sneller, heviger

Als je al door de evolutie van een lichte ster als de zon zó'n grote verscheidenheid aan sterren overhoudt, wat krijg je dan als je naar zware sterren kijkt, die nog veel groter en helderder zijn en zo veel meer energie produceren? Laten we eens kijken wat er met een ster gebeurt die tien maal zo zwaar is als de zon. Zulke sterren ondergaan aanvankelijk dezelfde inwendige ontwikkelingen als lichte sterren: hun kern trekt samen zodra hun waterstofvoorraad uitgeput raakt en gaat vervolgens over op de fusie van helium tot koolstof en zuurstof. In tegenstelling tot hun lichtere soortgenoten worden ze daarbij niet veel helderder. Maar ze worden wel veel groter, zo groot zelfs dat er een nieuw woord voor moest worden bedacht: 'superreus'.
Superreuzen zijn de overtreffende trap bij onze inventarisatie van de sterren. Twee van zulke sterren, Betelgeuze en Antares, staan betrekkelijk dichtbij en behoren tot de helderste sterren aan onze nachthemel. Beide zijn tienduizenden keren zo helder als de zon en zouden het binnenste gedeelte van ons zonnestelsel -- tot ver in de planetoïdengordel -- gemakkelijk kunnen vullen. En dat zijn nog niet eens de grootste. Sterren als VV en Mu Cepheï (de 'Granaatster van Herschel') zouden in de buurt van de baan van Saturnus komen.

Een fraai voorbeeld van een planetaire nevel die we van opzij zien: NHC 2346. In het midden van de nevel gaat een dubbelster schuil, met een omlooptijd van 16 dagen. Waarschijnlijk waren de beide sterren oorspronkelijk verder van elkaar verwijderd, en is de begeleider naar binnen gespiraliseerd, toen de hoofdster in een rode reus veranderde. (Foto: Hubble Heritage Team)

De lichte reuzensterren eindigen als kleine witte dwergen. Merkwaardig genoeg eindigen de grotere superreuzen als nog kleinere objecten. Hoewel ook zij door sterrenwind veel materie kwijtraken, blijft er uiteindelijk genoeg materie over om het inwendige fusieproces op gang te houden. Betelgeuze en Antares zijn op dit moment waarschijnlijk in hun heliumfusiestadium, maar helemaal zeker weten we dat niet. Hoe het ook zij, de helium in hun kern zal op een gegeven moment opraken, en de overblijvende koolstof zal vervolgens fuseren tot een mengsel van neon en magnesium, dat op zijn beurt zal 'verbranden' tot silicium, zwavel en andere zware elementen. Ten slotte zullen silicium en zwavel tot ijzer fuseren, en ontstaat er een ijzerkern die omgeven wordt door schillen waarin de voorgaande fusiereacties doorgaan.

Rode reuzen en superreuzen kunnen enorme afmetingen bereiken. Planeten in de binnenste banen van een eventueel planetenstelsel worden daarbij opgeslokt (inzet).

Neutronensterren

IJzer is een zeer stabiel element -- dat is ook de reden waarom er op aarde zo veel van is -- dat bij verdere fusie geen energie meer oplevert. Eenmaal ontstaan, kan de ijzerkern van een zware ster niets anders doen dan samentrekken, en dat doet hij in een steeds sneller tempo. De ster, die toch pas enkele miljoenen jaren heeft 'geleefd', gaat een catastrofe tegemoet. De kern stort in tot een bal die niet veel groter is dan een kleine stad. De materie wordt daarbij dermate sterk samengeperst dat de deeltjes waaruit de atomen zijn opgebouwd -- de positief geladen protonen, negatief geladen elektronen en ongeladen neutronen -- in elkaar worden gedrukt tot een bal die uitsluitend uit neutronen bestaat. De dichtheid van die bal bedraagt 100 miljard kilogram per kubieke centimeter: 100 miljoen maal de dichtheid van een witte dwerg. Welkom in de wereld van de kleinste sterren -- en de heetste, want de oppervlaktetemperatuur van deze neutronensterren kan oplopen tot een miljoen kelvin.
Bij de catastrofale instorting van de sterkern ontstaat een schokgolf die de buitenste lagen van de ster wegblaast. Daarbij komt zo buitengewoon veel energie vrij dat het verschijnsel -- een supernova-explosie -- tot aan de grenzen van het heelal te zien is. Zo'n supernova is soms net zo helder als alle andere sterren van zijn melkwegstelsel bij elkaar.

