Wat is de levensloop van een ster?
De zon is de ster die het dichtste bij de aardse staat, en is onderwerp in veel mythologieën, zoals die van de Grieken en de Romeinen. Vroeger behandelde de mensen op planeet aarde de zon als een planeet, en dacht dat de zon om de aarde heen draaide. Niets is minder waar, want je weet vast wel dat juist de aarde om de zon draait. Men dacht zelfs dat de Zon het middelpunt van de universum was. De zon is zo heet dat je het nog op aarde merkt. De zon heeft een diameter van 1.392.684 kilometer.
Iedere ster die je aan de hemel ziet, is een keer geboren en gaat ook een keer sterven. De wetenschappers hebben daar erg lang over zitten nadenken voordat ze zelfs een idee hadden. Daar zijn natuurlijk een hoop berekeningen voor gemaakt. Denk jij er ook eens over na, hoe de zon bijvoorbeeld zoveel straling kan afgeven, dat je het zelfs hier op aarde nog voelt? Dat gaan we hier bespreken.
Iedere ster die je aan de hemel ziet, is een keer geboren en gaat ook een keer sterven. De wetenschappers hebben daar erg lang over zitten nadenken voordat ze zelfs een idee hadden. Daar zijn natuurlijk een hoop berekeningen voor gemaakt. Denk jij er ook eens over na, hoe de zon bijvoorbeeld zoveel straling kan afgeven, dat je het zelfs hier op aarde nog voelt? Dat gaan we hier bespreken.
Geboorte van sterren
Het lijkt me logisch om te beginnen bij de geboorte van sterren.
Sterren zijn grote bollen gloeiend gas. Die ontstaan niet zomaar. Maar we hebben geluk, want het universum zit vol met dit gas. (Zie afbeelding.) Hoe dat gas zich uiteindelijk samenperst tot een grote bol is nog niet echt bekend. Er zijn weliswaar meerdere theorieën, maar ze zijn nooit bewezen. Hier is een van die theorieën.
Deze gaswolken staan soms in de buurt van sterren. Het licht van deze sterren drukt de wolken in mekaar. Het klink misschien een beetje idioot, maar licht kan blijkbaar kleine deeltjes gas en stof verplaatsen. Deze ‘lichtdruk’ is zeer klein. Eigenlijk voelen alleen deze gas- en stofdeeltjes deze druk. Zo worden ze stukje bij beetje samengeperst. Héél langzaam. Zo wordt de hele wolk steeds dichter bij elkaar gedrukt.
En uiteindelijk, komt de zwaartekracht ten tonele. De deeltjes trekken elkaar nu aan. De zwaartekracht gaat de ‘lichtdruk’ steunen. Onze gaswolk wordt steeds minder ijl ( = met een lagere concentratie, dus de concentratie wordt steeds hogen). Het licht van andere sterren komt er bijna niet meer door. Op foto’s van grote gasnevels kun je ze waarnemen als kleine, ronde, zwarte bolletjes. Ze worden globules genoemd. De deeltjes in de gaswolk zitten nu zo dicht bij mekaar, dat de zwaartekracht het grootste werk doet. De lichtdruk doet bijna niks meer.
Omdat de gaswolk kleiner wordt, gaat hij steeds sneller ronddraaien. Nu kunnen er twee dingen gebeuren: Of de gaswolk valt uit elkaar door de snelle draaiing en er ontstaan twee sterren, die om mekaar heen draaien, of hij valt niet uit elkaar en blijft gewoon een enkele ster.
De wolk wordt nog steeds steeds kleiner. De gasdeeltjes vallen steeds sneller naar elkaar toe. Ze komen ook steeds vaker in botsing met elkaar. De bewegingsenergie wordt steeds hoger. Uiteindelijk bewegen ze met een geweldige snelheid door elkaar. De temperatuur wordt zo steeds hoger. Binnen in de wolk bewegen ze het snelst. Daar worden ze het sterkst aangetrokken. Uiteindelijk wordt het zo heet in de wolk, dat alle stofdeeltjes worden omgezet in gasdeeltjes. Om precies te zijn, het gas waar de wolk uit bestond. Het gas gaat warmtestraling afgeven. Deze straling is infrarode straling, die kunnen we niet zien. Een ster die alleen nog maar infrarode straling afgeeft, wordt een proto-ster genoemd, en het betekent ongeveer 'ster in wording'.
