Sterrenstrijd

Sterren leven niet eeuwig. Een ster wordt geboren in een wolk van gas en stof die onder zijn eigen zwaartekracht in elkaar stort. Het grootste deel van zijn leven smelt hij waterstof samen tot helium in de kern. Als de waterstof op raakt, verandert de ster: hij zwelt op tot een reus, verliest een deel van zijn buitenlagen en eindigt uiteindelijk zijn leven. Hoe dat gebeurt, hangt vooral af van zijn massa. Een ster als de zon koelt af tot een witte dwerg, terwijl een veel zwaardere ster explodeert als supernova en een neutronenster of zwart gat achterlaat. Zware sterren leven snel en sterven jong, na enkele miljoenen jaren; lichte sterren worden vele miljarden jaren oud.

Stars are not forever. A star is born in a cloud of gas and dust that collapses under its own gravity. For most of its life it fuses hydrogen into helium in its core. When the hydrogen runs out, the star changes: it swells up into a giant, loses part of its outer layers, and eventually ends its life. How that happens depends mostly on its mass. A star like the Sun cools down to become a white dwarf, while a much heavier star explodes as a supernova and leaves behind a neutron star or a black hole. Heavy stars live fast and die young, after a few million years; light stars live for many billions of years.

De weg die een ster aflegt terwijl hij rond dat gemeenschappelijke punt draait, noemen we de baan (of orbit). Die baan kun je zien als een soort spoor dat je zou krijgen als je met een lichtje rondjes in het donker draait en daar een lange sluitertijd-foto van maakt. De baan kan bijna rond zijn, of meer langgerekt – een ovaal (in de natuurkunde: een ellips). Excentriciteit (eccentricity) vertelt ons hoe rond of hoe ‘langgerekt’ de baan is. Bij hoge excentriciteit komt de ster in een deel van de baan heel dicht bij de ander, en is hij in een ander deel juist veel verder weg.

In een dubbelstersysteem kunnen de twee sterren materiaal uitwisselen. Als één ster opzwelt en haar buitenlagen te dicht bij de ander komen, kan de zwaartekracht gas van de ene ster naar de andere trekken. Deze massaoverdracht is stabiel als dit rustig en geleidelijk gaat: de gevende ster verliest massa, de begeleider (companion) komt juist wat aan, en de gezamenlijke baan wordt meestal groter (de sterren komen iets verder uit elkaar). De overdracht is onstabiel als massaverlies de gevende ster juist verder laat opzwellen, waardoor er een soort kettingreactie ontstaat en er heel snel veel gas wordt overgedragen. Dan krimpt de baan meestal sterk, beide sterren komen in één gezamenlijke gaslaag te zitten: dit heet common envelope evolution (gemeenschappelijke envelopfase) en kan leiden tot heftige uitbarstingen of zelfs tot het samensmelten van de sterren.

The path a star follows as it orbits around that common point is called its orbit. You can picture the orbit as the kind of trail you’d see if you swung a light around in the dark and took a long-exposure photograph. The orbit can be almost circular, or more stretched out – an oval (in physics: an ellipse). The eccentricity tells us how circular or how “stretched” the orbit is. At high eccentricity, the star comes very close to its companion in one part of the orbit, and is much farther away in another part.

In a binary star system, two stars can actually exchange material. If one star swells up and its outer layers get close enough, gravity can pull gas from that star onto its companion. This mass transfer is stable if it happens gently and steadily: the donor star loses mass, the companion gains mass, and their orbit usually widens, so they move a bit farther apart. It is unstable if losing mass makes the donor star swell even more, causing a runaway effect where a lot of gas is dumped very quickly. In that case the orbit usually shrinks, the stars plunge closer together, and both end up inside a shared gas layer; this is called common envelope evolution, and it can lead to violent outbursts or even the two stars merging.

Een exoplaneet is een planeet die niet om de zon draait, maar om een andere ster. De eerste exoplaneet rond een ster zoals de zon werd in 1995 ontdekt; Michel Mayor en Didier Queloz kregen daar in 2019 de Nobelprijs voor. Inmiddels kennen we er duizenden, en waarschijnlijk hebben de meeste sterren in de Melkweg planeten. Veel van die planeten lijken niet op die in ons zonnestelsel: er zijn gasreuzen die in een paar dagen om hun ster heen draaien, en planeten die om een dubbelster draaien en dus twee zonnen aan de hemel hebben.