Twee fasen in het leven van een supernovarest. Midden en rechts de 'verse' restanten van supernova 1987A in de Grote Magelhaense Wolk, een ster die op 23 februari 1987 tot ontploffing kwam. De ster is nu omgeven door ringen van zijn eigen materie; de ijle flarden in de wijde omgeving zijn niet van de ster afkomstig, maar vormen het interstellaire medium ter plaatse: een rijke kraamkamer van sterren. (Foto: Hubble Heritage Team) Links het veel oudere restant van een ster die 320 jaar geleden ontplofte in het sterrenbeeld Cassiopeia, op een afstand van 10.000 lichtjaar. Het restant, Cassiopeia A geheten, is nu 10 lichtjaar groot. Deze röntgenopname is gemaakt met het Chandra X-Ray Observatory. Het heldere object in het midden is wellicht de neutronenster of het zwarte gat dat na de supernova-explosie is ontstaan. (Foto: NASA/CXC/SAO)

Gelukkig gaat het om een betrekkelijk zeldzaam verschijnsel: in ons melkwegstelsel exploderen waarschijnlijk niet meer dan een stuk of twee van deze zware sterren per eeuw. De laatste supernova in het Melkwegstelsel waarvan de explosie vanaf de aarde ook daadwerkelijk is gezien, is die van 1604, die onder andere is waargenomen door de Duitse sterrenkundige Johannes Kepler. De schaarste aan supernovae is voor ons een goede zaak, omdat zo'n explosie in de buurt van de aarde de nodige schade zou aanrichten. Het omhulsel van de exploderende ster bereikt snelheden van 10.000 kilometer per seconde en is rijk aan zware elementen die zijn ontstaan bij de laatste golf van fusiereacties in de weggeblazen buitenlagen. Alle zware elementen in het heelal zijn vermoedelijk op deze wijze ontstaan.
Welkom ook in de wereld van de rondtollende sterren. De zon doet er ongeveer een maand over om éénmaal om haar as te draaien. Maar neutronensterren gaan -- net als een kunstschaatser die een pirouette maakt -- tijdens het instorten steeds sneller draaien. Uiteindelijk draait zo'n ster meer dan tien keer per seconde om zijn as. Tegelijkertijd wordt ook het magnetische veld van de ster steeds sterker. Bij de twee magnetische polen van de ster ontstaan hete plekken die bundels intense straling het heelal in zenden. Als zo'n bundel toevallig in de richting van de aarde wijst, zien we de ster tijdens zijn rotatie aan- en uitknipperen. In zo'n geval noemen we de neutronenster 'pulsar'.
Er zijn inmiddels meer dan duizend van deze verbazingwekkende sterren ontdekt. En er moeten er nog vele duizenden méér zijn, omdat de bundels van deze kosmische vuurtorens meestal juist nooit in de richting van de aarde zullen wijzen. Bovendien neemt de rotatiesnelheid van een pulsar in de loop der tijd af, waardoor er op een gegeven moment een einde komt aan het knipperende bestaan van deze sterren. Als de zon een pulsar was, zou één enkele puls in de richting van de aarde voldoende zijn om al het leven op onze planeet te vernietigen.

Aan de hemel is Cygnus X-1 een onooglijk sterretjes. Maar in werkelijkheid betreft het waarschijnlijk een dubbelstersysteem waarvan een van beide sterren een zwart gat is.

