Streven. Jaargang 11

[p. 482]

Wetenschappelijke kroniek
F. Bertiau S.J.
Hoe oud zijn de sterren?

VANOUDS gold de sterrenhemel, in tegenstelling met het ‘ondermaanse’, als onveranderlijk. De ontdekking van een Nova, nieuwe ster, door een ervaren waarnemer als Tycho Brahe, in 1572, schokte dan ook de bestaande opvattingen in haar grondvesten. Kort daarna vond men dat de helderheid van sommige sterren veranderlijk was; nog later werden de snelheden gemeten waarmee de sterren zich langs de hemel verplaatsen. Maar noch de verplaatsing, noch de veranderlijkheid, noch zelfs de uitbarsting van een nieuwe ster, veranderen veel aan de eigenlijke opbouw van een ster, die dus toch nog ongewijzigd door alle eeuwen leek voort te bestaan. Pas sedert enige jaren is de sterrenkunde als het ware onverwachts tot de ontdekking gekomen dat de groei van een ster met onze tegenwoordige hulpmiddelen te achterhalen is, en dat men iets kan zeggen over haar ontstaan en vergaan.

Reeds meer dan dertig jaren was het bekend dat sterren tienmaal lichter of zwaarder dan de zon kunnen zijn, en dat zware sterren over het algemeen een grotere lichtkracht bezitten dan de minder massieve. Hertzsprung en Russell hadden verder ontdekt dat de overgrote meerderheid der sterren zich netjes in een overzichtelijk diagram laten schikken, waarbij de heetste en meest lichtgevende sterren, de O- en B-sterren, bovenaan links voorkomen, terwijl minder lichtgevende sterren, zoals de zon, het midden van het diagram bezetten en de zwakkere rode dwergsterren zich onderaan rechts bevinden¹⁾. Wanneer men enkele honderden sterren in het



diagram uitzet, (waarvan de abscis de temperatuur, en de ordinaat de lichtkracht weergeeft), dan valt vooral op dat de meeste sterren op een bijna rechte, diagonaal lopende lijn komen te liggen. Men noemt deze lijn de hoofdreeks.

Het feit dat er zulk een eenvoudig verband bestaat tussen lichtkracht, temperatuur en massa wijst er op dat we hier te maken hebben met een zekere wetmatigheid die wellicht een cosmogonische betekenis heeft. Als de meerderheid van de sterren, met zulke verschillende eigen-

1) Cfr. W. De Smaele, De zon als ster in Streven, oktober 1957.

[p. 483]

schappen als massa, temperatuur, lichtkracht, middellijn en spectraaltype, zich in een twee-dimensionaal diagram laten schikken, zodat de plaats in het diagram toelaat al deze eigenschappen tegelijkertijd af te lezen, dan moet er een eenvoudige verklaring voor dit verband bestaan.

Een eerste stap naar de oplossing zette Eddington toen hij berekende dat vooral de massa van de sterren aansprakelijk is voor de hoeveelheid licht die ze uitstralen. Dit veronderstelt dat de scheikundige samenstelling van de verschillende sterren ongeveer dezelfde is, wat ongeveer juist is. Geleidelijk werd het eveneens duidelijk dat de enorme hoeveelheid energie die een ster uitstraalt, niet rechtstreeks veroorzaakt wordt door hoge druk of scheikundige reacties, maar wel door de kernreacties waarbij waterstof in helium omgezet wordt door de tussenkomst van koolstof. Deze processen zijn slechts daar mogelijk waar de materie onder hoge druk samengeperst is en de temperatuur verschillende miljoenen graden bedraagt zoals in de kern van een ster. Het is dus de druk van de buitenlagen op de binnenlagen die onrechtstreeks aanleiding geeft tot het verhitten van een ster. Indien de massa van een ster veel groter is dan de massa van de zon, dan zal de druk in het inwendige doorgaans veel hoger zijn en de omzetting van waterstof in helium geschiedt sneller. De ster met grote massa zal een veel grotere lichtkracht bezitten dan de zon, haar waterstof sneller opgebruiken en sneller uitdoven. Zulke hete zware sterren noemt men O- of B-sterren. Al zijn ze tamelijk zeldzaam in de melkweg, toch ziet men er een groot aantal met het blote oog, omdat hun lichtkracht de lichtkracht van de normale sterren zoals de zon, duizenden malen overtreft. De O- en B-sterren staan aan de spits van de hoofdreeks wegens hun lichtkracht, temperatuur en massa. De kleine K- en M-dwergen vormen de staart van de hoofdreeks met hun kleine massa, lage temperatuur en zwakke lichtkracht.

