Massief betekent groot, minder massief betekent klein, toch? Het is niet zo eenvoudig als het om sterren en hun afmetingen gaat. Als we de aarde met de zon vergelijken, blijkt dat het mogelijk is om 109 van onze planeten op elkaar te plaatsen, gewoon om de weg van het ene uiteinde van de ster naar het andere te effenen. Maar er zijn sterren die kleiner zijn dan de aarde en veel, veel groter dan de baan van de aarde rond de zon. Hoe is dit mogelijk? Wat bepaalt de grootte van een ster? Waarom zijn "zonnen" zo verschillend?
De vraag is niet eenvoudig, want we zien nauwelijks de grootte van een ster.
Een diep telescopisch beeld van sterren aan de nachtelijke hemel laat duidelijk sterren van verschillende grootte en helderheid zien, maar alle sterren worden weergegeven als stippen. Het verschil in grootte is een optische illusie die verband houdt met de verzadiging van observatiecamera's
Zelfs in een telescoop zien de meeste sterren eruit als simpele lichtpuntjes vanwege de gigantische afstanden tot ons. Hun verschillen in kleur en helderheid zijn gemakkelijk te zien, maar de grootte is precies het tegenovergestelde. Een object van een bepaalde afmeting zal op een bepaalde afstand een zogenaamde hoekdiameter hebben: de schijnbare afmeting die een object in de lucht inneemt. De ster die het dichtst bij de zon staat, Alpha Centauri A, is slechts 4,3 lichtjaar verwijderd en 22% groter dan de zon in straal.
Twee zonachtige sterren, Alpha Centauri A en B, bevinden zich op slechts 4,37 lichtjaar van ons en draaien om elkaar heen op een afstand tussen Saturnus en Neptunus. Zelfs in deze Hubble-afbeelding verschijnen ze gewoon als oververzadigde puntbronnen; geen schijf zichtbaar
Desalniettemin lijkt het ons dat de hoekdiameter slechts 0,007 ” of boogseconden is. 60 boogseconden bestaat uit één boogminuut; 60 boogminuten is 1 graad en 360 graden is een volledige cirkel. Zelfs een telescoop als Hubble kan slechts 0,05 inch zien; er zijn maar heel weinig sterren in het heelal die een telescoop met een behoorlijke resolutie echt kan "zien". Meestal zijn dit reuzensterren in de buurt, zoals Betelgeuze of R Doradus, de grootste sterren aan de hele hemel qua hoekdiameter.
Een radiobeeld van de zeer, zeer grote ster Betelgeuze. Een van de weinige sterren die we zien als meer dan een puntbron vanaf de aarde
Gelukkig zijn er indirecte metingen waarmee we de fysieke grootte van een ster kunnen berekenen, en ze zijn ongelooflijk hoopvol. Als je een bolvormig object hebt dat zo heet wordt dat het straling uitzendt, wordt de totale hoeveelheid straling die door een ster wordt uitgezonden bepaald door twee parameters: de temperatuur van het object en de fysieke grootte. De reden hiervoor is dat de enige plaats die licht uitzendt in het heelal het oppervlak van een ster is, en het oppervlak van een bol wordt altijd berekend met dezelfde formule: 4πr2, waarbij r de straal van de bol is. Als je de afstand tot deze ster, zijn temperatuur en helderheid kunt meten, dan ken je zijn straal, en dus zijn grootte, simpelweg omdat dit de wetten van de natuurkunde zijn.
Promotie video:
Close-up shot van de rode reus UY Scuti, bewerkt met de Rutherford Observatory telescoop. Deze heldere ster is voor de meeste telescopen misschien maar een "stip", maar het is eigenlijk de grootste ster die de mensheid kent.
Als we waarnemingen doen, zien we dat sommige sterren slechts enkele tientallen kilometers groot zijn, terwijl andere 1.500 keer zo groot zijn als de zon. Onder superreussterren is de grootste UY Scuti met een diameter van 2,4 miljard kilometer, wat groter is dan de baan van Jupiter rond de zon. Natuurlijk kunnen deze ongelooflijke voorbeelden van sterren niet op basis van de meerderheid worden beoordeeld. Het meest voorkomende type sterren zijn hoofdreekssterren zoals onze zon: een ster die is gemaakt van waterstof en zijn energie haalt uit de synthese van waterstof tot helium in de kern. En ze zijn er in veel verschillende maten, afhankelijk van de massa van de ster zelf.
Een jong stervormingsgebied in onze eigen Melkweg. Terwijl gaswolken worden verdicht door de zwaartekracht, worden de protosterren warm en worden ze dichter totdat de fusie uiteindelijk in hun kernen begint.
Wanneer je een ster vormt, zet zwaartekrachtcontractie potentiële energie (potentiële zwaartekrachtenergie) om in kinetische (warmte / beweging) deeltjes in de kern van de ster. Als er voldoende massa is, wordt de temperatuur hoog genoeg om kernfusie in de binnenste regionen aan te wakkeren, waar waterstofkernen in een kettingreactie worden omgezet in helium. In een ster met een lage massa zal slechts een klein deel van het centrum zelf de drempel van 4.000.000 graden bereiken en zal de fusie beginnen en langzaam verlopen. Aan de andere kant kunnen de grootste sterren honderden keren zwaarder zijn dan de zon en kerntemperaturen bereiken van enkele tientallen miljoenen graden, waarbij waterstof miljoenen keren sneller tot helium wordt versmolten dan die van onze zon.