Sterren zonder oppervlak

En nog is onze inventarisatie niet compleet. De allerzwaarste sterren blijken aan het eind van hun leven niet alleen veel kleiner te worden, maar zelfs oneindig klein. Witte dwergen danken hun stabiliteit en omvang aan de tegendruk van de elektronen in hun inwendige. Maar als ze zwaarder worden dan ongeveer anderhalve zonsmassa, storten ze verder in. Op soortgelijke wijze is de maximale massa van een neutronenster beperkt tot ongeveer drie zonsmassa's. Als een instortende zware ster een kern overhoudt die zwaarder is dan deze waarde, mislukt de vorming van een neutronenster. Niets kan de instorting van de kern dan meer tegenhouden, en uiteindelijk ontstaat er een 'zwart gat' van waaruit niets meer kan ontsnappen -- zelfs licht niet.
We zijn aangekomen bij de kleinste aller sterren, als we tenminste nog van 'sterren' mogen spreken. Het 'oppervlak' van deze objecten is namelijk niets anders dan een lege huls met een middellijn van paar kilometer, waarbinnen zich zaken afspelen die we nooit zullen zien. Het omhulsel is niets anders dan de grens waar de ontsnappingssnelheid van het zwarte gat -- de snelheid die een deeltje moet hebben om aan de zwaartekracht ervan te ontsnappen -- gelijk is aan de lichtsnelheid. Ben je die grens eenmaal gepasseerd, dan is er geen weg terug meer.
Dat betekent echter niet dat zwarte gaten per definitie onzichtbaar zijn. Als zo'n zwart gat deel uitmaakt van een dubbelstersysteem, kan hij materie van een begeleidende ster opslokken. Daarbij wordt de naar het zwarte gat toevallende materie dermate heet dat zij röntgenstraling uitzendt. Er zijn reeds verscheidene van zulke röntgendubbelsterren waargenomen, en sterrenkundigen gaan ervan uit dat het in sommige gevallen om dubbelsterren met een zwart gat gaat.

Sterren uit de oertijd

De hier beschreven verscheidenheid aan sterren is dus uitsluitend het gevolg van verschillen in massa en leeftijd. Maar er is nóg een factor die het uiterlijk van een ster bepaald: de tijd die verstreken is sinds het ontstaan van het Melkwegstelsel. Onze zon is ondanks haar leeftijd van vijf miljard jaar pas halverwege haar bestaan en dus nog betrekkelijk jong. Zeker als je haar leeftijd vergelijkt met de ongeveer 13 miljard jaar van het Melkwegstelsel. Toch lijken de jonge sterren die op dit moment geboren worden in veel opzichten op onze zon: betekent dit dat het Melkwegstelsel niet verandert? Zijn de eerste sterren die na het ontstaan van het Melkwegstelsel werden geboren niet te onderscheiden van hun huidige soortgenoten?
Jonge sterren als de zon kom je vooral tegen in de schijf van het Melkwegstelsel, het gedeelte dus dat we van opzij zien en de melkweg noemen. De oudste sterren in deze schijf zijn misschien 10 miljard jaar oud. Maar in de grote halo die de schijf omhult, vinden we een heel ander soort sterren: sterren die veel minder 'metalen' bevatten (met 'metalen' bedoelen sterrenkundigen alles wat zwaarder is dan waterstof en helium). De sterren in de bolvormige sterrenhopen -- de meest prominente bewoners van de halo -- bevatten gemiddeld ongeveer honderd keer zo weinig metalen als de zon. En in sommige gevallen is het metaalgehalte zelfs tienduizend keer zo laag. Waarom bevatten deze oude sterren zo veel minder zware stoffen dan de sterren die de afgelopen miljarden jaren zijn ontstaan?

Een voorbeeld van een ontploffende zware ster -- een supernova van type II -- in een ander melkwegstelsel (NGC 3367). Deze supernova bevindt zich op een afstand van ongeveer 200 miljoen lichtjaar. (Foto: ESO)