Het duurt een tijdje, maar dan gaat de ster licht uit te stralen. Dat is eerst vrij weinig, maar de ster geeft iedere dag meer licht af.
Na een maand of drie, vier sprankelt er een nieuwe ster in de lucht. Nu begint het echt lange gedeelte van zijn levensloop.
Sterren zijn grote bollen gloeiend gas. Die ontstaan niet zomaar. Maar we hebben geluk, want het universum zit vol met dit gas. (Zie afbeelding.) Hoe dat gas zich uiteindelijk samenperst tot een grote bol is nog niet echt bekend. Er zijn weliswaar meerdere theorieën, maar ze zijn nooit bewezen. Hier is een van die theorieën.
Deze gaswolken staan soms in de buurt van sterren. Het licht van deze sterren drukt de wolken in mekaar. Het klink misschien een beetje idioot, maar licht kan blijkbaar kleine deeltjes gas en stof verplaatsen. Deze ‘lichtdruk’ is zeer klein. Eigenlijk voelen alleen deze gas- en stofdeeltjes deze druk. Zo worden ze stukje bij beetje samengeperst. Héél langzaam. Zo wordt de hele wolk steeds dichter bij elkaar gedrukt.
En uiteindelijk, komt de zwaartekracht ten tonele. De deeltjes trekken elkaar nu aan. De zwaartekracht gaat de ‘lichtdruk’ steunen. Onze gaswolk wordt steeds minder ijl ( = met een lagere concentratie, dus de concentratie wordt steeds hogen). Het licht van andere sterren komt er bijna niet meer door. Op foto’s van grote gasnevels kun je ze waarnemen als kleine, ronde, zwarte bolletjes. Ze worden globules genoemd. De deeltjes in de gaswolk zitten nu zo dicht bij mekaar, dat de zwaartekracht het grootste werk doet. De lichtdruk doet bijna niks meer.
Omdat de gaswolk kleiner wordt, gaat hij steeds sneller ronddraaien. Nu kunnen er twee dingen gebeuren: Of de gaswolk valt uit elkaar door de snelle draaiing en er ontstaan twee sterren, die om mekaar heen draaien, of hij valt niet uit elkaar en blijft gewoon een enkele ster.
De wolk wordt nog steeds steeds kleiner. De gasdeeltjes vallen steeds sneller naar elkaar toe. Ze komen ook steeds vaker in botsing met elkaar. De bewegingsenergie wordt steeds hoger. Uiteindelijk bewegen ze met een geweldige snelheid door elkaar. De temperatuur wordt zo steeds hoger. Binnen in de wolk bewegen ze het snelst. Daar worden ze het sterkst aangetrokken. Uiteindelijk wordt het zo heet in de wolk, dat alle stofdeeltjes worden omgezet in gasdeeltjes. Om precies te zijn, het gas waar de wolk uit bestond. Het gas gaat warmtestraling afgeven. Deze straling is infrarode straling, die kunnen we niet zien. Een ster die alleen nog maar infrarode straling afgeeft, wordt een proto-ster genoemd, en het betekent ongeveer 'ster in wording'.
Het duurt een tijdje, maar dan gaat de ster licht uit te stralen. Dat is eerst vrij weinig, maar de ster geeft iedere dag meer licht af.
Na een maand of drie, vier sprankelt er een nieuwe ster in de lucht. Nu begint het echt lange gedeelte van zijn levensloop.
Hoe wekt de zon energie in de vorm van licht op?
De gaswolk, waar onze zon uit is ontstaan, bevatte voornamelijk waterstofgas. Dit gas komt nog steeds met meeste voor in de zon. Het kleinste deeltje wat in dat gas te vinden is, is een waterstofatoom, wat bestaat uit een proton en een elektron. Normaal gesproken draait het negatieve elektron rond de kern met de neutronen en positieve protonen, maar omdat het zo ontiegelijk heet is in de kern van de zon (15 miljoen graden Celcius) zijn de elektronen en protonen elkaar kwijtgeraakt. Ze bewegen in plaats daarvan door elkaar. Het zijn dus geen echte atomen meer. Toch worden protonen nog steeds waterstofkernen genoemd, omdat er in de kern van ons waterstofatoom ook maar één proton zit.
