De laatste 'zonsverduistering'

C. de Jager

De zon is ongeveer 4,5 miljard jaar oud en zal naar schatting nog 7 miljard jaar bestaan. Aan het eind van haar leven wordt zij een reuzenster, zo groot dat Mercurius daarin verdwijnt en verdampt. De zon zal in dat stadium zo veel gas verliezen dat uiteindelijk de zeer compacte sterkern (een witte dwerg) overblijft, gehuld in een gaswolk: een planetaire nevel. Als die nevel in de ruimte vervluchtigd is, blijft tenslotte slechts de witte dwerg over, die heel geleidelijk afkoelt en uitdooft.

1. Een Herbig-Haro-object is een protoster met ongeveer dezelfde massa als de zon. Terwijl massa naar de ster toe stroomt, verlaat gelijktijdig massa de ster straalsgewijs langs de twee polen. Waar dit gas op het interstellaire gas botst ontstaan lichtende schokfronten.

De zon is waarschijnlijk ontstaan uit een grote wolk van gas, die door de een of andere oorzaak -- bijvoorbeeld een schokgolf van een nabije supernova-explosie -- werd samengeperst. De zwaartekracht deed de rest. Traag roterend nam de wolk de schijfvorm aan en stroomde er materie vanuit de schijf naar de groeiende zon: de protozon.
In veel gevallen, in het bijzonder bij protosterren met massa's die vergelijkbaar zijn met die van de zon, blijkt dat de protoster niet slechts materie ontvangt: hij verliest ook een deel, dat vanuit de twee polen straalsgewijs de protoster verlaat. Zo'n object noemt men, naar de ontdekkers, een Herbig-Haro-object. Een HH-object bestaat dus uit een groeiende protoster die langs de polen straalsgewijs een deel van het ontvangen gas verliest. Waar dat gas op het gas tussen de sterren botst en daardoor wordt afgeremd, ontstaan lichtgevende schokfronten (fig. 1). Eens zal ook de zon zo'n HH-object zijn geweest.
Bij een ster als de zon duurt de contractiefase niet lang: slechts 20 miljoen jaar. De HH-fase neemt daarvan slechts enkele miljoenen jaren in beslag. Een ster met meer massa doet er nog korter over, terwijl de contractie van een lichtere ster langer duurt. Slechts bij sterren met eindmassa's tussen ca. de helft en anderhalf maal die van de zon treedt de HH-fase op.

Een ster: kernreacties

In de zich vormende ster zullen de temperatuur en druk in het centrum voortdurend toenemen, tot zulk hoge waarden worden bereikt dat in het binnenste van de ster fusie van atoomkernen kan plaatsvinden. Dan houdt de contractie op: de protozon is zon geworden.
Per definitie is een ster een object waarbij het uitgestraalde licht zijn oorsprong vindt in reacties tussen atoomkernen, zogeheten fusiereacties, waarbij in enkele achtereenvolgende stappen lichte atoomkernen (waterstof, deuterium en helium-3) samensmelten tot helium-4-kernen (korter geschreven: 4He-kernen of alfadeeltjes). Het netto-effect van het fusieproces is dat vier kernen van het waterstofatoom, protonen dus, zich samenvoegen tot één alfadeeltje. Bij deze omzetting komt energie vrij.
Kernenergie is een uitermate efficiënte bron van energie, die bovendien in de sterren zo gelijkmatig gedoseerd wordt vrijgemaakt dat een ster daar bijna eindeloos lang op kan blijven leven. Daarom duurt de sterfase van de zon zoveel langer dan de initiële contractiefase, waarbij de uitgestraalde energie afkomstig is van de valenergie van deeltjes die uit de protosolaire wolk op de zon neerregenden.
Sinds de kernfusie is ingezet is de zon al die miljarden jaren nauwelijks van gedaante veranderd. Een gunstig gevolg daarvan is, dat de zon de aarde lang genoeg met bijna constante intensiteit heeft kunnen verwarmen, zodat hier leven kon ontstaan. Wij danken ons bestaan dus aan kernfusie. Toch zal ook aan de immense voorraad waterstof van de zon eens een einde komen. Ooit komt het moment dat alle waterstof in het centrum van de zon in helium is omgezet. Wat gaat er dan gebeuren?

