Het is bijna niet voor te stellen: sterren die 1 miljoen keer helderder zijn dan de zon. Maar ze bestaan echt!

Het is alom bekend dat sterren zoals de zon tegen het einde van hun leven evolueren naar het reuzenstadium. Maar naast ‘gewone’ reuzensterren zijn er nog grotere en lichtkrachtigere sterren, de super- en hyperreuzen. Hun eigenschappen laten zich alleen in superlatieven beschrijven, en zij werpen een heel eigen licht op de evolutie van de allerzwaarste sterren.

De Grote Homunculusnevel rond de ster Eta Carinae. Opname met de Hubble-ruimtetelescoop in zichtbare en ultraviolette golflengten. De nevel, bestaande uit twee tegenover elkaar gelegen gaswolken, ontstond bij de grote eruptie van Eta Carinae ongeveer 170 jaar geleden. Afbeelding: NASA / Nathan Smith (University of California, Berkeley).

Reuzensterren
De zon is nu ongeveer 4,6 miljard jaar oud. Aan het eind van zijn leven, over nog eens vijf miljard jaar, evolueert hij tot reuzenster. Waterstof, de kernbrandstof in het 14 miljoen graden hete centrum van de zon, is dan grotendeels omgezet in helium. De temperatuur in de kern van de zon is echter nog te laag voor kernreacties waarbij helium fuseert tot zwaardere atoomkernen. Nu de energieproductie wegvalt, daalt ook de gasdruk en krijgt de zwaartekracht de overhand. Daardoor krimpt de zonnekern en vindt de fusie van waterstof tot helium plaats in een schil rondom de ‘dode’ kern. Door dit inkrimpen, stijgt de temperatuur in de schil, verlopen de kernfusiereacties daar sneller en gaat de zon feller stralen. In de krimpende kern loopt de temperatuur verder op, totdat helium uiteindelijk kan fuseren tot zwaardere atoomkernen zoals koolstof, zuurstof, stikstof en neon. Aan het eind van zijn leven zal de zon tien tot elf miljard jaar oud zijn. Dan straalt hij enkele honderden malen feller dan nu en is hij ook opgezwollen tot een rode reuzenster. De rode reus blaast uiteindelijk zijn buitenste gaslagen de ruimte in, die een planetaire nevel vormen. De ‘uitgebrande’ kern van de ster stort ineen tot een witte dwerg.

Het Hertzsprung-Russell-diagram toont de oppervlaktetemperatuur en de (absolute) helderheid van sterren. Afbeelding: ESO.

Het Hertzsprung-Russel-diagram hierboven geeft de eigenschappen van de sterren in één oogopslag weer. Horizontaal is de oppervlaktetemperatuur uitgezet, van hoge waarden (links) tot laag (rechts). Verticaal staat de lichtkracht, die we doorgaans uitdrukken in zonseenheden. In de afbeelding staat ook de positie van de zon aangegeven. Hij staat op de hoofdreeks. Hoofdreeksterren – waartoe ongeveer 95% van alle sterren behoren – zetten in hun kern waterstof om in helium. Rechts boven de hoofdreeks vinden we de rode reuzen die uit zonachtige sterren zijn geëvolueerd. Helemaal bovenaan bevinden zich de superreuzen, met rechts de rode en links de blauwe superreuzen. Een gemiddelde rode reuzenster heeft een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 2500 tot 5000 Kelvin (K), een middellijn tot ongeveer 200 maal die van de zon en een massa tussen 0,3 en acht maal de massa van de zon. De naam ‘reuzenster’ is in het begin van de vorige eeuw bedacht door Ejnar Hertzsprung, die jarenlang directeur was van de Leidse Sterrewacht. Bekende reuzensterren zijn Aldebaran in de Stier en Arcturus in het sterrenbeeld Boötes. Het zijn dus zonachtige sterren die het einde van hun leven naderen.