In de dubbelstersimulator kies je bij Begeleider voor Planeet. Dan zie je wat er met een planeet gebeurt als haar ster ouder wordt, opzwelt en massa verliest.

An exoplanet is a planet that does not orbit the Sun, but another star. The first exoplanet around a star like the Sun was discovered in 1995; Michel Mayor and Didier Queloz received the Nobel Prize for it in 2019. Today we know of thousands, and most stars in the Milky Way probably have planets. Many of these planets are nothing like the ones in our Solar System: there are gas giants that go around their star in a few days, and planets that orbit a binary star and so have two suns in their sky.

In the binary simulator, choose Planet as the Companion. You then see what happens to a planet when its star grows old, swells up and loses mass.

Onderzoeksvraag: Hoe beïnvloedt de massa van een ster de snelheid van zijn evolutie?

Werkwijze: Maak sterren met verschillende beginmassa’s en laat ze evolueren. Noteer hoe snel ze door de evolutiestadia gaan. Welke ster verandert het snelst?

Verdieping: Verdiep je in de theorie achter levensduur en lichtkracht van sterren. Onderzoek hoe massa de evolutiesnelheid beïnvloedt en of dit overeenkomt met je simulatie.

Onderzoeksvraag: In welke fase bereikt een ster zijn grootste straal, en hoe hangt dit af van de massa?

Werkwijze: Maak sterren met verschillende massa’s. Volg de straal tijdens de evolutie en noteer de maximale grootte en bij welke fase dit gebeurt.

Verdieping: Verdiep je in de rol van energietransport en druk in sterren. Onderzoek waarom sommige sterren groter worden dan andere.

Onderzoeksvraag: Het Hertzsprung-Russell-diagram is een van de handigste grafieken in de sterrenkunde. Je kunt het heel makkelijk maken: je zet de lichtkracht van sterren uit tegen hun kleur (of de oppervlaktetemperatuur, de effectieve temperatuur, die de kleur bepaalt). En het laat prachtig zien hoe sterren evolueren. Hoe bewegen sterren van verschillende massa’s door het Hertzsprung-Russell-diagram tijdens hun leven?

Werkwijze: Volg voor meerdere sterren de temperatuur en lichtkracht en plot hun evolutiespoor. Vergelijk lichte, middelzware en zware sterren.

Verdieping: Onderzoek waarom sterren in verschillende gebieden van het diagram terechtkomen en hoe astronomen hieruit massa en leeftijd afleiden.

Onderzoeksvraag: Hoe hangt de eindmassa van een ster af van de beginmassa en massaverlies via sterrewinden?

Werkwijze: Maak sterren met verschillende beginmassa’s en laat ze evolueren. Noteer het verschil tussen begin- en eindmassa.

Verdieping: Onderzoek hoe massa en evolutiefase het massaverlies bepalen.

Extra verdieping: Denk na over hoe metalliciteit dit beïnvloedt, en wat er met het afgestoten gas gebeurt. Een deel van dit materiaal wordt later weer onderdeel van gaswolken waaruit nieuwe sterren ontstaan. Zo maakt massaverlies via sterrewinden deel uit van de “levenscyclus” van materie in het heelal.

Onderzoeksvraag: Waar ligt de grens tussen sterren die eindigen als neutronenster en sterren die eindigen als zwart gat?

Werkwijze: Simuleer sterren met oplopende beginmassa en verschillende metalliciteiten. Noteer het eindproduct en zoek waar de overgang plaatsvindt.

Verdieping: Bespreek waarom die grens niet alleen van beginmassa afhangt, maar ook van massaverlies en de opbouw van de kern.

Onderzoeksvraag: In het vroege heelal waren er nog nauwelijks metalen en hadden sterren lage metalliciteiten (Z~0,0001 in plaats van Z=0,02 in onze huidige Melkweg). Hoe beïnvloedt lage metalliciteit de straal, lichtkracht, kernmassa en eindmassa van een ster?

Werkwijze: Maak sterren met dezelfde massa maar verschillende metalliciteit. Vergelijk hun evolutie en eindmassa.

Verdieping: Onderzoek hoe metalen de opaciteit en energietransport beïnvloeden en welke effecten dit heeft op de structuur en evolutie van sterren.

Onderzoeksvraag: Hoe beïnvloedt het verschil in metalliciteit tussen de Melkweg (Z = 0,02), de Grote Magelhaense Wolk (Z = 0,01) en de Kleine Magelhaense Wolk (Z = 0,005) de evolutie en het massaverlies van sterren?