2. De levensloop van de zon in het Hertzsprung-Russell-diagram. Korte streepjes links van het spoor geven de ouderdom van de zon in dat punt in miljarden jaren; streepjes rechts geven de middellijn, uitgedrukt in die van de zon nu.

De levensloop in een HR-diagram

Een bekende manier om in één oogopslag van een aantal sterren de voornaamste eigenschappen te leren kennen of om de levensloop van een ster te overzien, is deze zaken aanschouwelijk te maken in een Hertzsprung-Russell (HR-) diagram. In zo'n diagram wordt verticaal de intrinsieke helderheid van de ster uitgezet. Daarmee bedoelen we de werkelijke helderheid van het object, waarbij het in gedachten wordt verplaatst naar een standaardafstand, en niet de schijnbare helderheid waarmee we een ster aan de hemel zien staan. (De schijnbare helderheid is uiteraard sterk beïnvloed door de afstand waarop de ster staat, terwijl in de intrinsieke helderheid die invloed is weggewerkt.) Horizontaal zetten we de temperatuur uit, en wel zodanig dat de hoogste temperatuurwaarden links staan en de laagste rechts, anders dan men gewoonlijk zou doen. In plaats van de temperatuur wordt vaak ook de kleur gebruikt: hete sterren zijn blauw tot wit, koele zijn roder. In het HR-diagram staan de zwakst stralende sterren, de dwergen, onderaan en de helderste, de reuzen, bovenaan. Men spreekt dan ook van rode reuzen, witte dwergen, enz.
Laten we de levensloop van de zon eens in een HR-diagram weergeven (fig. 2). In zo'n diagram is veel te zien. Een stip toont de huidige positie van de zon: de oppervlaktetemperatuur is 5800 K, de lichtsterkte noemen we 1. De lijn geeft de levensloop van de zon. De getallen links van de lijn geven de leeftijd van de zon in miljarden jaren. De getallen rechts geven de middellijn, uitgedrukt in die van de huidige zon. De tegenwoordige zonnediameter bedraagt 1.400.000 km.
We zien dat de zon bij haar ontstaan iets kleiner was dan nu en ongeveer dertig procent minder licht uitstraalde. Toen op aarde de eerste levensvormen ontstonden, ca. 3,5 miljard jaar geleden, was de helderheid ook nog geringer dan nu: tachtig procent van de huidige waarde. Als de aarde toen van het ontvangen zonlicht dezelfde fracties ontving en uitstraalde als nu het geval is, zou onze planeet een grotendeels bevroren wereld van ijs en sneeuw zijn geweest, waar maar moeilijk leven had kunnen ontstaan. Men redt zich uit dit dilemma door het gegeven dat de aarde toentertijd een dichte atmosfeer van kooldioxide had die, middels het broeikaseffect, de temperatuur opvoerde.
De zon zal nog heel lang blijven zoals zij nu is, maar geleidelijk zal zij meer en meer licht uitstralen. Over 5 miljard jaar zal de productie van licht en warmte tweemaal zo groot zijn als nu. Als de aarde niet zou veranderen -- maar dat doet zij wel! -- zou de oppervlaktetemperatuur dan ca. 50 graden hoger zijn dan nu. De gevolgen voor het leven op aarde laten zich raden!
Omstreeks die tijd -- over 5 miljard jaar dus -- zullen er echter de nodige veranderingen gaan optreden. Alle waterstof in het inwendige van de zon zal dan zijn opgebruikt en in helium omgezet. De zon heeft dan een dode kern. Dood, omdat de temperatuur van het zonnebinnenste te laag is voor fusiereacties tussen heliumkernen. Daardoor zal het inwendige ineenkrimpen, wat tot een geleidelijke temperatuurverhoging in het centrum leidt. Tegelijkertijd zwellen de buitendelen op: de zon wordt een rode reuzenster.
Na nog eens 1,5 miljard jaar is de temperatuur in de binnendelen zo hoog opgelopen dat in een schil rondom de dode kern het daar nog aanwezige waterstof in helium kan worden omgezet. Dat luidt het begin in van de schilverbrandingsfase (beter is het overigens om te spreken van de schilfusiefase, want er verbrandt niets). Door de enorme energieproductie in de waterstofschil, gaat de zon meer en meer licht produceren, en tegelijkertijd zwellen haar buitenlagen enorm op. De opgevoerde energieproductie kan niet voorkomen dat het opzwellen van de buitenlagen tot een daling van de oppervlaktetemperatuur leidt. Gedurende een miljard jaar of daaromtrent zal de zon verder gaan als rode reus.