Superreuzen
Hoe kun je aan een ster zien dat het om een reuzenster gaat? Daarvoor is een nauwkeurige analyse nodig van de donkere lijnen in het spectrum van de ster. Absorptielijnen ontstaan doordat atomen in de steratmosfeer licht van een specifieke golflengte (kleur) absorberen. Op die golflengte in het spectrum ontstaat dan een (donkere) absorptielijn. Omdat de atomen in de steratmosfeer bewegen, vertonen de absorptielijnen een zekere breedte: sommige bewegen toevallig naar ons toe, anderen van ons af, waardoor de golflengte van de spectraallijn door het dopplereffect zowel rood- als blauwverschuiving ondergaat. Snellere bewegingen in het gas van de ster maken de spectraallijnen breder. Smalle spectraallijnen kunnen ook een aanwijzing zijn voor een geringe zwaartekracht op het steroppervlak. Als van zo’n ster de afstand bekend is, volgt uit de schijnbare helderheid de absolute lichtkracht. Sommige sterren blijken te beschikken over een formidabele lichtkracht, duizenden keren groter dan die van de zon. In combinatie met een lage oppervlaktetemperatuur, waardoor de ster per oppervlakte-eenheid weinig straling uitzendt, volgt hieruit dat het om zeer grote sterren moet gaan. De term superreuzen was geboren!

Het bovendeel van het HR-diagram, met daarin de positie van verschillende super- en hyperreuzen ingetekend. Horizontale lijnen geven de verandering in oppervlaktetemperatuur aan van de hyperreuzen Rho Sas, HR 8752 en IRC+10420. Afbeelding: A. Lobel.

In het HR-diagram staan de superreuzen vanwege hun grote helderheid hoog boven de hoofdreeks. De oppervlaktetemperatuur varieert sterk, van boven de 40.000 K tot enkele duizenden Kelvin. Een gemiddelde superreus heeft een massa van 8 tot ruim 12 zonsmassa, de helderheid ligt tussen 1000 en 100.000 maal die van de zon. Ook hun omvang ligt tussen brede grenzen, tussen enkele tientallen en enkele honderden malen de middellijn van de zon. Er zijn zelfs nog grotere superreuzen. De combinatie van eigenschappen – een niet zo heel grote massa en enorme afmetingen – veroorzaakt de lage oppervlaktezwaartekracht bij deze sterren. Bedraagt de zwaartekrachtsversnelling op de zon ongeveer 300 m/s, bij deze sterren komt zij niet boven één of enkele m/s uit. Met als gevolg dat massaverlies – het uitstoten van gas vanaf het steroppervlak de ruimte in – bij superreuzen op grotere schaal voorkomt dan bij de gewone reuzensterren of bij hoofdreekssterren zoals de zon. Bij superreuzen is de zwaartekracht aan het oppervlak te gering om het gas goed te kunnen vasthouden.
De rode superreuzen vormen een bijzondere groep. Ze hebben een lichtkracht van ongeveer een half miljoen maal die van de zon. Deze bovengrens wordt de Humphreys-Davidson-limiet genoemd. Nog helderdere sterren zijn zo ijl en hebben zo’n geringe oppervlaktezwaartekracht dat deze overtroffen wordt door de stralingsdruk van de ster die het gas vanaf het oppervlak de ruimte in blaast.

Betelgeuse
Een voorbeeld van een superreus is de ster Betelgeuze (Alfa Orionis). Deze ster staat op 640 lichtjaren van ons vandaan en is ongeveer 100.000 maal zo helder als de zon. Hij heeft een massa die nu nog van de orde is van 20 maal die van de zon maar verder zal afnemen als gevolg van het voortdurende grote massaverlies. Zijn oppervlaktetemperatuur ligt iets boven de 3000 K. De omvang is ongeveer 1000 maal die van de zon. Een echte superreus!

Opname van Betelgeuze met de Very Large Telescope. Te zien is hoe de ster een enorme gasbel de ruimte in blaast. Afbeelding: ESO / P. Kervella.

Betelgeuze staat relatief dichtbij en is zo groot dat de ster in detail kan worden bestudeerd. Zo is met de Very Large Telescope van de Europese Zuidelijke Sterrenwacht in Chili de uitstoot van gas door Betelgeuze direct waargenomen (zie de afbeelding hierboven). Soms lezen we dat Betelgeuze spoedig zal ontploffen als een supernova. Vermoedelijk zal dat nog wel enige tijd duren omdat daarvoor nog een flink deel van de sterevolutie moet worden afgelegd. Volgens onze huidige opvattingen ziet de evolutie van een ster van 10 tot 30 à 40 zonsmassa er als volgt uit. Zo’n ster begint linksboven op de hoofdreeks en koelt aan zijn oppervlak in de loop van de levensloop aanvankelijk af. De ster wordt roder en loopt in het HR-diagram naar rechts. Ondertussen verliest de ster steeds meer materie, totdat dieperliggende en hetere gaslagen aan de oppervlakte komen en de oppervlaktetemperatuur weer stijgt. De ster keert als het ware om en beweegt nu naar links in het HR-diagram. Pas nu vindt de supernova plaats, als de ster al zijn nucleaire brandstof heeft verbruikt. Dit ondersteunt de onderstelling dat Betelgeuze, die nu nog rechts in het HR-diagram vertoeft, nog een redelijk lange tijd te gaan heeft voordat hij als een supernova explodeert.