Werkwijze: Maak sterren met dezelfde beginmassa, maar met metalliciteiten die horen bij de Melkweg, de Grote Magelhaense Wolk en de Kleine Magelhaense Wolk. Vergelijk hun evolutie, straal, lichtkracht, massaverlies door sterrewinden en eindmassa.

Hint: Kijk vooral naar massieve sterren, waarbij sterrewinden sterk afhangen van de metalliciteit.

Verdieping: Verdiep je in waarom sterrewinden bij hoge metalliciteit sterker zijn (rol van metalen in opaciteit en lijn-gedreven winden). Onderzoek welke gevolgen dit heeft voor de eindproducten (witte dwergen, neutronensterren, zwarte gaten) in verschillende sterrenstelsels en koppel je bevindingen aan waarnemingen van sterren in de Magelhaense Wolken.

Research question: How does the mass of a star influence the speed of its evolution?

Method: Create stars with different initial masses and let them evolve. Note how quickly they pass through the evolutionary stages. Which star changes the fastest?

Extension: Explore the theory behind stellar lifetimes and luminosities. Investigate how mass affects the speed of evolution and whether this matches your simulation.

Research question: In which phase does a star reach its largest radius, and how does this depend on its mass?

Method: Create stars with different masses. Follow the radius during the evolution and record the maximum size and in which phase this occurs.

Extension: Study the role of energy transport and pressure inside stars. Investigate why some stars become larger than others.

Research question: The Hertzsprung–Russell diagram is one of the handiest plots in astronomy. It is very easy to make: you plot the luminosity of stars against their colour (or the surface temperature, the effective temperature, which sets the colour). And it beautifully shows how stars evolve. How do stars of different masses move through the Hertzsprung–Russell diagram during their lives?

Method: Follow the temperature and luminosity of several stars and plot their evolutionary tracks. Compare low-mass, intermediate-mass and massive stars.

Extension: Investigate why stars end up in different regions of the diagram, and how astronomers use this to work out the mass and age of stars.

Research question: How does the final mass of a star depend on its initial mass and mass loss via stellar winds?

Method: Create stars with different initial masses and let them evolve. Note the difference between initial and final mass.

Extension: Investigate how mass and evolutionary phase determine mass loss.

Extra extension: Consider how metallicity influences this, and what happens to the expelled gas. Part of this material will later become part of gas clouds from which new stars form. In this way, mass loss through stellar winds is part of the “life cycle” of matter in the universe.

Research question: Where is the boundary between stars that end as a neutron star and stars that end as a black hole?

Method: Simulate stars with increasing initial mass and different metallicities. Record the end product and find where the transition takes place.

Extension: Discuss why this boundary depends not only on the initial mass, but also on mass loss and the structure of the core.

Research question: In the early universe there were hardly any metals and stars had low metallicities (Z ~ 0.0001 instead of Z = 0.02 in our current Milky Way). How does low metallicity affect the radius, luminosity, core mass, and final mass of a star?

Method: Create stars with the same mass but different metallicities. Compare their evolution and final masses.

Extension: Investigate how metals affect opacity and energy transport, and what consequences this has for the structure and evolution of stars.

Research question: How does the difference in metallicity between the Milky Way (Z = 0.02), the Large Magellanic Cloud (Z = 0.01), and the Small Magellanic Cloud (Z = 0.005) affect the evolution and mass loss of stars?

Method: Create stars with the same initial mass but with metallicities corresponding to the Milky Way, the Large Magellanic Cloud, and the Small Magellanic Cloud. Compare their evolution, radius, luminosity, mass loss through stellar winds, and final mass.

Hint: Pay particular attention to massive stars, for which stellar winds strongly depend on metallicity.

Extension: Explore why stellar winds are stronger at high metallicity (the role of metals in opacity and line-driven winds). Investigate the consequences for the final products (white dwarfs, neutron stars, black holes) in different galaxies, and connect your findings to observations of stars in the Magellanic Clouds.

Onderzoeksvraag: Hoe beïnvloedt massaoverdracht de evolutie van een ster in een dubbelster?

Werkwijze: Vergelijk een ster in isolatie met dezelfde ster in een dubbelster. Noteer verschillen in evolutiesnelheid en eindmassa.

Verdieping: Onderzoek hoe het vullen van de Roche-lob en massaoverdracht de levensduur en lichtkracht beïnvloeden.