Massaverlies

Ten slotte zal er een toestand worden bereikt waarbij de zon tweeduizend maal zo veel licht uitstraalt als nu, terwijl de oppervlaktetemperatuur is gedaald tot ca. 3000 kelvin. In dat stadium is de zon 125 maal groter dan nu en is de afstand tussen haar middelpunt en oppervlak toegenomen tot 88 miljoen kilometer. Mercurius, nu op een gemiddelde afstand van 58 miljoen km, zal door de zon worden opgeslokt en geheel verdampen. Venus, nu op 108 miljoen km van het zonnecentrum, ontspringt de dans, evenals de aarde. De temperatuur op onze planeet is dan inmiddels wel gestegen tot 1500 à 2000 graden Celsius.
Ook de zon loopt dan kleerscheuren op. De aantrekkingskracht, dit is de kracht waarmee de deeltjes aan de buitenkant van de zon worden aangetrokken, zal tot minieme waarden afnemen. De versnelling die een deeltje aan het zonsoppervlak zou ondervinden, nu nog 27 meter per sec², is dan afgenomen tot 1 millimeter per sec². De geringste verstoring zou het gas reeds van het zonsoppervlak doen verdwijnen.
Die verstoring is er dan ook: de straling van de betrekkelijk koele zon oefent toch nog een behoorlijke kracht uit op materiaal daarbuiten: de stralingsdruk. Deze naar buiten gerichte kracht is tijdens de late levensfase van de zon enkele malen groter dan de inwaarts gerichte aantrekkingskracht. Het gevolg zal zijn dat gas van de buitendelen van de zon de ruimte in worden geblazen. De zon verliest aan massa.

Van de heliumflits tot de 'kluit'

Daarbij blijft het niet. Tussen alle bedrijven door is de kern van de zon verder gekrompen. Ten slotte zal ruim de helft van de massa van de huidige zon zijn samengebald in een bolletje dat niet groter is dan de aarde. De materie is dan gedegenereerd, zoals dat heet. Verplaatst naar aardse omstandigheden zou een liter zonnemateriaal dan ca. een miljoen kilo wegen.
Intussen blijft de temperatuur in de kern steeds verder toenemen. Wanneer die temperatuur zo hoog is geworden dat heliumkernen kunnen fuseren tot zwaardere deeltjes, voornamelijk koolstof en zuurstof, begint het 3-alfa-proces: drie alfadeeltjes versmelten in enkele opeenvolgende fusiereacties tot een koolstof- of een zuurstofkern. De energie die daarbij vrijkomt verhit het gas verder, terwijl de druk niet toeneemt -- een eigenschap van ontaarde gassen. Daardoor wordt het 3-alfa-proces verder en verder versneld: een plotselinge flits van straling is het gevolg: de heliumflits.
Op 20 februari 1996 ontdekte de Japanse amateur-sterrenkundige Sakurai een ster in het sterrenbeeld Boogschutter (Sgr) die gestaag in helderheid toenam. Dit object, V4334 Sgr gedoopt, bleek achteraf op archieffoto's reeds een jaar eerder te zijn begonnen met oplichten. Aanvankelijk werd aan een nieuw ontdekte nova gedacht, maar de overige eigenschappen van de ster, zoals het spectrum, wezen in een andere richting. Nadat ook een grote langzaam uitdijende wolk van heet, radiostraling uitzendend gas om de ster was ontdekt en nadat gevonden was dat de ster rijk was aan koolstof (het gevolg van 3-alfa-fusiereacties), werd duidelijk dat we hier te maken hadden met een ster die de heliumflits doormaakte. Het verschijnsel van de heliumflits was in 1960 door Martin Schwarzschild voorspeld; Sakurai was de eerste die zo'n gebeurtenis ook werkelijk waarnam!
De plotselinge energievloed die door de heliumflits in de sterkern vrijkomt heeft tot gevolg dat de ontaarding daar wordt opgeheven. Het gas van de kern expandeert, wat een temperatuurafname in de kern tot gevolg heeft. Daardoor zal de ster in helderheid afnemen, en door het voortgaande massaverlies wordt zij kleiner. Ondanks de afkoeling in de kern neemt de oppervlaktetemperatuur van het sterrestant hierdoor toe.
In het HR-diagram resulteert dit in een afglijden naar lagere lichtkrachten en hogere temperaturen, waardoor de ster terugglijdt langs de reuzentak, tot zij het punt bereikt waar zij nog enige tijd kan voortleven op de 3-alfa-fusiereactie. In dat punt, de 'kluit', verzamelen zich zonachtige sterren die in hun laatste levensfase verkeren, vandaar de naam. Sterren in de kluit stralen ongeveer zestig maal zo veel licht uit als de zon nu, en hun oppervlaktetemperatuur bedraagt 4500 kelvin. Ze zijn ongeveer 13 maal zo groot als de zon nu is.