Omdat de protonen zo snel door elkaar bewegen, willen ze nog wel eens tegen elkaar botsen. Eigelijk zou je zeggen dat dat niet kan, wat deze protonen zijn allebei positief geladen. Een uniek proton maakt dat eigelijk maar eens per 14 miljard jaar mee. Maar toch zijn er per kubieke centimeter miljarden botsingen per minuut. Dat komt omdat er ontzettend veel protonen in de zon zitten. In iedere kubieke centimeter zitten er ongeveer 10.000.000.000.000.000.000 miljard protonen. Oftewel, een 1 met 28 nullen. Als de deeltjes botsen gebeuren er rare dingen. Er worden deeltjes uitgezonden: positronen en neutrino’s. Het resultaat is een proton en een neutron die aan elkaar zitten. Dus je hebt eerst twee protonen en daarna een proton en een neutron. Binnen een paar secondes komt er een proton bij. Het neutron zorgt ervoor dat de twee protonen elkaar niet zo heel sterk afstoten.
De drieën reizen verder naar de kern, het binnenste van de zon. Er wordt de komende honderduizend jaar niks meer gedaan met dit deeltje. Maar dan botsen ze op een dag met een ander groepje, ook met twee protonen en een neutron. Samen dus vier protonen en twee neutronen. Wat er nu gebeurt, is dat er twee protonen weggaan. Er blijven dus twee protonen en twee neutronen over. De vieren vormen nu een heliumkern.
Tijdens de reactie heeft de stof massa verloren. Toegegeven, het is wel héél weinig massa, maar hij heeft toch massa verloren. Deze massa is omgezet in straling. Massa verandert in energie! Zo werkt de zon. Waterstofkernen worden heliumkernen. Daar gaat massa verloren die wordt omgezet in energie. Dit heet waterstofverbranding.
Als je op een proton staat te wachten om in een heliumkern te veranderen, dan kun je beter iets anders gaan doen. Dit kan namelijk ontiegelijk lang duren, namelijk miljarden jaren. Maar er zijn ongelofelijk veel protonen in onze zon. Uiteindelijk worden er verschrikkelijk veel heliumatomen gemaakt. Zoveel zelfs, dat de zon per seconde ongeveer vierduizend miljoen kilogram aan massa. Je zou dan niet verwachten dat de zon het zo miljarden jaren vol kan houden, maar toch is het zo.
De zon geeft voor iedere seconde aan 200.000 miljard wagonladingen steenkolen energie. Als er een trein zou zijn die al die steenkolen zou moeten vervoeren, dan zou die een half lichtjaar lang zijn. De manier waarop de zon deze energie wint, is dus het omzetten van waterstofatomen naar helium atomen. De bovengenoemde gebeurtenissen is een van de manieren waardoor dit gebeurt, dit heet ook wel de protonencyclus. Er is ook nog een andere manier die de koolstofcyclus heet. Daar spelen, zoals je misschien al had verwacht, koolstofkernen een grote rol. Deze is stukken ingewikkelder dan de protonencyclus. In de zon gebeuren beide processen, maar de protonencyclus blijft het belangrijkst.
Uiteindelijk is de zon precies zoals we hem kennen. De zon verandert bijna niet meer. Hij wordt niet helderder, heter, groter of kleiner. Het inkrimpen van de zon wordt tegengehouden in de kern van de zon. De zon wordt iedere seconde 4.000.000.000 kilogram lichter. De hoeveelheid waterstofkernen is zo ongelofelijk groot, dat hij 10 miljard jaar op deze manier door kan gaan. Onze zon heeft al zit ongeveer op de helft van deze tijd, dus hij houdt het nog minstens 5 miljard jaar vol.
Als je een zwaardere zon hebt, dan is deze waarschijnlijk ontstaan uit meer gas. Een zwaardere zon zal ook helderder zijn.
In de kern van de zon zul je het meeste helium vinden. Als je verder uit de kern van de zon gaat, zul je steeds minder helium vinden, en zal je ook zien dat de waterstofverbranding langzamer gaat. Toch zit er in de buitenste lagen van de zon toch nog helium. Het zat daar al tijdens de geboorte van de zon.