Onderzoeksvraag: Wat gebeurt er met de banen en interacties van twee sterren als ze dichter bij elkaar staan?

Werkwijze: Maak dubbelstersystemen met dezelfde massa’s maar verschillende afstanden. Observeer hoe banen en interacties veranderen. Wanneer treedt massaoverdracht op?

Verdieping: Onderzoek de rol van interacties en de Roche-lob en hoe deze bepaalt wanneer massaverlies begint.

Onderzoeksvraag: Kan in een dubbelster de oorspronkelijk zwaarste ster uiteindelijk juist de lichtste worden?

Werkwijze: Maak dubbelstersystemen met verschillende massa’s en afstanden. Volg hoe massaoverdracht de massa-verhouding verandert.

Verdieping: Onderzoek het idee van massaratio reversal: hoe een ster die eerst zwaarder was later juist lichter kan worden.

Onderzoeksvraag: In het heelal leiden samensmeltingen tot heldere uitbarstingen die we in grote getalen waarnemen. Welke dubbelstersystemen zijn vatbaar voor samensmelting?

Werkwijze: Maak dubbelstersystemen met verschillende massa’s en afstanden. Observeer welke systemen samensmelten en in welke fase van hun evolutie.

Verdieping: Onderzoek de rol van massaoverdracht, Roche-lobe en interacties bij samensmelting.

Onderzoeksvraag: Hoe hangen de massa van een ster en haar metalliciteit samen met de massa van het zwarte gat dat uiteindelijk overblijft? Tip: kijk vooral naar het effect van metalliciteit op massaverlies door sterrewinden.

Werkwijze: Maak massieve sterren met verschillende beginmassa’s en verschillende metalliciteiten (bijvoorbeeld die van de Melkweg, Grote Magelhaense Wolk en Kleine Magelhaense Wolk). Laat ze evolueren, noteer de eindmassa en kijk welke sterren eindigen als zwarte gaten en hoe massief die zijn.

Verdieping: Onderzoek waarom sterren met lage metalliciteit minder massa verliezen door sterrewinden en daardoor massievere zwarte gaten kunnen vormen. Leg een verband met waarnemingen van zware zwarte gaten in andere sterrenstelsels en met gravitatiegolven.

Extra verdieping: Breid je onderzoek uit naar dubbelsterren. Hoe verandert de uiteindelijke massa van zwarte gaten als sterren deel uitmaken van een dubbelstersysteem? Onderzoek in welke gevallen interacties (zoals massatransfer of gemeenschappelijke enveloppen) leiden tot massievere zwarte gaten, en wanneer juist lichtere zwarte gaten ontstaan.

Onderzoeksvraag: Wat is de laagste massa van een witte dwerg die je kunt maken uit een enkele ster, en kun je nog lichtere witte dwergen maken in dubbelsterren door met de baan te spelen?

Werkwijze: Maak eerst enkele sterren met verschillende beginmassa’s en laat ze evolueren tot witte dwergen. Noteer de laagste witte-dwergmassa die je zo kunt bereiken. Onderzoek daarna dubbelsterren: varieer de baaneigenschappen (zoals de baanscheiding) en kijk of je daardoor sterren eerder hun buitenlagen kunt laten verliezen, zodat er lichtere witte dwergen ontstaan.

Verdieping: Kijk naar de chemische samenstelling van de witte dwergen die je maakt (bijvoorbeeld helium-, koolstof-zuurstof- of zuurstof-neon-magnesium-witte dwergen). Onderzoek bij welke beginmassa’s, metalliciteiten en in welke (dubbelster)situaties deze verschillende typen ontstaan, en leg uit waarom de samenstelling samenhangt met de evolutiegeschiedenis van de ster.

Onderzoeksvraag: Supernovae Type Ia zijn extreem heldere uitbarstingen waarmee we afstanden en de uitdijing van het heelal kunnen meten. Hoe kan een witte dwerg zo zwaar worden dat hij zijn maximale massa overschrijdt (1.44 Zonsmassa) en explodeert?

Werkwijze: Maak een dubbelster met een witte dwerg en onderzoek twee scenario’s: massaoverdracht van een begeleidende ster of samensmelting met een andere witte dwerg. Noteer bij welke combinaties de witte dwerg zijn kritische massa bereikt.

