Groot, groter, grootst. En nu dan: extreem groot. Het Guinness Book of Records kan wat de sterrenkunde betreft weer aan een update denken. Noemden astronomen tot voor kort Mu Cephei als de allergrootste ster, sinds een paar dagen zijn er drie nieuwe kanjers die in die eer mogen delen.

Het gaat om KW Sagittarii op een afstand van 9800 lichtjaar, V354 Cephei op een afstand van 9000 lichtjaar en KY Cygni op 5200 lichtjaar van ons vandaan. Alledrie zijn ze 1500 keer groter dan onze zon. Plaats ze in het midden van ons zonnestel en ze strekken zich uit tot halverwege de banen van Jupiter en Saturnus.

Rode superreuzen

De sterren zijn weliswaar extreem groot, maar in verhouding niet zo zwaar. Hun massa bedraagt ‘slechts’ 25 keer die van de zon. Er zijn kleinere sterren bekend die tot wel 150 zonsmassa’s zwaar zijn. Hoe dat komt? KW Sagitarii, V354 Cephei en KY Cygni zijn rode superreuzen: sterren die ooit een geringere afmeting hadden, maar die zijn opgezwollen.

Als sterren net zijn ontstaan, bestaan ze voor het grootste deel uit waterstof. De temperatuur in het centrum is zo hoog (circa 15 miljoen graden) dat waterstofkernen er kunnen fuseren tot helium. Daarbij komt energie vrij, waardoor de ster kan blijven stralen. Na verloop van tijd hoopt zich steeds meer onbrandbare helium-as in de sterkern op en stevent de ster af op een energietekort. Om het ontstane energietekort te compenseren, moet de sterkern inkrimpen.

Bij het krimpen komt zwaartekrachtsenergie vrij (gevolg van het vallen van de gasatomen naar het stercentrum toe). Daardoor wordt het sterinwendige weer heter, totdat een nieuwe energiebron ontstaat die genoeg stralingsenergie levert om de stralingsverliezen aan het steroppervlak te kunnen dekken.

Deze bron is er, en ze begint te werken wanneer de centrale delen van de ster, die nu geheel uit helium bestaan, een temperatuur van ongeveer 100 miljoen graden hebben bereikt. Bij deze temperatuur beginnen reacties tussen heliumkernen op te treden, waarbij koolstof wordt geproduceerd en energie vrijkomt. De waterstof in een schil rondom de kern is dan inmiddels zo heet geworden, dat hij begint te branden.

De ontsteking van deze waterstofverbrandende schil rond de kern doet de buitenlagen opzwellen. Hierdoor neemt de ster in omvang toe. De helderheid blijft vrijwel gelijk, maar de oppervlaktetemperatuur van de groter wordende ster neemt af. De ster wordt een rode reus, of – als hij oorspronkelijk zwaarder was dan circa 8 zonsmassa’s – een rode superreus.

In het superreuzenstadium kan de ster nog een paar keer krimpen en weer opzwellen. Als de helium is verbrand tot koolstof, moet ook die weer bij nog hogere temperatuur ontbranden, waarbij magnesium en zuurstof wordt gevormd. In de smeltoven van een zware ster kan verder nog zuurstof ontbranden tot de vorming van silicium, en silicium tot de vorming van ijzer. Bij nog hogere temperatuur van circa 5 miljard graden valt ijzer uiteen tot helium en losse neutronen Daarna ontploft de ster als supernova.

Kleurtemperatuur

Opzwellen betekent een vergroting van het buitenste oppervlak en daardoor afname van de oppervlaktemperatuur. Sommige sterren zijn aan hun oppervlak 50.000 graden heet en stralen met een blauwpaarse kleur. Een ster als onze zon heeft een oppervlaktetemperatuur van 6000 graden en straalt voornamelijk in geel licht.

Sterren met een oppervlaktetemperatuur beneden 5200 graden zijn oranje en sterren met een temperatuur lager dan 3200 graden rood. Niet alle rode sterren zijn groot. De afmetingen kunnen variëren van rode dwergen, normale rode sterren, rode reuzen en rode superreuzen.

De diameters van de drie nieuwe rode superreuzen werden bekendgemaakt tijdens een bijeenkomst van de American Astronomical Society door Emily Levesque. Levesque is een jonge studente aan het Massachusetts Institute of Technology (MIT), die samenwerkte met een international team astronomen waaronder Philip Massey (Lowell Observatory, in Flagstaff, Arizona), Knut Olsen (Cerro Tololo Inter-American Observatory, in Chili), Bertrand Plez and Eric Josselin (Université de Montpellier II, in Frankrijk), en Andre Maeder en Georges Meynet (Geneva Observatory, in Zwitserland). Nat White van Lowell Observatory nam ook deel aan het onderzoek.

Levesque onderzocht 74 rode superreuzen in onze Melkweg en kwam tot de conclusie dat dit drietal diameters moet hebben van 7 AE (1 AE of Astronomische Eenheid is de afstand aarde-zon – 149,6 miljoen km).