3. De Ringnevel in de Lier. (Foto: HST/STScI)

Planetaire nevels

De fase na de heliumflits en na het verlaten van de kluit, duurt slechts enkele tienduizenden jaren. De ster blijft ondertussen gas wegblazen. En naarmate de ster meer gas verliest, worden de binnendelen steeds beter zichtbaar. We zien in het midden van de zich uitbreidende gaswolk een mettertijd steeds hetere en kleinere compacte ster verschijnen. Wanneer de ster een hogere temperatuur krijgt, wordt de stralingsdruk die de ster op de gasomhulling uitoefent steeds groter en dat gas wordt met toenemende snelheden van de ster weggejaagd. Dat heeft tot gevolg dat het eerder weggeblazen gas wordt opgeveegd door het snellere later weggejaagde. Om de ster ontstaat een bolschil van lichtgevend gas, die er van een afstand soms als een ring uitziet. Het bekendste voorbeeld hiervan is de Ringnevel in de Lier (fig. 3).
De algemene naam voor zo'n gaswolk om een hete, oude ster is planetaire nevel. Dit lijkt een wonderlijke naam, en dat is ook zo, maar voor de eerste waarnemers van deze objecten, enkele honderden jaren geleden, zagen deze nevels er uit als wazige planeetschijfjes. De kernen van planetaire nevels behoren tot de heetste sterren die we kennen. Er zijn er bij met temperaturen van 200.000 graden.
Een planetaire nevel hoeft er overigens niet steeds als een ringnevel uit te zien. Afhankelijk van de wijze waarop het gas de ster verlaat, kan de gaswolk diverse vormen aannemen. Zo kent men de Halter-, de Schroef- (Helix-), de Vlinder- en de Schildpadnevel -- namen die op een grote verscheidenheid aan vormen duiden.

4. De Vlindernevel NGC 6302. (Foto: ESO)

De laatste eindfase

In de laatste fase van haar leven is de zon een witte dwerg. De planetaire nevel blijft niet lang. In een tijdsbestek van enkele tienduizenden jaren vervluchtigt hij, om in de ruimte te verdwijnen. Over blijft een kleine, gedegenereerde ster die aanvankelijk nog een hoge oppervlaktetemperatuur heeft. Eigenlijk zou men zo'n object overigens beter een blauwe of ultraviolette dwerg kunnen noemen, een begrip dat met zeer vooruitziende blik reeds in de jaren vijftig door de Russische sterrenkundiger Parenago is ingevoerd.
Witte dwergen hebben als zodanig niet het eeuwige leven, maar ze bestaan wel zeer lang. Langzaam koelen ze af en daarbij worden ze geel van kleur, daarna roder, om uiteindelijk als een voor ons onzichtbare infrarode en tenslotte donkere dwerg te worden toegevoegd aan de grafkelders van de kosmos.

Meer over sterren en sterevolutie kunt u lezen in het artikel "De schatkamer van de sterren".

5. De Helix- of Schroefnevel in de Waterman, met zijn wonderlijke 'komeetjes'. De 'komeetkopjes' bestaan uit kleine lichtgevende kernen met van de centrale ster af gerichte gasstralen. De kernen hebben massa's van ca. 0,000.015 van die van de zon (dit is ca. viermaal de massa van de aarde), en ze verwijderen zich onder invloed van de stralingsdruk van de centrale ster met snelheden van ca. 14 km per seconde daarvandaan. Het gas dat deze kerntjes verlaat gaat enkele tientallen km/sec sneller en dat veroorzaakt de komeetachtige structuren. (Foto: HST/STScI)

Overgenomen uit Zenit, juli/augustus 1999, blz. 340.