Verdieping: Verdiep je in de Chandrasekhar-massa en waarom deze limiet bepaalt wanneer een witte dwerg explodeert tot een Type Ia supernova.

Onderzoeksvraag: Sinds 2015 kunnen we gravitatiegolven detecteren. Welke dubbelstersystemen van compacte objecten kunnen zulke signalen geven?

Werkwijze: Maak dubbelstersystemen van witte dwergen, neutronensterren of zwarte gaten en laat ze evolueren. Noteer welke systemen dicht genoeg en korte genoeg banen hebben om gravitatiegolven uit te zenden.

Hint: Voor de LVK-detector zijn baanperiodes vaak uren tot minuten, voor de LISA-detector dagen tot maanden.

Verdieping: Onderzoek hoe massa, afstand en baangrootte de sterkte van het signaal beïnvloedt.

Onderzoeksvraag: Een sterrencluster is een groep sterren die samen zijn ontstaan en ongeveer dezelfde leeftijd hebben. Hoe kun je de leeftijd van zo’n cluster inschatten met een simulatie?

Werkwijze: Maak meerdere sterren van verschillende massa’s die samen een cluster vormen. Laat ze evolueren en noteer in welke evolutiefase de meest massieve sterren zich bevinden. Gebruik dit om een schatting te maken van de leeftijd van het cluster.

Verdieping: Verdiep je in de rol van de turn-off point in het Hertzsprung-Russell-diagram en hoe dit wordt gebruikt om de leeftijd van echte sterrenclusters te bepalen.

Research question: How does mass transfer affect the evolution of a star in a binary system?

Method: Compare a star in isolation with the same star in a binary system. Note differences in evolutionary timescale and final mass.

Extension: Investigate how filling the Roche lobe and mass transfer affect the lifetime and luminosity of the star.

Research question: What happens to the orbits and interactions of two stars when they are closer together?

Method: Create binary systems with the same stellar masses but different separations. Observe how the orbits and interactions change. When does mass transfer occur?

Extension: Investigate the role of interactions and the Roche lobe, and how this determines when mass loss begins.

Research question: Can the star that was originally the heaviest in a binary end up being the lightest?

Method: Create binary systems with different masses and separations. Follow how mass transfer changes the mass ratio.

Extension: Investigate the idea of mass ratio reversal: how a star that was heavier at first can later become the lighter one.

Research question: In the universe, mergers lead to bright outbursts that we observe in large numbers. Which binary systems are susceptible to merging?

Method: Create binary systems with different masses and separations. Observe which systems merge and in which phase of their evolution this happens.

Extension: Investigate the role of mass transfer, Roche lobe, and interactions in mergers.

Research question: How are a star’s mass and its metallicity related to the mass of the black hole that ultimately remains? Tip: focus especially on the effect of metallicity on mass loss through stellar winds.

Method: Create massive stars with different initial masses and different metallicities (for example those of the Milky Way, Large Magellanic Cloud, and Small Magellanic Cloud). Let them evolve, record the final mass, and see which stars end as black holes and how massive they are.

Extension: Investigate why stars with low metallicity lose less mass through stellar winds and can therefore form more massive black holes. Connect this to observations of heavy black holes in other galaxies and to gravitational waves.

Extra extension: Extend your research to binary stars. How does the final mass of black holes change when stars are part of a binary system? Investigate in which cases interactions (such as mass transfer or common-envelope phases) lead to more massive black holes, and when they instead produce lighter black holes.

Research question: What is the lowest mass of a white dwarf you can make from a single star, and can you create even lighter white dwarfs in binary systems by tuning the orbit?

Method: First create single stars with different initial masses and let them evolve into white dwarfs. Note the lowest white-dwarf mass you can reach in this way. Then investigate binary stars: vary the orbital properties (such as the orbital separation) and see whether you can make stars lose their outer layers earlier so that lighter white dwarfs form.

Extension: Look at the chemical composition of the white dwarfs you create (for example helium, carbon–oxygen, or oxygen–neon–magnesium white dwarfs). Investigate for which initial masses, metallicities, and in which (binary) situations these different types form, and explain why the composition is linked to the star’s evolutionary history.

Research question: Type Ia supernovae are extremely bright explosions that we use to measure distances and the expansion of the universe. How can a white dwarf become so massive that it exceeds its maximum mass (1.44 solar masses) and explodes?

Method: Create a binary with a white dwarf and investigate two scenarios: mass transfer from a companion star, or a merger with another white dwarf. Note for which combinations the white dwarf reaches its critical mass.

