Spacepage

Sterren, wat zijn ze?

Geschreven door  Dirk Devlies en Vancanneyt Sander
Beoordeel dit item
(3 stemmen)

Iedereen kent wel sterren. Sterren zijn grote bollen waterstof en helium in gasvorm. De zwaartekracht trekt het materiaal van een ster naar binnen en de druk van het hete gas ervan naar buiten. Hierdoor ontstaat er een evenwicht. In de kern van een ster ligt de energiebron. Daar worden miljoenen tonnen waterstof in helium omgezet.

Het Hertzsprung-Russeldiagram

Wat?

Wat zou er verschijnen als je een diagram maakte door van vele sterren de helderheid of lichtkracht uit te zetten tegen de temperatuur? Misschien hebben Hertzsprung en Russell dat wel gedacht eer ze aan het werk begonnen. Misschien zonder het te beseffen hebben ze het onderzoek van sterren en hun levensloop een enorme zet gegeven. Laat ons eens dat Hertzsprung-Russell-diagram wat nader bekijken.

Het Hertzsprung-Russeldiagram

Het is een diagram dat men bekomt als men van een voldoende groot aantal sterren de helderheid of lichtkracht uitzet op de y-as. Op de verticale as zet men dus de absolute visuele helderheid (magnitude), gecorrigeerd voor de afstand, of de lichtkracht van de ster (uitgedrukt met de lichtkracht van de Zon als eenheid) op een logaritmische schaal uit. Op de horizontale as of x-as zet men een parameter van de ster uit die gerelateerd is aan de oppervlaktetemperatuur van de ster. Die parameter kan dus bijvoorbeeld de kleur, spectraalklasse of de effectieve temperatuur zijn. De temperatuur neemt af naarmate men op de horizontale as meer naar rechts gaat. Als de temperatuur ook met een logaritmische eenheid is uitgezet, zullen sterren van een gelijke omvang op evenwijdige rechte lijnen in het diagram verschijnen. De lijnen lopen van bovenaan links naar onderaan rechts en de wet van Stefan-Boltzmann zit hier achter. In het diagram kunnen ook lijnen voorkomen die sterren met een gelijke leeftijd verbinden. Zo'n lijnen worden isochronen genoemd. De spectraalkasse van een ster is geen numerieke waarde en dus moeilijk uit te zetten, daarom gebruikt met soms de B-V kleurindex en spreekt men dan van een kleur-helderheidsdiagram. Men noemt het diagram ook soms naar de uitgezette gegevens, zoals een temperatuur-lichtkracht-diagram.

Het HRD is genoemd naar Ejnar Hertzsprung en Henry N. Russell die het onafhankelijk van elkaar ontdekten. Hertzsprung stelde het op in 1911 en Russell gebruikte het diagram voor het eerst in 1913. Ook Hans Rosenberg (1879 – 1940) deed onderzoek naar absolute helderheden en kleuren van sterren, maar zijn artikel dat in juni 1910 werd gepubliceerd, werd niet opgemerkt. Merk op dat het diagram al bekend was voor men de energiebron van sterren kende en voor men wist dat ze grotendeels uit waterstof bestonden. Het HRD is een krachtig hulpmiddel om vele eigenschappen van sterren in één keer vast te leggen. Het wordt ook gebruikt voor de classificatie van sterren en voor de bepaling van afstand en ouderdom van sterrenhopen.

Groepen en structuren

Het Hertzsprung-Russeldiagram

Door vele sterren in het diagram op te nemen ontstaan groepen van sterren met min of meer gelijke eigenschappen. Bovenaan links in het diagram staan de hete, heldere sterren en bovenaan rechts de koele, heldere rode reuzen, subreuzen en superreuzen. Onderaan links vindt men de witte dwergen (heet en zwak) en onderaan rechts de koele en zwakke sterren. De meest opvallende groep is de hoofdreeks. De sterren vlak onder de hoofdreeks worden subdwergen genoemd.

Als we alle sterren van het Melkwegstelsel in een diagram zetten, bevat de smalle langgerekte hoofdreeks 90% van alle sterren. Dit komt door het feit dat een ster gedurende 90% van zijn leven een stabiele fase kent met waterstoffusie in de kern. Voor deze sterren, ook dwergsterren genoemd, geldt een vrij strikt verband tussen temperatuur, lichtkracht, massa en afmeting. Deze vier waarden stijgen of dalen samen, maar een vijfde parameter, de totale levensduur van de ster. De levensduur is ook aan de vier voorgaande verbonden, maar varieert omgekeerd evenredig: hoe heter, helderder, zwaarder en groter de ster, hoe korter de levensduur. De hoofdreeks loopt van bovenaan links naar onderaan rechts in het diagram. De Zon bevindt zich nu al zo’n vijf miljard jaar op de hoofdreeks en zal er nog eens zo lang vertoeven. Een ster met een massa van 8 zonsmassa’s zal slechts half zo lang op de hoofdreeks blijven.

De reuzengroep is van de hoofdreeks gescheiden door het Hertzsprung-hiaat. De reuzensterren verkeren aan het eind van hun leven. In het hiaat vindt men weinig sterren. Het weerspiegelt de algemene afwezigheid van reuzensterren van spectraaltypes F en G, omdat reuzensterren die fase snel doorlopen en er dus niet zoveel zo’n sterren kunnen gevonden worden.

Links bovenaan op de hoofdreeks bevinden zich de blauwe reuzen. Het zijn sterren met een massa tot enkele tientallen keren de massa van de Zon en een hoge oppervlaktetemperatuur. De hoge massa impliceert dat die sterren een enorme lichtkracht hebben en veel korter leven dan de Zon.