We weten nu reeds welke de energiebron van de sterren is. Indien men de snelheid waarmee deze energiebron uitgeput raakt, kan meten en men anderzijds de hoeveelheid verbruikte waterstof in een ster kan bepalen, dan moet het mogelijk zijn, de ouderdom der sterren vast te stellen. Laboratoriumproeven en theoretische beschouwingen hebben ons in staat gesteld, de snelheid waarmee de kernreacties de energie in de zon voortbrengen, te bepalen. Anderzijds is het mogelijk met grote nauwkeurigheid het waterstof- en heliumgehalte in de atmosfeer van een ster veel meer waterstof in verhouding tot helium aanwezig is, dan houding helium/waterstof dezelfde is in de kern en in de atmosfeer van een ster, en men veronderstelt tevens dat al het aanwezige helium afkomstig is van omgezette waterstof, dan wordt het mogelijk zich een idee van de ouderdom der ster te vormen.

Deze twee veronderstellingen zijn echter niet helemaal juist. Vooreerst wordt de materie in een ster voortdurend vermengd. Een ster is een bolvormige kolkende massa, waarin de gloeiende materie zich met grote snelheid verplaatst. Deze beweging is, in verhouding tot de middellijn van een ster, echter zo klein, dat het miljarden jaren duurt vooraleer de materie van de kern vermengd raakt met de materie van de atmosfeer: m.a.w. men mag verwachten dat in de atmosfeer van een ster veel meer waterstof in verhoudnig tot helium aanwezig is, dan in de kern van een ster. Verder is het zeker dat het helium in de atmosfeer niet uitsluitend van waterstof afkomstig is: een klein percent is waarschijnlijk oorspronkelijk. De ouderdom die men op deze manier berekent, is dus een maximale ouderdom. Voor de zon met haar 30% helium in de atmosfeer vindt men

[p. 484]

aldus een maximum ouderdom van 25 miljard jaar; terwijl we uit de ouderdom van de aarde weten dat de zon minstens 5 miljard jaar oud is²⁾. Wanneer men echter B-sterren onderzoekt, blijkt uit theoretische berekeningen dat deze veel jonger dan de zon moeten zijn: uit de lichtkracht kan de hoeveelheid helium berekend worden die in de kern voortgebracht wordt. Het blijkt dan dat de atmosfeer praktisch nog geen materie met het inwendige uitgewisseld heeft en dat de ster dus zeer jong moet zijn.

De geschetste methode is echter wegens haar onnauwkeurigheid erg onbevredigend. Om meer zekerheid omtrent de ouderdom van een bepaalde soort sterren te krijgen, zou men over een klok moeten beschikken die men gewoon kan aflezen, naar het voorbeeld van een koper van een tweedehands-auto die eerst naar de kilometerteller kijkt, vooraleer de andere onderdelen van de auto te onderzoeken. Bestaat er zoiets als een kilometerteller voor sterren?

Ambartsoemian, een Russisch astronoom, ontdekte na de laatste wereldoorlog dat 2 soorten sterren dikwijls in losse groepen voorkomen: de heldere O- en B-sterren en de zwakke T-Tauristerren. Hij noemde ze O- en T-associaties. De sterren in een dergelijke groep verwijderen zich met min of meer grote snelheid van elkaar gelijk de deeltjes in een rijzende deegmassa. Het is net alsof er zich in een associatie een explosie voorgedaan heeft die al de O- en B-sterren wegslingert. O-associaties vindt men uitsluitend nabij het melkwegvlak en er is altijd een of andere interstellaire wolk in de onmiddellijke omgeving. Het feit dat men deze twee steeds samen treft, wolken en O-associaties, geeft natuurlijk te denken. De meest waarschijnlijke verklaring is dat O- en B-sterren hun ontstaan aan deze interstellaire wolken te danken hebben, die in hoofdzaak uit waterstofgas en een gering percentage stofdeeltjes bestaan. De sterren van een O-associatie zijn dus waarschijnlijk uit deze wolken gecondenseerd.

Hoe lang geleden is dit proces begonnen? Een voor de hand liggende methode om deze vraag te beantwoorden, bestaat hierin dat men de ruimtelijke snelheid (radiële en tangentiële snelheid gecombineerd) meet, waarmee deze sterren zich van het centrum verwijderen. Nauwkeuriger metingen tonen dat associaties expanderen met verschillende snelheden en dat de grootste tot nog toe gevonden snelheden ongeveer 20 km per seconde bedragen. (Deze snelheden zijn zo groot dat ze niet als meetfouten of het gevolg van abnormale bewegingen in de atmosfeer van de sterren kunnen verklaard worden). Aangezien men ook de onderlinge afstand van de sterren van de O-associatie kan bepalen, volgt hieruit dat het mogelijk is de tijd te berekenen die de ster nodig heeft gehad om de afstand van het centrum naar haar huidige positie af te leggen. De combinatie van snelheid en afstand geeft dus de gevraagde tijdklok.

