Blauw maar geen smurfen

De blauwe sterren in Messier 47. Opname: ESO.

Messier 47 (NGC 2422) is een prachtige open sterrenhoop. Zoek met een goede verrekijker in het sterrenbeeld Achtersteven (Puppis), een tiental graden ten oosten (links) van Sirius. De sterrenhoop staat op ongeveer 1600 lichtjaar van ons af.

Messier 47 bevat niet erg veel sterren. In een gebied van ongeveer 12 lichtjaar groot tellen we slechts een vijftigtal leden — andere sterrenhopen bevatten honderden tot duizenden sterren. Opvallend zijn echter de vele blauwe sterren in Messier 47. Die sterren zijn blauw omdat de temperatuur aan hun oppervlak erg hoog is: 25 000 graden of meer, terwijl de temperatuur aan het oppervlak van de Zon ‘maar’ 5600 graden bedraagt. Rode sterren hebben trouwens een nog lagere temperatuur, rond de 3500 graden.

De sterren van Messier 47 liggen ook op de hoofdreeks. Dat is de band die zich in het HR diagram uitstrekt van rechtsonder (rood en zwak) naar linksboven (blauw en helder). Dat wil dus ook zeggen dat de blauwe sterren van Messier 47 erg veel licht uitstralen: meer dan 10 000 keer meer dan onze Zon. Die blauwe sterren zijn ook erg zwaar: 10 tot 20 keer zwaarder dan de Zon. Ze zijn dus wel blauw, maar het zijn helemaal geen kleine smurfensterretjes…

Omdat deze blauwe sterren zoveel licht uitstralen springen ze kwistig om met hun brandstof en leven ze niet langer dan enkele tientallen miljoenen jaar. Aan het einde van hun leven zwellen ze op en worden ze rode reuzen. Tenslotte ontploffen ze als een supernova. Daarbij gooien ze hun buitenste lagen de ruimte in, terwijl het binnenste ineenstort tot een neutronenster, waar de materie zo dicht op elkaar gepakt zit als in de kern van een atoom.

ESO1441 Photo Release, 17 december 2014.

Waar is dat lithium gebleven?

De buitenkant van de Zon en van kleine sterren is turbulent,
wat men convectie noemt. Figuur: NASA.

Waterstof en helium zijn de twee lichtste elementen in het heelal. Beide werden ze gevormd tijdens de Big Bang. Daarnaast werd ook wat lithium gevormd. Dat is een grijs, licht metaal dat ingenieurs gebruiken in batterijen en artsen in geneesmiddelen tegen schizofrenie.

We zouden het lithium dat tijdens de Big Bang werd gevormd moeten terugvinden in zeer oude sterren. Die zijn wellicht gemaakt uit vrijwel “maagdelijk” gas, dat nog niet was aangetast door kernreacties in het diepe inwendige van sterren. Wanneer we nu kijken naar het oppervlak van oude sterren — bijvoorbeeld in bolvormige sterrenhopen — dan vinden we daar inderdaad lithium. Maar we vinden er maar de helft tot een derde van wat modellen van de Big Bang voorspellen.

Er moet dus iets verkeerd zijn, ofwel met de modellen van de Big Bang, ofwel met die zeer oude sterren. De modellen van de Big Bang zijn waarschijnlijk correct: ze worden door vele andere waarnemingen bevestigd. Wat kan er dan verkeerd zijn met die oude sterren?

Lithium is een erg broos element. Bij een temperatuur van nauwelijks 2,5 miljoen graden ondergaat het al kernreacties, waarbij het wordt omgezet in beryllium en tenslotte in helium. Dergelijke temperaturen vinden we ook in het inwendige van kleine, oude sterren. We moeten er zelfs niet helemaal voor tot het centrum gaan: halverwege tussen het oppervlak en het centrum is de temperatuur er al hoog genoeg om lithium te vernietigen.

In het buitenste deel van kleine oude sterren is materie helemaal turbulent en wordt ze gemengd, een verschijnsel dat men convectie noemt. Daardoor wordt lithium van het oppervlak naar diep gelegen lagen getransporteerd, waar de temperatuur hoog genoeg is om het lithium te vernietigen. Op die manier daalt het gehalte aan lithium aan het oppervlak. Die kleine oude sterren werden dus geboren met het (hoger-dan-vandaag) gehalte aan lithium van de Big Bang. Door de turbulentie en de kernreacties in het inwendige daalde het gehalte aan lithium gedurende het leven van de ster geleidelijk tot de helft en dat is wat we vandaag waarnemen.