Hyperreuzen
Naast reuzen en superreuzen blijken nog grotere en lichtkrachtigere sterren te bestaan, met een gemiddelde helderheid van ongeveer 1 miljoen maal die van de zon. Deze sterren zijn zeldzaam maar vanwege hun enorme lichtkracht kunnen we ze tot op grote afstanden zien. Ze werden ontdekt in 1956 door de Zuid-Afrikaanse astronomen Feast en Thackaray. De sterrenkundige wereld moest toen een nieuwe naam voor deze objecten bedenken: sterren die nog helderder waren dan superreuzen! Aanvankelijk werd voorgesteld ze super-superreuzen te noemen; anderen stelden alternatieve namen voor, zoals : Ia+ of Ia-0-sterren.
In die tijd bestond een werkgroepje van sterrenkundigen uit Brussel, Groningen, Leiden en Utrecht dat zich bezig hield met de natuurkunde van de helderste sterren. We vonden de voorgestelde namen niet erg fraai en vroegen ons af of er iets beters te bedenken zou zijn. Daarbij wees de Leidse astronoom Arnoud van Genderen ons op de verhalen van Tom Poes en heer Bommel. Daar komen twee sinistere figuren in voor: Bul Super en Hiep Hieper. Zijn voorstel was om deze nieuwe objecten hyperreuzen te noemen. Een prachtige naam die onmiddellijk werd aangenomen door ons groepje. In die tijd was ik bezig een wetenschappelijk boek te schrijven over de helderste sterren. Dankbaar nam ik deze nieuwe naam ook in dit boek op. Hij is nu algemeen, wereldwijd in gebruik.
Het is te eenvoudig om hyperreuzen te classificeren als simpelweg de allerhelderste sterren zonder meer. Een andere belangrijke eigenschap is dat in hun spectra duidelijke aanwijzingen moeten voorkomen voor flink massaverlies. Gas, afkomstig van het oppervlak van de ster, vliegt met grote snelheden de ruimte in. Dit leidt in de meeste gevallen tot de vorming van een schil van uitgestoten gas om de ster, iets wat in eerste instantie spectroscopisch kan worden waargenomen maar soms direct gezien kan worden indien de gebruikte telescoop voldoende resolutie heeft en de ster op niet al te grote afstand staat. Zo is de ster HD 119796 omringd door een gasschil die ongeveer 30 maal groter is dan de middellijn van de ster zelf. Op zijn beurt is de diameter van HD 119769 ongeveer 1300 maal zo groot is als die van de zon. Op de plaats van de zon gezet zou de aarde zich dicht bij het centrum van de ster bevinden.

Het gele gat in het evolutiepatroon van gele hyperreuzen in het HR-diagram. We zien de koele rechtergrens bij 5000 K, de tussengrens bij 9000 K en de eindgrens bij 12.000 K. Voor de gebieden boven en beneden de horizontale stippellijnen zijn geen modelberekeningen beschikbaar. Afbeelding: A. Lobel.