Omdat de protonen zo snel door elkaar bewegen, willen ze nog wel eens tegen elkaar botsen. Eigelijk zou je zeggen dat dat niet kan, wat deze protonen zijn allebei positief geladen. Een uniek proton maakt dat eigelijk maar eens per 14 miljard jaar mee. Maar toch zijn er per kubieke centimeter miljarden botsingen per minuut. Dat komt omdat er ontzettend veel protonen in de zon zitten. In iedere kubieke centimeter zitten er ongeveer 10.000.000.000.000.000.000 miljard protonen. Oftewel, een 1 met 28 nullen. Als de deeltjes botsen gebeuren er rare dingen. Er worden deeltjes uitgezonden: positronen en neutrino’s. Het resultaat is een proton en een neutron die aan elkaar zitten. Dus je hebt eerst twee protonen en daarna een proton en een neutron. Binnen een paar secondes komt er een proton bij. Het neutron zorgt ervoor dat de twee protonen elkaar niet zo heel sterk afstoten.
De drieën reizen verder naar de kern, het binnenste van de zon. Er wordt de komende honderduizend jaar niks meer gedaan met dit deeltje. Maar dan botsen ze op een dag met een ander groepje, ook met twee protonen en een neutron. Samen dus vier protonen en twee neutronen. Wat er nu gebeurt, is dat er twee protonen weggaan. Er blijven dus twee protonen en twee neutronen over. De vieren vormen nu een heliumkern.
Tijdens de reactie heeft de stof massa verloren. Toegegeven, het is wel héél weinig massa, maar hij heeft toch massa verloren. Deze massa is omgezet in straling. Massa verandert in energie! Zo werkt de zon. Waterstofkernen worden heliumkernen. Daar gaat massa verloren die wordt omgezet in energie. Dit heet waterstofverbranding.
Als je op een proton staat te wachten om in een heliumkern te veranderen, dan kun je beter iets anders gaan doen. Dit kan namelijk ontiegelijk lang duren, namelijk miljarden jaren. Maar er zijn ongelofelijk veel protonen in onze zon. Uiteindelijk worden er verschrikkelijk veel heliumatomen gemaakt. Zoveel zelfs, dat de zon per seconde ongeveer vierduizend miljoen kilogram aan massa. Je zou dan niet verwachten dat de zon het zo miljarden jaren vol kan houden, maar toch is het zo.
De zon geeft voor iedere seconde aan 200.000 miljard wagonladingen steenkolen energie. Als er een trein zou zijn die al die steenkolen zou moeten vervoeren, dan zou die een half lichtjaar lang zijn. De manier waarop de zon deze energie wint, is dus het omzetten van waterstofatomen naar helium atomen. De bovengenoemde gebeurtenissen is een van de manieren waardoor dit gebeurt, dit heet ook wel de protonencyclus. Er is ook nog een andere manier die de koolstofcyclus heet. Daar spelen, zoals je misschien al had verwacht, koolstofkernen een grote rol. Deze is stukken ingewikkelder dan de protonencyclus. In de zon gebeuren beide processen, maar de protonencyclus blijft het belangrijkst.
Uiteindelijk is de zon precies zoals we hem kennen. De zon verandert bijna niet meer. Hij wordt niet helderder, heter, groter of kleiner. Het inkrimpen van de zon wordt tegengehouden in de kern van de zon. De zon wordt iedere seconde 4.000.000.000 kilogram lichter. De hoeveelheid waterstofkernen is zo ongelofelijk groot, dat hij 10 miljard jaar op deze manier door kan gaan. Onze zon heeft al zit ongeveer op de helft van deze tijd, dus hij houdt het nog minstens 5 miljard jaar vol.
Als je een zwaardere zon hebt, dan is deze waarschijnlijk ontstaan uit meer gas. Een zwaardere zon zal ook helderder zijn.
In de kern van de zon zul je het meeste helium vinden. Als je verder uit de kern van de zon gaat, zul je steeds minder helium vinden, en zal je ook zien dat de waterstofverbranding langzamer gaat. Toch zit er in de buitenste lagen van de zon toch nog helium. Het zat daar al tijdens de geboorte van de zon.
Het einde van de zon, en de gevolgen
In het centrum komen steeds meer heliumkernen, want de waterstofkernen blijven maar nieuwe heliumkernen vormen. Na ongeveer vijf miljoen jaar, zoals hierboven genoemd, zal de kern van onze zon vol zitten met helium en er zal daar geen verbranding meer plaatsvinden. In de kring rond de kern zal nog waterstofkernen omgezet worden in heliumkernen.