Wanneer men deze methode toepast op bekende associaties zoals de associatie in de sterrebeelden Schorpioen en Centaurus of op de Lacerta-associatie dan vindt men dat deze associaties verbazend jong zijn: 20 miljoen jaar en 1 miljoen jaar. Astronomisch gezien is dit inderdaad een zeer korte tijd: een omwenteling van de melkweg om zijn centrum duurt tot 200 miljoen jaren. Het blijkt dus dat O- en B-sterren pas geboren zijn als men ze vergelijkt met onze oude zon. Zijn er dan geen oude B-sterren? Waarschijnlijk niet. Een B-ster verbruikt haar brandstof zo snel dat ze geen kans heeft om oud te worden. Al de heldere B-sterren die we aan de hemel zien, zijn pas een paar miljoen jaar geleden ont-

2) Cfr. P.H. Roberts, Hoe oud is de aarde? in Streven, maart 1956.

[p. 485]

staan en we zien ze in de onmiddellijke omgeving van hun geboorteplaats.

Nadat het vraagstuk opgelost is: hoe oud is een B-ster, rijst natuurlijk de volgende vraag: hoe zijn ze ontstaan? Deze vraag is moeilijker te beantwoorden. Een tamelijk bevredigend antwoord werd door Oort (Nederland) en Spitzer (USA) gegeven. De wolken die het spiraalvormig geraamte van de melkweg uitmaken, condenseren heel langzaam. Dit proces kan verschillende tientallen of honderden miljoenen jaren voortduren. Zodra een massa, minstens 20 maal de massa van de zon, tot een ster gecondenseerd is, wordt dit een zeer hete O-ster, en al de beschikbare waterstof in de kern wordt in een of twee miljoen jaar omgezet in helium. Het oppervlak van de O-ster wordt zeer sterk verhit en zelfs de wolk waarin de ster gedompeld is gaat licht uitstralen. De verhitting van de interstellaire wolk is intens genoeg om de atomen in elektronen en geïoniseerde atomen te splitsen. Dit verhoogt de reeds hoge druk in de wolk en nieuwe condensatiekernen worden rond de O-ster gevormd. Nieuwe sterren ontstaan in de onmiddellijke omgeving van de eerste O-ster. Naar gelang de massa van de nieuwe ster zal het een B-, een G- (zoals onze zon) of een K- of M-ster zijn. M.a.w. alle mogelijke typen sterren van de hoofdreeks worden gelijktijdig voortgebracht en de hoge druk die in de wolk heerst, maakt dat de groep gaat expanderen: een associatie is geboren. Na korte tijd is de O-ster die aanleiding gaf tot het ontstaan van de groep, uitgedoofd en vindt men enkel nog heldere B-sterren, waarvan de beweging duidelijk de plaats van herkomst aangeeft.

Voor deze verklaring is veel te zeggen: jonge associaties hebben een of meer O-sterren; oudere nooit. Dat men tot nog toe geen andere dan B-sterren in dergelijke associaties aangetroffen heeft, is enkel te wijten aan de moeilijkheid deze andere, veel zwakkere, sterren op te sporen. Een ster duizend maal zwakker dan een B-ster, is ook duizend maal moeilijker waar te nemen.

De dichtstbijzijnde en mooiste O-associatie is zichtbaar in het zuidelijk halfrond: de Scorpio-Centaurus associatie. Het is een groep van een honderdtal zeer heldere sterren. Deze associatie heeft de vorm van een sigaar, 60^o lang en 15^o breed. De helderste en jongste sterren bevinden zich vooraan in het sterrenbeeld de Schorpioen. Slierten donkere materie vormen de kern van dit sterrenbeeld. Uitzonderlijk helder en rood is Antares, een superreuzenster, die samen met de B-sterren ontstaan is. De associatie is reeds 20 miljoen jaar oud. Alle O-sterren zijn reeds sedert lang uitgedoofd en een groot aantal van de B-sterren bevindt zich op grote afstand van het centrum. De gehele groep bevindt zich op 500 lichtjaren van de zon. Typisch is dat veel B-sterren in deze groep dubbelsterren zijn, hetgeen begrijpelijk is wanneer men bedenkt dat de sterren van deze groep in elkaars onmiddellijke nabijheid ontstaan zijn.

Hoe zijn de andere sterren, zoals de zon, ontstaan? De meest voor de hand liggende verklaring is, dat de meeste sterren in associaties ontstaan zijn, waarvan de structuur reeds sedert lang verloren is gegaan. Na een miljard jaar blijft er van de vorm van een associatie niets meer over. De expansie van de groep, samen met de storende invloed van nabije wolken en het roteren van de melkweg, maken de herkenning van de primitieve associatie-vorm onmogelijk.

Veel problemen blijven nog onopgelost, hypothesen moeten gecontroleerd worden; maar voor de eerste maal in de geschiedenis van de sterrekunde bestaat er een goede kans dat men door nauwkeurige waarnemingen het ontstaan van jonge sterren uit donkere wolken zal kunnen volgen.