De witte dwergen zijn eindproducten van sterren die aanvankelijk een massa hadden vergelijkbaar met de Zon. De massa van de witte dwergen is kleiner dan deze van de Zon en de afmeting is vergelijkbaar met een planeet. De groep van de witte dwergen loopt bijna parallel aan de hoofdreeks, maar is ongeveer twaalf magnitudes zwakker. Het is maar door de vooruitgang van de technologie dat witte dwergen in het HRD opdaagden.

Een plaats in het HRD die overeenkomt met een fase in de levensloop van een ster, maar die niet lang duurt (bijvoorbeeld slechts enkele miljoenen jaren), zal relatief leeg blijven. Omdat sterren niet lang in die fase vertoeven zijn er ook minder sterren te vinden die ook echt in die fase verkeren. Een voorbeeld is het eerder genoemde Hertzsprung-hiaat.

Een speciale plaats in het diagram is deze die de asymptotische reuzentak wordt genoemd. Het wordt gevormd door rode superreuzen die de laatste fase van hun leven doormaken. Ze zijn gemiddeld tienduizenden keren energierijker dan de Zon en hebben een middellijn die enkele honderden keren zo groot is. De sterren worden uiteindelijk instabiel en stoten hun buitenste gaslagen af: een planetaire nevel is ontstaan.

Een andere structuur is de horizontale tak. Deze situeert zich links van de reuzengroep. Hij wordt gevormd door lichte, oude sterren, die het grootste deel van hun massa verloren hebben tijdens de reuzenfase. Ze fuseren helium in de kern en waterstof in een schil daarrond. Dergelijke sterren worden het gemakkelijkst gevonden in bolvormige sterrenhopen en open sterrenhopen, maar kunnen overal voorkomen.

De Instability Strip is een strook gevormd door sterren die pulseren en variabel zijn. Het bevat onder andere RR Lyrae-sterren en Cepheïden. De groep sterren schiet als het ware uit de hoofdgroep naar omhoog: naar lagere temperaturen en hogere helderden.

Soorten sterren

1. De hoofdreeks:
De meeste sterren staan op een strook in dit diagram. De sterren die in de hoofdreeks staan worden ook nog dwergen genoemd. Onze zon behoort tot de hoofdreeks. Een ster zoals de zon blijft miljarden jaren gelijkmatig schijnen. Uiteindelijk raakt de waterstof op en groeit de ster uit tot een rode reus.

2. Rode dwergen:
Aan het eind van de hoofdreeks staan de rode dwergen. De meeste sterren horen hierbij. Deze zijn kleiner dan de zon en verspillen minder brandstof zodat deze nog miljarden jaren langer meegaan. Deze sterren stralen veel minder licht uit dan andere sterren zodat we enkel de dichtste rode dwergen kunnen zien. Een voorbeeld van een rode dwerg is Proxima Centauri, dit is tevens ook de dichtste ster ten opzichte van de Aarde.

3. Witte dwergen:
Deze sterren zijn kleiner dan de rode dwergen. Deze hebben de grootte van de Aarde maar hebben wel de massa van de zon.

4. Rode reuzen:
Na de hoofdreeks zijn de rode reuzen het grootst in aantal. De temperatuur van deze sterren is hetzelfde als die van de rode dwergen maar ze zijn veel groter en veel helderder.

5. Superreuzen:
Aan de bovenzijde van het Hertzsprung-Russeldiagram vinden we de superreuzen, dit zijn de allergrootste en ook de zeldzaamste sterren. Enkel de zware sterren kunnen groeien tot een superreus. Een zware ster is een tiental keer zwaarder dan de zon en straalt een erg helder blauwachtig licht uit. Wanneer de waterstof opraakt groeit deze zware ster uit tot een superreus. Een voorbeeld van zo'n ster is Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion, deze heeft een diameter van 1000 miljoen kilometer.

Veranderlijke sterren
Sommige sterren hebben een veranderlijke lichtkracht. De tijd die een ster nodig heeft om 2 opeenvolgende helderheidsmaxima te bereiken (de periode) kan variëren van enkele seconden tot een paar jaar.
Eén van de soorten van veranderlijke sterren zijn de Cepheïden, deze sterren bereiken hun helderheidsmaxima om de zoveel dagen. Deze vormen een belangrijke groep omdat we via de studie van hun lichtsterkte de werkelijke afstand tot andere sterren en stelsels kunnen bepalen.

Meer in deze categorie: Stervorming »

Dit gebeurde vandaag in 1885

Het gebeurde toen

De Oostenrijks-Hongaarse astronoom Ladislaus Weinek maakt in Praag de eerste foto van een meteoor. Hij zette waarnemingsposten op in Praag en Jena en slaagde er in om vanuit Praag een spoor van een meteoor te fotograferen. Later maakte Weinek ook de eerste atlas van de Maan gebaseerd op foto's die werden gemaakt vanop het Lick Observatory en Meudon Observatory.

Messier 47

Messier 47

M47, ook gekend als NGC 2422, is een heldere open sterrenhoop in het sterrenbeeld Puppis (Achtersteven) die bestaat uit een 50-tal sterren, verspreid over twaalf lichtjaar. De cluster staat op…

Lees meer...

Guidestar magazine

Steun Spacepage!

Spacepage wordt aan onze bezoekers blijvend gratis aangeboden maar om de hoge kosten om de site online te houden te drukken moeten we wel het nodige budget kunnen verzamelen. Ook jij kunt uw bijdrage leveren door Spacepage en Guidestar te ondersteunen met uw donatie zodat we u blijvend kunnen voorzien van nieuws, artikelen en ons digitaal magazine.

Doel bereikt!

Sociale netwerken

Naar boven