Omdat er in de heliumkern geen verbranding is, zal hij een beetje inkrimpen. Niet zo heel veel, maar toch is het resultaat dat de zon flink verhit wordt. Want hoe dichter de deeltjes bij elkaar zitten, hoe hoog de temperatuur wordt. De andere lagen van de zon krijgen ook een hogere temperatuur. Vooral rondom de kern krijgt de waterstofverbranding een extra boost, en gaat stukken sneller. Er komt nu heel veel energie vrij.
Dit gaat dus nog even door, want de heliumkern wordt steeds groter waardoor er steeds verdere lagen verhit worden. Dit heet een schilverbranding.
Het resultaat zal zijn, dat de buitenste lagen van de zon gaan uitzetten door de toegenomen druk van de straling van de zon. Deze zou zo ver uitzetten, dat de zon de aarde zal bereiken en ‘opslokken’. De zon zou veranderen in een rode reuzenster.
Nog een paar miljoen jaar later wordt de zon onstabiel. Hij zet uit, krimpt in, en begin te ‘sputteren’. De zon verschrompelt tot een dwergster, en mogelijk explodeert ze ook nog. De zon stoot ook gas uit dat later tot nieuwe sterren gevormd kan worden.
Onze zon is een middelgrote ster. Kleine sterren doven gewoon langzaam uit, zware sterren ontploffen aan het eind in een fractie van een seconde en ze worden in de tussentijd een miljoen keer zo helder. Dit is een supernova.(Zie afbeelding.) Superzware sterren ontploffen op het eind met een gigantische flits, en klapt hij helemaal in elkaar. De materie waar deze verschrompelde ster uit bestaat zit heel dicht bij elkaar. Één lepeltje van deze materie zou meer wegen dan een grote stad. De ster heeft nog maar een doorsnede van één kilometer. En dan ontstaat er een zwart gat, die zo’n ongelofelijke aantrekkingskracht heeft dat het zelfs licht naar zich toe kan trekken, dat normaal gesproken met 300.000 km per seconde reist.
Omdat er in de heliumkern geen verbranding is, zal hij een beetje inkrimpen. Niet zo heel veel, maar toch is het resultaat dat de zon flink verhit wordt. Want hoe dichter de deeltjes bij elkaar zitten, hoe hoog de temperatuur wordt. De andere lagen van de zon krijgen ook een hogere temperatuur. Vooral rondom de kern krijgt de waterstofverbranding een extra boost, en gaat stukken sneller. Er komt nu heel veel energie vrij.
Dit gaat dus nog even door, want de heliumkern wordt steeds groter waardoor er steeds verdere lagen verhit worden. Dit heet een schilverbranding.
Het resultaat zal zijn, dat de buitenste lagen van de zon gaan uitzetten door de toegenomen druk van de straling van de zon. Deze zou zo ver uitzetten, dat de zon de aarde zal bereiken en ‘opslokken’. De zon zou veranderen in een rode reuzenster.
Nog een paar miljoen jaar later wordt de zon onstabiel. Hij zet uit, krimpt in, en begin te ‘sputteren’. De zon verschrompelt tot een dwergster, en mogelijk explodeert ze ook nog. De zon stoot ook gas uit dat later tot nieuwe sterren gevormd kan worden.
Onze zon is een middelgrote ster. Kleine sterren doven gewoon langzaam uit, zware sterren ontploffen aan het eind in een fractie van een seconde en ze worden in de tussentijd een miljoen keer zo helder. Dit is een supernova.(Zie afbeelding.) Superzware sterren ontploffen op het eind met een gigantische flits, en klapt hij helemaal in elkaar. De materie waar deze verschrompelde ster uit bestaat zit heel dicht bij elkaar. Één lepeltje van deze materie zou meer wegen dan een grote stad. De ster heeft nog maar een doorsnede van één kilometer. En dan ontstaat er een zwart gat, die zo’n ongelofelijke aantrekkingskracht heeft dat het zelfs licht naar zich toe kan trekken, dat normaal gesproken met 300.000 km per seconde reist.
Samenvatting
Je ziet dus dat het leven van de zon eigenlijk een soort kringloop is, die zich dus eindeloos kan herhalen (technisch gezien). De zon wordt geboren uit gas, maakt energie (licht en warmte) door processen die je ‘kernreacties’ zou kunnen noemen, en sterft ongeveer 10 miljard jaar weer met een enorme knal. Met het gas dat de zon op het laatst heeft uitgestoten, kunnen dus weer nieuwe sterren worden gemaakt, op precies dezelfde manier.