Extension: Study the Chandrasekhar mass and why this limit determines when a white dwarf explodes as a Type Ia supernova.

Research question: Since 2015, we have been able to detect gravitational waves. Which binary systems of compact objects can produce such signals?

Method: Create binary systems of white dwarfs, neutron stars, or black holes and let them evolve. Note which systems become close enough and have short enough orbital periods to emit gravitational waves.

Hint: For the LVK detector, orbital periods are often hours to minutes; for the LISA detector, days to months.

Extension: Investigate how mass, separation, and orbital size affect the strength of the signal.

Research question: A star cluster is a group of stars that formed together and have roughly the same age. How can you estimate the age of such a cluster with a simulation?

Method: Create multiple stars with different masses that together form a cluster. Let them evolve and note in which evolutionary phase the most massive stars are. Use this to estimate the age of the cluster.

Extension: Explore the role of the turn-off point in the Hertzsprung–Russell diagram and how it is used to determine the ages of real star clusters.

Onderzoeksvraag: Hoe verandert de baan van de aarde en andere planeten als de zon ouder wordt en een rode reus wordt?

Werkwijze: Simuleer een voor een de zon met planeten van het zonnestelsel. Laat de zon evolueren en observeer hoe de banen van de planeten veranderen. Noteer welke planeten dichterbij komen, verder weg gaan of gevaar lopen om opgeslokt te worden.

Verdieping: Verdiep je in de fase van de rode reus en hoe massaverlies van de zon de banen beïnvloedt. Welke fysische processen bepalen het lot van de planeten?

Onderzoeksvraag: Onder welke omstandigheden kan een ster een nabije planeet opslokken?

Werkwijze: Maak een systeem met een ster en een planeet dichtbij. Varieer de afstand en massa van de planeet. Observeer hoe de baan verandert en wanneer de planeet dicht genoeg komt om door de ster te worden opgeslokt.

Verdieping: Onderzoek de rol van getijdenkrachten, Roche-lob en stralingsdruk. Waarom is het voor kleinere planeten moeilijker om dicht bij een ster te overleven dan voor grotere planeten?

Onderzoeksvraag: Kunnen zware planeten of gasreuzen hun ster beïnvloeden?

Werkwijze: Voeg een zware planeet of meerdere planeten toe rond een ster in de simulatie. Observeer hoe de banen van de planeten veranderen en of dit effect heeft op de buitenlagen van de ster.

Verdieping: Verdiep je in hoe massa en nabijheid van planeten invloed kunnen hebben op sterwinden of kleine variaties in lichtkracht.

Onderzoeksvraag: Wat gebeurt er met planeten als hun ster explodeert als supernova?

Werkwijze: Plaats planeten op verschillende afstanden van een ster die een supernova ondergaat. Observeer welke planeten overleven, welke banen veranderen of opgeslokt worden.

Verdieping: Relateer dit aan echte waarnemingen van nabije supernova’s en onderzoek de mogelijke effecten op levensvatbare zones en het ontstaan van zware elementen.

Research question: How do the orbits of Earth and the other planets change as the Sun grows older and becomes a red giant?

Method: Simulate the Sun with the planets of the Solar System one by one. Let the Sun evolve and observe how the planetary orbits change. Note which planets move closer, move farther away, or are at risk of being engulfed.

Extension: Explore the red-giant phase and how mass loss from the Sun affects planetary orbits. Which physical processes determine the fate of the planets?

Research question: Under what conditions can a star engulf a nearby planet?

Method: Create a system with a star and a close-in planet. Vary the distance and mass of the planet. Observe how the orbit changes and when the planet comes close enough to be swallowed by the star.

Extension: Investigate the role of tidal forces, the Roche lobe, and radiation pressure. Why is it harder for small planets to survive close to a star than for larger planets?

Research question: Can massive planets or gas giants influence their host star?

Method: Add a massive planet or multiple planets around a star in the simulation. Observe how the planetary orbits change and whether this has any effect on the outer layers of the star.

Extension: Explore how the mass and proximity of planets can affect stellar winds or small variations in luminosity.

Research question: What happens to planets when their star explodes as a supernova?

Method: Place planets at different distances from a star that undergoes a supernova. Observe which planets survive, which orbits change, or which planets are destroyed or ejected.

Extension: Relate this to real observations of nearby supernovae and investigate the possible effects on habitable zones and the creation of heavy elements.