De oplossing van dit vraagstuk ligt bij de sterevolutie. We weten dat sterren worden geboren uit de dichte wolken van gas en stof die we op vele plaatsen in het Melkwegstelsel aantreffen. De scheikundige samenstelling van deze nieuwe sterren is dus een afspiegeling van de samenstelling van de gas- en stofwolken waaruit ze zijn ontstaan. Daarnaast hebben we vastgesteld dat sterren aan het einde van hun bestaan grote hoeveelheden materie de ruimte in blazen -- bij supernova-explosies bijvoorbeeld, maar ook in de vorm van sterrenwinden en planetaire nevels. De uitgestoten materie bevat onder meer sporen van de nieuwe 'metaalatomen' die de sterren in de loop van hun bestaan in hun vurige inwendige hebben gemaakt. Vóór onze ogen worden nieuwe metaalatomen het heelal in geblazen, atomen die op een dag weer in latere generaties van sterren terecht kunnen komen. Tenzij het tot een ontmoeting met een ander, wellicht metaalarmer sterrenstelsel komt, zal het metaalgehalte van het Melkwegstelsel dus alsmaar blijven toenemen.
Ook de metalen in onze zon zijn het resultaat van kernfusiereacties in voorgaande generaties van sterren. Onze aarde, die immers ook is gevormd uit de gaswolk waaruit de zon is ontstaan, bestaat zelfs vrijwel geheel uit zulke 'metalen'. We zijn de kleine erfgenamen van sterren die er niet meer zijn. Het grootste gedeelte van hun 'erfenis' vinden we terug in witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten.
Als we terug konden gaan in de geschiedenis van het heelal, zouden we vaststellen dat de sterren die we zien veel minder metalen bevatten dan hun erfgenamen. Na de oerknal bevatte het heelal vrijwel zeker niets anders dan waterstof, helium en een vleugje lithium. De eerste sterren moeten dus wel uitsluitend uit deze lichte elementen hebben bestaan, en helemaal geen metalen hebben bevat (behalve lithium dan). Hoewel de sterren in de halo van het Melkwegstelsel metaalarm zijn, zijn ze ook weer niet metaalloos. Is deze kloof overbrugbaar? Dat wil zeggen: kunnen we iets zeggen over de generaties sterren die deze oude sterren van het Melkwegstelsel vóór gingen?
Dat blijkt inderdaad mogelijk te zijn: de sleutel is gelegen bij de scheikundige samenstelling van de oudste halosterren. Deze is namelijk ongeveer wat je verwacht van sterren die door supernovae zijn 'vervuild' -- een vervuiling die een herkenbare samenstelling heeft. De eerste generatie van sterren, die inmiddels van het toneel verdwenen zijn, moet uit monsterachtige sterren hebben bestaan, die de interstellaire of intergalactische ruimte hebben bezaaid met net genoeg metalen om de huidige metaalgehalten in de galactische halo te kunnen verklaren. Terwijl het Melkwegstelsel zijn schijf begon te ontwikkelen, stierven steeds meer sterren van de eerste generatie onder achterlating van hun met metalen verrijkte materie. En ongeveer acht miljard jaar later kwam deze materie voor een deel terecht in de leden van ons zonnestelsel.

Al duizenden jaren kijkt de mensheid naar de sterren. Eerst leken ze allemaal op elkaar, en hadden we geen notie wat ze waren. Maar nu weten we dat wel. Ze blijken enorm verschillend te zijn, en zelfs fundamentele kenmerken als helderheid en omvang blijken enorm te kunnen verschillen: van een miljoen maal zo zwak als de zon tot een miljoen maal zo lichtsterk, en van de grootte van een flink kasteel tot de baan van Saturnus. Als je dat eenmaal beseft, zien de sterren er nooit meer allemaal hetzelfde uit. De schatkamer van de sterrenhemel is niet alleen een mooie doos met edelstenen, maar ook een verslag van de geschiedenis van deze hemellichamen.

Vertaling: Eddy Echternach.
James B. Kaler is hoogleraar sterrenkunde bij de Universiteit van Illinois, en onderzoekt planetaire nevels. Hij heeft verscheidene boeken over sterren en aanverwante objecten geschreven, waaronder Stars, dat verschenen is bij de Scientific American Library, en in het Nederlands is vertaald als Sterren (Natuur en Techniek, 1994). Ook zijn laatste boek -- Cosmic Clouds -- is vorig jaar in het Nederlands verschenen en heet Kosmische Wolken (Natuur en Techniek, 1998). Op Kalers website wordt elke week een nieuwe ster beschreven.

Overgenomen uit Zenit, januari 2000, blz. 4.