Ter vergelijking: de bekende rode superreus Betelgeuse in the sterrenbeeld Orion meet ‘slechts’ 3 AE. Dat komt neer op een diameter van 650 keer die van onze zon. Betelgeuse komt dan ook maar tot halverwege de banen van Mars en Jupiter.

Maatje XXXXL ‘rode superreus’

De vorige recordhouder Mu Cephei, ook wel bekend als Herschels ‘Granaatster’ komt door het onderzoek nu op de vierde plaats. De enige andere ster die nog groter zou kunnen zijn is VV Cephei. Maar dat is een dubbelster die bestaat uit een rode superreus en een hete, begeleidende ster.

Deze hete ster cirkelt rond binnen de buitenste ‘atmosfeer’ van de rode superreus die hij door zijn zwaartekrachtswerking heeft opgerekt. Daardoor is de echte grens van de rode ster niet goed te definiëren. De drie sterren uit het onderzoek zijn geen dubbelsterren, zodat hun afmetingen een duidelijker inzicht geven in de extreme maten die sterren kunnen krijgen.

Het onderzoek werd gedaan met National Science Foundation’s 2.1-meter telescoop op Kitt Peak National Observatory (in de buurt van Tucson in Arizona) en de 1.5-m telescoop van het Cerro Tololo Inter-American Observatory (in de Chileense Andes bij La Serena). De nieuwe waarnemingen werden gecombineerd met computermodellen waarin de meest recente kennis over moleculen in de buitenlagen van koele sterren zijn verwerkt.

Deze analyse leverde een zeer nauwkeurige temperatuurbepaling op voor deze sterren: 3450 graden Kelvin, ofwel zo’n 10 procent warmer dan tot voor kort werd gedacht. Aan de hand van de afstand en de helderheid werden vervolgens de diameter van de sterren afgeleid. De absolute helderheid van de drie sterren is overigens niet extreem: 300.000 maal de lichtkracht van onze zon, terwijl de allerhelderste witte sterren stralen met een lichtkracht die wel 5 miljoen keer groter is dan die van de zon.

Nieuw inzicht

“Het belang van deze studie is dat we voor het eerst inzicht krijgen in de theorie hoe groot en koel deze sterren kunnen zijn, in vergelijking met de waarnemingen in de praktijk”, reageert dr. Alex de Koter, sterrenkundige verbonden aan het ‘Anton Pannekoek’ sterrenkundig instituut van de Universiteit van Amsterdam. “Deze extreme objecten zijn bijzonder interessant omdat ze niet alleen de grootste maar ook de helderste rode superreuzen zijn. Dit maakt deze sterren tot een belangrijke test voor de evolutietheorie van zware sterren – sterren die tientallen tot wel honderd keer zo zwaar zijn als onze zon”.

“Het blijkt namelijk zo te zijn dat alleen sterren die bij geboorte minder massief zijn dan 35 à 40 zonsmassa’s (maar meer dan 10) in staat zijn om uiteindelijk rode superreus te worden. Initieel zwaardere sterren – die overigens zeer zeldzaam zijn – worden wel koeler en groter als ze niet meer in staat zijn waterstof tot helium te fuseren (we noemen ze dan blauwe superreuzen), maar iets weerhoudt hen ervan ‘door te evolueren’ naar extreem lage oppervlaktetemperaturen van zo’n 3000 – 4000 Kelvin.

Wat precies die barrière veroorzaakt die de meest massieve sterren belemmert om rode superreus te worden weten we niet, maar we denken dat het komt omdat ze hun ‘Eddington-limiet’ bereiken".

“Hoe zwaarder een ster, des te helderder is ze. De meest massieve sterren zijn zo helder dat de enorme hoeveelheid licht die elke seconde het oppervlak verlaat, de gasdeeltjes in de buitenste lagen van de ster (de atmosfeer) mee de ruimte in sleurt. Dit verschijnsel wordt de sterrewind genoemd. Bij de extreme helderheden van de meest massieve sterren (meer dan 35 à 40 maal de zon) werkt dit mechanisme in de blauwe superreuzenfase zo efficiënt dat het de zwaartekracht overwint – de buitenste lagen van de ster wordt instabiel en wordt waarschijnlijk in een enorme explosie afgestoten. De limiet, waar zwaartekracht en stralingskracht gelijk zijn, noemt men Eddington-limiet”.

Het gevolg is dat plotseling een hetere binnenlaag het nieuwe steroppervlak wordt. De ster blijft daardoor blauw en kan niet rood worden. De drie gevonden sterren vertellen waar precies de grens ligt (in termen van beginmassa) van het wel dan niet evolueren tot rode superreus.

“Voor ons begrip van de zon en andere zonachtige sterren heeft deze ontdekking geen gevolgen. De levensloop van de zon verloopt anders. De zon brengt het uiteindelijk slechts tot een rode reus en niet tot een rode superreus.”