Blog: Geef me de ruimte (5)

In het vorige Blog heb ik uitgelegd hoe het stervensproces van een gemiddelde ster verloopt. De ster werd uiteindelijk een witte dwerg met een diameter van de omvang van slechts een planeet. Echter bij zgn. massieve sterren ziet het levenseinde er een stuk dramatischer uit.

Massieve sterren hebben minimaal 8 keer de grootte van onze zon. Hoe dergelijk grote sterren kunnen ontstaan is nog steeds een raadsel. In Blog 3 is de geboorte van sterren beschreven. We zagen dat de dichtheid van een gaswolk na verloop van tijd dusdanig groot wordt dat ze volledig onder haar eigen gewicht instort en tot een ‘protoster’ is geworden. Massieve sterren ontstaan uit grotere gaswolken. Waarom meer gas verzamelen om een ster ter worden. Het zou logischer zijn om in een eerder stadium een ‘normale’ ster te vormen. Iets zorgt ervoor dat dit stadium later plaatsvindt. Men vermoedt dat magnetische velden hier een grote rol spelen. 

Desalniettemin, ook nu geldt dat na de ‘geboorte’ het ‘gewone’ leven begint waarbij door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium. Echter doordat de ster veel meer massa heeft zal druk en temperatuur eveneens aanmerkelijk hoger zijn. Dit zorgt er dan voor dat sprake is van meerdere kernfusies in meerdere schillen. Het verkregen helium (He) uit waterstof (H) wordt omgezet in koolstof (C), koolstof vervolgens in Neon (Ne), Neon in zuurstof (O), zuurstof in Silicium (Si) en Silicium tenslotte in ijzer (Fe). Elke opeenvolgende kernfusie verloopt sneller. Daar waar de eerste kernfusie van H → He, vele miljoenen jaren duurt, verloopt de laatste van Si → Fe, slechts in 1 dag. 

Gedurende al deze tijd is de ster alsmaar groter geworden, waardoor de oppervlaktetemperatuur ook lager wordt. De ster krijgt een rode kleur. Omdat sprake is van een massieve ster, spreken we nu van een Rode Superreus. Een mooi voorbeeld is Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion. Zie ook het vorige Blog.

Als nu de laatste kernfusie tot ijzer heeft plaatsgevonden, stopt het energieproces. De zwaartekracht wint het vervolgens van de gasdruk en de ster stort in. De kern wordt dan dusdanig samengeperst dat de ijzeratomen veranderen in neutronen. Hierbij komt zo veel hitte vrij dat de buitenste schillen worden weggeblazen. Dit leidt tot een verschrikkelijke ontploffing, waarbij zoveel energie vrijkomt dat de helderheid van de ster wel honderd miljoen keer kan toenemen. We spreken van een Super-nova. Een voorbeeld van de overblijfselen is de Krabnevel. Ze staat 6500 lichtjaren van ons vandaan en heeft een doorsnede van ongeveer 12 lichtjaren. Ze werd in 1054 door Chinese astronomen waargenomen en was zo helder dat ze zelfs overdag zichtbaar was. 

Wat daarna resteert, is een kern met een diameter van tientallen kilometers en vele malen de massa van de zon! Blijft de massa beperkt tot 20 zonmassa’s, dan is sprake van een neutronenster. Is de massa van de kern echter groter dan deze 20 zonmassa’s, dan ontstaat een zwart gat. We zullen beiden bespreken.

Neutronenster

Hierboven hebben we gezien, dat de kern ontstaan is doordat de ijzeratomen veranderd zijn in neutronen. Vandaar de term ‘neutronenster’. In feite zou je de neutronenster kunnen beschouwen als een gigantische atoomkern. Een kern van slechts tientallen kilometers en een massa van max. 20 zonmassa’s, betekent dus een extreem hoge dichtheid. Eén theelepel weegt 1 miljard ton!!! Onvoorstelbaar.

In Blog 3 heb ik uitgelegd dat als massa’s samentrekken, zij steeds harder gaan draaien, vergelijkbaar met de pirouette bij het kunstschaatsen. Doordat de neutronenster het gevolg is van het voort-durend krimpen, is zij steeds sneller gaan draaien. Een neutronenster kan wel 4000 omwentelingen per seconde maken. Dit leidt tot een elektromagnetische veld. Door de rotatie zendt de ster aan beide polen een straalstroom (soort wind van elektrische deeltjes) uit. Dit rondzwiepen van radiosignalen zorgen dan voor een ‘vuurtoreneffect’. Een dergelijke straalstroom kan wel een lengte hebben van 0,5 lichtjaar. We spreken nu van een Pulsar (Pulsating Radio Star). 

Het zwarte gat

Alvorens we verder gaan met de behandeling van het zwarte gat, allereerst iets over de Algemene Relativiteitstheorie van Einstein. Hierin stelt Einstein dat de aanwezigheid van massa de overeenkomstige ruimte kromt. Hoe groter de massa, des te groter de kromming. Vergelijk dit met iemand die op een trampoline staat. Hieronder zien we de aarde en de maan.

Na verloop van tijd wordt de diameter dusdanig klein en de zwaartekracht dermate groot dat niets kan ontsnappen, zelfs licht. Omdat licht niet kan ontsnappen, spreken we van een zwart gat. Immers deze is dan niet zichtbaar. De grens van zien en niét zien, wordt de waarnemingshorizon genoemd.

Veronderstellen we nu hypothetisch dat de zon uiteindelijk een zwart gat zou worden, dan wordt haar diameter van 1,4 miljoen kilometer teruggebracht tot een diameter van 2,95 km! 

Zwarten gaten zijn nog steeds een groot raadsel. Het is het gebied waar de Relativiteitstheorie en de Kwantummechanica niet geheel met elkaar overeenstemmen.

We zien hier de eerste foto van een zwart gat, in het centrum van het sterrenstelsel Messier 87, gepubliceerd in april 2019. De foto is niet gemaakt in zichtbaar licht, maar toont radiostraling. In 2017 hebben radiotelescopen wereldwijd verspreid, vier dagen lang gelijktijdig opnames gemaakt. Door al deze te combineren kon men een eenzelfde beeldscherpte verkrijgen die gelijk is aan een denkbeeldige radiotelescoop zo groot als de aarde. 

Het bevindt zich op een afstand van 55 miljoen lichtjaar en is zo’n 6,5 miljard keer zwaarder dan onze zon. Door de enorme massa is de waarnemingshorizon 128 AE. En dan te bedenken dat de dwerg-planeet Pluto aan het einde van ons zonnestelsel, slechts op 40 AE van de zon staat. Wat een ongelooflijk groot zwart gat. In termen van de grootte van ons heelal stelt het echter niets voor. Ook nu weer nauwelijks tot niet te bevatten. We kennen de getallen, maar elk voorstellingsvermogen schiet ons telkens weer te kort.

Hiermede is het onderwerp Geboorte en Sterven van Sterren afgesloten.