Gele hyperreuzen en het gele gat
Onder de hyperreuzen vormen de gele hyperreuzen een bijzondere groep. Hun oppervlaktetemperatuur is ongeveer gelijk aan die van de zon, vandaar de gele kleur. We vergelijken hun positie in het HR-diagram met de theoretisch berekende sporen van zware sterren in dit diagram in de loop van hun evolutie. Dan blijkt dat hyperreuzen aanvankelijk hete sterren van enkele tientallen zonsmassa zijn. In de loop van zijn evolutie zwelt zo’n ster enorm op door de intense straling uit het gebied rond de sterkern, waardoor de oppervlaktetemperatuur daalt. Tegelijk met het opzwellen verliest de ster ook materie en komt rechtsboven in het HR-diagram terecht, in het gebied van de rode hyperreuzen. Door het verdergaande massaverlies loopt de oppervlaktetemperatuur van de ster uiteindelijk weer op. Ook het toenemend gehalte van zware elementen in de sterkern als gevolg van de voortschrijdende kernfusie speelt hierin een rol. De sterkern trekt daardoor steeds verder samen en wordt heter, waardoor de stralingsintensiteit toeneemt. De ster beweegt nu naar links in het HR-diagram en komt in het gele deel van het diagram terecht. Maar wat blijkt? Bij een temperatuur van ongeveer 5000 K stijgt de temperatuur niet verder – en beweegt de ster niet nog verder naar links in het HR-diagram – terwijl dit op grond van allerlei berekeningen wel verwacht wordt. Hierdoor ontstaat in het HR-diagram bij 5000 K een opeenhoping van hyperreuzen, samen met een ‘leegte’ links daarvan, bij de nog hogere temperaturen. Toen we dit ontdekten noemden we deze leegte de gele evolutionaire leegte, afgekort het gele gat (the yellow evolutionary void). Wat heeft deze leegte nu precies te maken met de evolutie van de ster? Toen we de ster HR 8742 in de jaren 80 voor het eerst onderzochten, bleek deze op het punt te staan in het HR-diagram voorbij het gebied van 5000 K naar links te trekken. Daarop besloten we deze ster te blijven volgen. Dat had succes! Gedurende de laatste 30 jaren zagen we op grond van veranderingen in het spectrum dat de ster in deze betrekkelijk korte periode verder doorliep naar de hogere temperaturen, totdat hij bij ongeveer 9000 K tot stilstand kwam. Zo snel liep HR 8742 door het gele gat, maar een dergelijke hoge evolutiesnelheid was strijdig met de toen bekende theorieën over de levensloop van sterren.

De grafiek toont de oppervlaktetemperatuur van HR 8742 (log Teff) in de laatste honderd jaar. Van 1985 tot 2005 nam die toe van 5000 tot 8000 K, terwijl de diameter van de ster afnam van 750 tot 400 keer die van de zon. Afbeelding: A. Lobel.

Het gele gat strekt zich uit tot ongeveer 12.000 K, maar HR 8742 stopte bij 9000 K. De verklaring hiervoor luidt als volgt. Als de oppervlaktetemperatuur van de ster ongeveer 5000 K nadert, leidt de toenemende energiestroom uit het inwendige van de ster niet meer tot verdere opwarming, maar wordt gebruikt voor de ionisatie van het waterstofgas waaruit de ster voor het grootste deel bestaat. Pas wanneer alle waterstofgas in de steratmosfeer gesplitst is in protonen en elektronen, neemt de temperatuur aan het oppervlak van de ster weer toe en evolueert hij verder naar het linker en hetere deel van het gele gat. Maar dat is nog niet alles: bij een temperatuur van ongeveer 9000 K worden ook de heliumatomen geïoniseerd. Weer stagneert daardoor de opwarming van de atmosfeer. Bij 9000 K bevindt zich daarom een tweede stagnatie in het evolutieproces. Het gele gat bestaat dus eigenlijk uit twee gedeelten.

De meest indrukwekkende hyperreus: Eta Carinae
In het sterrenbeeld Carina (Kiel) bevindt zich de sterrenhoop Trumpler 14-16, met daarin de hyperreus Eta Carinae, één van de meest lichtkrachtige sterren die we kennen. De sterrenhoop staat op een afstand van ongeveer 7500 lichtjaar van ons vandaan en is naar schatting nog vrij jong: slechts zes miljoen jaar oud. Eta Carinae heeft diezelfde leeftijd. De ster heeft een lichtkracht van 3,6 miljoen maal die van de zon, maar is niet of nauwelijks te zien, verscholen achter gaswolken. De ster is verre van stabiel en onderging in de periode 1825-1860 grote helderheidsuitbarstingen. Samen met Sirius was Eta Carinae toen de helderste ster aan de hemel. Na een wat rustiger periode van ruim een halve eeuw begon de helderheid vanaf 1940 weer toe te nemen. Wat zou er nu met deze ster aan de hand zijn?

Eta Carinae. Afbeelding: ESA / NASA.