Het moderne Morgan-Keenan spectrale classificatiesysteem, waarbij het temperatuurbereik van elke sterklasse hierboven in Kelvin wordt weergegeven. De overgrote meerderheid van de sterren (75%) zijn sterren van de klasse M, waarvan slechts 1 op de 800 zwaar genoeg is om een supernova te worden
De kleinste sterren hebben de kleinste externe flux en stralingsdruk, en de meest massieve hebben de grootste. Deze externe straling en energie zorgt ervoor dat de ster niet instort door de zwaartekracht, maar het zal je misschien verbazen dat het bereik relatief smal is. De kleinste sterren, rode dwergen zoals Proxima Centauri en VB 10, zijn goed voor slechts 10% van de grootte van de zon, iets groter dan Jupiter. Maar de grootste blauwe reus, R136a1, is 250 keer de massa van de zon, maar slechts 30 keer groter in diameter. Als je waterstof synthetiseert tot helium, zal de ster niet veel in grootte veranderen.
Maar niet elke ster synthetiseert waterstof tot helium. De kleinste sterren synthetiseren helemaal niets, en de grootste bevinden zich in een veel energiekere fase in hun leven. We kunnen sterren op grootte onderverdelen in typen en vijf algemene klassen uitlichten
Neutronensterren: supernovaresten met een massa van één tot drie zonnen, maar samengeperst tot één gigantische atoomkern. Ze zenden nog steeds straling uit, maar in kleine hoeveelheden vanwege hun grootte. Een gewone neutronenster is 20-100 kilometer groot.
Witte dwergsterren: gevormd wanneer een zonachtige ster de laatste heliumbrandstof in zijn kern verbrandt, en de buitenste lagen zwellen op als de binnenste lagen instorten. Gewoonlijk heeft een witte dwergster 0,5 tot 1,4 keer de massa van de zon, maar in fysiek volume bevindt hij zich dicht bij de aarde: ongeveer 10.000 kilometer in doorsnede, bestaande uit sterk gecomprimeerde atomen.
Hoofdreekssterren: deze omvatten rode dwergen, zonne-achtige sterren en de blauwe reuzen die we eerder noemden. Hun afmetingen zijn heel verschillend, van 100.000 kilometer tot 30.000.000 kilometer. Maar zelfs de grootste van deze sterren, als ze in de plaats van de zon worden geplaatst, zullen Mercurius niet inslikken.
Red Giants: laat zien wat er gebeurt als de kern zonder waterstof komt te zitten. Tenzij je een rode dwerg bent (in welk geval je gewoon een witte dwerg wordt), zal zwaartekrachtcontractie je kern voldoende opwarmen om helium tot koolstof te laten samensmelten. Fusie van helium tot koolstof stoot veel meer energie uit dan fusie van waterstof tot helium, dus de ster breidt zich enorm uit. De fysica is dat de uitgaande kracht (straling) aan de rand van de ster de inkomende kracht (zwaartekracht) moet balanceren om de ster stabiel te houden, en hoe groter de kracht die naar buiten neigt, hoe groter de ster zal zijn. Rode reuzen hebben meestal een diameter van 100-150.000.000 kilometer. Dat is genoeg om Mercurius, Venus en mogelijk de aarde op te slokken.
Superreuzen: de zwaarste sterren die uiteindelijk helium versmelten en zelfs zwaardere elementen in hun kernen versmelten: koolstof, zuurstof, silicium en zwavel. Deze sterren zijn gedoemd om supernovae of zwarte gaten te worden, maar daarvoor zullen ze opzwellen tot miljarden kilometers of meer. Onder hen bevinden zich de grootste sterren zoals Betelgeuze, en als we zo'n ster in plaats van onze zon plaatsen, zou hij al onze vaste planeten, de asteroïdengordel en zelfs Jupiter inslikken.
De zon is nog relatief klein in vergelijking met de reuzen, maar zal in zijn fase van de rode reus groeien tot de grootte van Arcturus
Voor de kleinste sterren van allemaal, zoals neutronensterren en witte dwergen, geldt de regel dat opgevangen energie alleen kan ontsnappen via een klein oppervlak waardoor ze lang helder blijven. Maar voor alle andere sterren wordt de grootte bepaald door een simpele balans: de sterkte van de uitgaande straling aan het oppervlak moet gelijk zijn aan de naar binnen gerichte zwaartekracht. Grote stralingskrachten betekenen dat de ster opzwelt tot een grote omvang, waarbij de grootste sterren opzwellen tot miljarden kilometers.
De aarde zal, als de berekeningen kloppen, niet worden opgeslokt door de zon in de rode reuzenfase. Maar op de planeet zelf wordt het heel erg heet
Naarmate de zon ouder wordt, warmt de kern ervan op, zet uit en wordt na verloop van tijd heter. Over een tot twee miljard jaar zal het heet genoeg zijn om de oceanen van de aarde te koken als we de planeet niet in een veiligere baan brengen. Over een paar honderd miljoen jaar zal de zon groot en helder zijn. Maar laten we eerlijk zijn: hoe groot onze zon ook wordt, hij zal nooit massiever worden dan neutronensterren en de grootste superreuzen, ook al is hij groter.
ILYA KHEL
