Hoe komt het dat een ster groter wordt en een planeet niet?

Antwoord

Wat sterren en planeten gemeen hebben, is dat het de zwaartekracht is die hen aaneen houdt, maar waarin ze verschillen, is in de manier hoe ze zich van binnenuit daaraan aanpassen.  In een planeet zijn de bindingen van vaste stoffen sterk genoeg om de massa erboven te dragen, in sterren niet, omdat de massa zoveel groter is.  Van dat standpunt gezien, is het verschil tussen planeten en sterren er gewoon een in massa.

Een planeet vindt dus een evenwicht bij een bepaalde structuur, zonder dat die structuur hoeft te veranderen.  Ze kan dus almaar even groot blijven.  Maar het evenwicht dat een ster vindt, is een evoluerend evenwicht, waarbij inderdaad de binnenkant samentrekt en de buitenkant uitzet.

De interne lagen in sterren ondervinden zoveel samendrukking dat vaste stoffen, zelfs neutrale atomen, niet kunnen bestaan.  Het is dan een 'plasma' of 'geioniseerd gas', waarvan de bestanddelen geladen deeltjes (atoomkernen en elektronen) zijn.  In een neutraal atoom is de afstand tussen kern en (gebonden) elektronen erg groot vergeleken met de afmetingen van de individuele bestanddelen; in een plasma kunnen deze bestanddelen veel dichter bij elkaar komen, en toch nog in hoge mate vrij bewegen.  Een dergelijk gas van vrije deeltjes noemt men een ideaal gas, en daarvoor wordt het verband tussen druk P en temperatuur T gegeven door PV = NkT (V is het volume, N het aantal deeltjes in dat volume, en k een natuurconstante).  Om binnenin de hoge druk te bereiken die nodig is om tegenwicht te geven tegen de massa erboven, moet het in de ster dus heet zijn, en die hitte wordt opgebracht door de kernfusiereacties in de ster. 

Anderzijds moet het ook heet zijn om kernreacties voort te brengen, omdat enkel zeer snel bewegende kernen de onderlinge elektrostatische afstoting kunnen overwinnen.  Het is dus een beetje 'kip en ei'.  Wat gebeurt bij het ontstaan van de ster, is dat, zolang het binnenin niet heet genoeg is, de stermassa samentrekt.  Maar juist die samentrekking zorgt dan voor een toename van de hitte.  En eens de temperatuur hoog genoeg is voor kernfusie, zorgt deze voor de hitte, en wordt een stabiel evenwicht gevonden, zolang de voorraad strekt.  Een ster evolueert echter, omdat de energiebron opgeraakt.  Als de waterstof in de sterkern opgebruikt is, trekt deze weer samen, eventueel tot het heet genoeg is om helium om te zetten in koolstof.  Bij een ster zoals de zon zal het dan niet verder hoeven te gaan, omdat na de heliumverbranding de centrale dichtheid zo groot is dat de ideale gaswet niet meer geldt (de elektronen zijn niet meer vrij), en een soort vaste stof gevormd wordt, die stevig genoeg is om zichzelf te dragen.  De kern van de ster wordt dus kleiner.

Maar inmiddels zijn de buitenlagen, waar geen kernfusie gebeurt, uitgezet, als gevolg van alles wat binnenin gebeurt.  Waarom dat gebeurt, is het gevolg van het samenspelen van de verschillende processen die de sterstructuur bepalen.  Enerzijds is er de steeds groeiende energie die uitgestraald wordt, omdat het binnenin steeds heter wordt; de buitenkagen ondervinden dus meer druk.  Hetgeen ook een rol speelt, is hoe die buitenlagen daarop reageren: als ze uitzetten, worden ze koeler, en kunnen elektronen zich binden aan kernen, zodat de straling er moeilijker door geraakt (omdat complexe ionen meer absorberen dan gewoon atoomkernen), en dus efficienter duwt: de uitzetting versterkt dus zichzelf.

Gedurende al die processen is de massa van de ster nauwelijks veranderd: het is maar een fractie van de massa van waterstof dat vrijkomt bij de fusie, en de massa-uitstotingen van sterren zoals de zon zijn vrij beperkt.  De ster wordt zeker niet 'groter' in massa, maar wel in afmetingen.  En uiteindelijk betekent dit dat de buitenste lagen steeds minder sterk gravitationeel gebonden zijn, en gedurende de laatste stadia lopen ze inderdaad weg.  Dan blijft de compacte sterkern over, als een 'witte dwerg'.