Op dinsdag 2 februari hadden we nogmaals Claude Doom te gast die deze maal  kwam spreken over superzware sterren.

Als je "superzware ster" zegt, hoe zwaar zijn die dan? 10 keer of 100 keer zo zwaar als de zon, of misschien nog zwaarder?
Vermits dat dergelijke sterren zeer zeldzaam zijn, is de zoektocht naar superzware sterren niet gemakkelijk.
Sterren zijn  gasbollen waarbij het grootste deel bestaat uit waterstof, een kleiner deel uit helium en daarbij nog wat resten van zwaardere elementen zoals koolstof, stikstof, zuurstof of ijzer.
Als je naar de sterren kijkt, kun je de temperatuur aan de buitenkant waarnemen. Sterren hebben immers verschillende kleuren en de regel geldt: hoe blauwer, hoe heter en hoe roder, hoe koeler. Je kan de temperatuur ook afleiden uit het spectrum met de absorptielijnen. Als we de classificatie van de sterren bekijken (OBFGKM) hebben O-sterren een temperatuur van 20 à 30.000° K en vermindert de temperatuur tot 400° bij M-sterren.
Wat we nog kunnen waarnemen is de helderheid en de lichtkracht.
Wat de helderheid betreft moeten we erg opletten voor de extinctie van het licht door wolken die voor de sterren zitten. Niet overal is de helderheid even duidelijk. De lichtkracht is de uitgestraalde energie in alle golflengtegebieden. Zwaardere sterren hebben een hogere lichtkracht.
We kunnen ook de massa meten, maar enkel van dubbelsterren.
Sterren met een grotere massa die meer brandstof bezitten, zullen dus ook langer leven. Zij die een hogere lichtkracht uitstralen hebben een korter leven. Zij verbruiken immers meer.
De zon zal het 10 miljard jaar uithouden. Een ster met 10 zonsmassa's houdt het bij 100 miljoen jaar, en één van 100 zonsmassa's zal slechts 1 miljoen jaar oud worden.
Hieruit kunnen we besluiten dat zware sterren dus jonge sterren zijn en als wij superzware sterren willen vinden, moeten we zoeken op plaatsen waar jonge sterren geboren zijn.
Zulke sterren vinden we in het Hertzsprung-Russell diagram terug in de linker bovenhoek.
Superzware sterren zijn dus helder, blauw en jong.
De zoektocht kan beginnen.
Aan de hand van beelden bekeek hij een aantal jonge sterren in de sterrenbeelden Cygnus, Carina, Sagittarius, Schorpioen die in aanmerking kwamen voor de naam: superzware sterren.
Hij stelde massa's vast  van 100 tot 150 zonsmassa's.
Vervolgens had hij het over de levensloop van deze sterren waarbij periodes van samentrekking en stabiliteit elkaar afwisselen en waarbij waterstof wordt omgezet in helium en verder tot men tenslotte ijzer heeft. Als alle energie onttrokken is, valt de ster in elkaar en krijgen we een supernovaexplosie waarbij de overblijvende kern een neutronenster of een zwart gat wordt.
Als besluit vergeleek hij nog de theorie met de waarnemingen. Dit kon vrij goed met elkaar in overeenstemming gebracht worden.
Tot slot concludeerde hij dat superzware sterren zeer schaars zijn, dat de sterrenwind die ervan uitgaat nevels doet oplichten en dat zij ook zware elementen produceren.