Er is maar één probleem: theoretische modellen van dergelijke kleine oude sterren voorspellen dat de turbulentie niet diep genoeg in de ster reikt, en dus niet tot een voldoende hoge temperatuur reikt, om lithium te vernietigen. Wellicht is de buitenste turbulente zone van kleine sterren toch groter dan we dachten. Hoe dat komt is vooralsnog niet duidelijk. Sterrenkundigen kunnen dus opnieuw creatief aan de slag om een mechanisme te bedenken waardoor turbulente zones groter zouden zijn dan we nu denken. Dat mechanisme moet ook op de Zon toepasbaar zijn: ook onze Zon heeft immers een “te laag” lithiumgehalte aan haar buitenkant, en de temperatuur van de turbulente zone in de Zon is ook niet hoog genoeg om lithium te vernietigen…

Zo rood als roet

U Camelopardalis, gefotografeerd door de Hubble Space
Telescope. Opname: NASA/ESA.

Mira Ceti is een wonderlijke ster. Het is een rode reus die van helderheid verandert, waardoor ze soms met het blote oog zichtbaar is en soms onzichtbaar is. Veranderlijke sterren zoals Mira zijn enkele keren zwaarder dan de Zon en zijn aan het einde van hun leven gekomen. In hun diepste inwendige hebben ze alle helium omgezet in koolstof en wat zuurstof. Dat diepe inwendige is nu helemaal uitgedoofd, maar in de zones er rond is nog wel activiteit: wat helium wordt er nog omgezet in koolstof en, dichter bij het oppervlak, wordt nog wat waterstof omgezet in helium. Omdat er in de ster twee actieve zones van nucleaire verbranding zijn, krijgt ze de ‘hik’. Meestal is de ster in rust en is enkel de buitenste zone van nucleaire verbranding actief. Nu en dan wordt de diepste zone echter voor korte tijd zeer actief (een ‘hik’), waarbij de ster een gulp koolstof aanmaakt.

Na een paar hikken van de ster kan dat koolstof via turbulente gasstromen in de buitenste lagen van de ster naar het oppervlak opborrelen. Daar vormt het koolstof moleculen, iets wat lijkt op roet, waardoor deze Mirasterren zeer rood van kleur worden. Men noemt deze sterren (‘klassieke’) koolstofsterren.

Mira zelf is (nog) geen koolstofster: de hikken die de ster ondergaat zijn nog niet krachtig genoeg om het koolstof naar het oppervlak te brengen. U Camelopardalis is een beter voorbeeld. Dit is een ‘klassieke’ koolstofster: rood, groot en veranderlijk van helderheid.

De hikken blijven niet duren. Ze worden op de lange duur zo hevig dat de ster haar buitenkant afwerpt tot een planetaire nevel en ineenstort tot een witte dwerg. Ondertussen heeft ze echter veel koolstof de ruimte ingejaagd: koolstofsterren beschikken over een stevige sterrenwind, die de materie van het oppervlak wegblaast. Wellicht is heel wat van het koolstof op Aarde, in u en in mij, aangemaakt tijdens dergelijke hikken van koolstofsterren.   

Sterevolutie in volle actie

NGC 3532. De meeste zwakkere sterren op deze foto
behoren niet tot de sterrenhoop, maar zijn sterren die zich
tussen ons en de sterrenhoop bevinden.
Opname: ESO, G. Beccari.

De ESO publiceerde onlangs een mooie opname van de open sterrenhoop NGC 3532. Die bevindt zich in het sterrenbeeld Carina aan de zuidelijke hemel, midden in het vlak van de Melkweg. De foto toont sterevolutie in volle actie.  

Wanneer men de opname van de sterrenhoop bekijkt (zie hiernaast) valt onmiddellijk de mix van heldere blauwe en rode sterren op. Al die sterren zijn even oud: ongeveer 300 miljoen jaar. De blauwe sterren zitten nog op de hoofdreeks. In hun inwendige zetten ze waterstof om in helium, net als onze Zon doet. De rode sterren waren bij hun geboorte ook blauw, maar ze waren wat zwaarder. Daarom evolueerden ze wat sneller, zodat de waterstofvoorraad in hun inwendige al is opgebruikt. Daardoor konden ze zich niet handhaven als blauwe ster. Hun inwendige kromp ineen en hun uitwendige zette uit, waardoor ze een rode reus werden. In hun centrum worden nu nog wel zwaardere elementen gevormd, zoals helium, koolstof en zuurstof. Dat zorgt er voor dat de rode reuzen blijven schijnen als ster. Dat zal duren tot ze uiteindelijk als supernovae ontploffen.

Ook de (nu) blauwe sterren zullen uiteindelijk rood worden. Net als bij hun zwaardere broertjes zal dat gebeuren wanneer waterstof in hun inwendige is uitgeput.