Bij de laatste van de explosies in de 19de eeuw ontstond een gaswolk die de Kleine Homunculus (het kleine mannetje) genoemd wordt. Het gas werd uitgestoten met een gemiddelde snelheid van 146 km/s en heeft een temperatuur van ongeveer 5000 K. Maar eerder, omstreeks 1840, was al de Grote Homunculus uitgestoten; gas verliet toen de ster met een snelheid van ongeveer 600 km/s. De temperatuur van dit gas is nu gedaald tot 760 K. Het gas is voornamelijk uitgestoten langs de beide polen van de ster in de vorm van twee ongeveer 0,7 lichtjaar grote wolken. De totale massa van dit gas wordt geschat op 12 tot 30 zonsmassa. Als we bedenken dat dit gas in ongeveer 20 jaar is uitgestoten dan was het gemiddelde massaverlies van Eta Carinae ongeveer één zonsmassa per jaar! Dit is een uitzonderlijk groot massaverlies, zo groot dat het bijna alles overtreft wat eerder en elders in het heelal door sterren aan gas wordt uitgestoten. Daarbuiten bevindt zich nog meer gas, dat nog eerder door de ster is weggeblazen. Er zijn bronnen uit de voorchristelijke tijd waaruit men zou kunnen afleiden dat er toen ook perioden met plotselinge helderheidstoenamen geweest zijn.
Tenslotte de ster zelf. Hoewel Eta Carinae niet zo goed zichtbaar is op visuele golflengten, heeft men de middellijn van de ster kunnen bepalen op 120 miljoen km, 80 maal zo groot als de zon. De omhullende gasmassa heeft een doorsnede van ongeveer 2 miljard km, nog eens ruim 16 maal groter. De ster is niet bolvormig en heeft eerder de vorm van een rugbybal, als gevolg van de snelle rotatie. Door de afplatting bevinden de polen zich dichter bij het stercentrum en is de temperatuur daar hoger dan aan de evenaar. De uitstoot van gas is dan ook sterker langs de rotatie-as van Eta Carinae dan in het evenaarsvlak.
De massa van Eta Carinae kan geschat worden aan de hand van de massa-lichtkracht-wet, die het verband tussen deze beide grootheden van een ster uitdrukt. De lichtkracht kennen we en daaruit valt in beginsel de massa af te lezen. Daarbij moeten we bedenken dat de massa-lichtkracht-relatie is afgeleid uit gegevens van sterren met een geringere massa dan Eta Carinae. Als we desondanks extrapoleren, dan levert dat een massa van 82 maal die van de zon op. Eta Carinae heeft echter in de loop van zijn bestaan al veel gas verloren. We noemden al het massaverlies door de uitbarstingen in de 19de eeuw. Zelfs als wij alleen dat massaverlies in rekening brengen, komen we al op een oorspronkelijke massa van meer dan honderd maal die van de zon.
Er is nog een andere methode om de massa te bepalen. Uit recente metingen van de röntgenstraling van Eta Carinae bleek dat het een dubbelster is met een omlooptijd van 5,54 jaar. Met de baanbeweging van de twee sterren kan ook de massa worden bepaald, die met deze methode uitkomt op ruim 100 zonsmassa: van dezelfde orde als die uit de massa-lichtkracht-relatie.

Een dramatische toekomst staat Eta Carinae te wachten. De begeleider loopt nu al in een klein deel van zijn baan door het door de hoofdster uitgestoten gas. Dat leidt tot afremming en een steeds kleinere omloopbaan. Op den duur zal de begeleider onvermijdelijk in de hoofdster storten. Een onvoorstelbare explosie zou het gevolg kunnen zijn. Maar hoelang blijft Eta Carinae zelf nog bestaan? We kennen het verband tussen de lichtkracht en de geschatte levensduur van een ster. Een ster met een massa van 80 maal die van de zon heeft 80 maal meer kernbrandstof beschikbaar. Hij straalt echter 3,6 miljoen meer licht uit per tijdseenheid en zal dus 45.000 keer korter leven dan de zon. De zon heeft een levensduur van 11 miljard jaar en dus zal Eta Carinae vanaf nu niet langer dan 240.000 jaar blijven bestaan. Als hij aan het einde van dit korte leven nog niet is vergaan door de botsing met zijn begeleider, dan eindigt Eta Carinae in een enorme supernova- (of mogen wij hier spreken van een hypernova-) explosie.

Dit artikel is afkomstig uit het tijdschrift Zenit
Hét populair-wetenschappelijke maandblad over sterrenkunde, weerkunde en ruimteonderzoek. Met grote regelmaat schrijven binnen- en buitenlandse wetenschappers zoals Kees de Jager in het blad over hun onderzoek. Benieuwd wat er in het komende nummer allemaal te ontdekken valt? Kijk dan op zenitonline.nl!