De verschillende soorten sterren

In de astronomie worden sterren geclassificeerd op basis van hun spectra. Verschillende soorten sterren hebben verschillende spectrale kenmerken en hoewel ze met het blote oog alleen qua helderheid verschillen, worden sterren onderverdeeld in zeven basis spectrale klassen en acht helderheidsklassen. Deze indeling omvat geen jonge stellaire objecten, stellaire restanten (witte dwergen, neutronensterren) en substellaire objecten (bruine dwergen).

Spectraaltypen worden voornamelijk bepaald op basis van de temperatuur van de stellaire fotosfeer, de buitenste schil die zich uitstrekt tot in het steroppervlak. De effectieve temperatuur van een ster hangt af van de massa van de ster – hoe groter de massa, hoe heter de ster – en hangt ook samen met de kleur van de ster. Massa is van cruciaal belang omdat het bepaalt hoe lang de ster leeft en welke evolutie hij ondergaat. Het is nauw verbonden met de helderheid. De zwaarste sterren zijn meestal ook de meest lichtgevende. Vanaf grotere afstanden lijken ze met het blote oog helderder.

De temperatuur van een ster wordt geschat op basis van de ionisatietoestand van de ster, die wordt aangegeven door de aan- of afwezigheid van bepaalde chemische elementen in het stellaire spectrum.

Hoe heter een ster is, hoe zeldzamer hij is. Meer dan 76% van de sterren zijn koele sterren van het M-type (rode dwergen), terwijl massieve, hete sterren van het O-type slechts 0,00003% van alle bekende sterren uitmaken. Deze hete blauwe sterren hebben de kortste levensduur. Vanwege hun grote massa evolueren ze snel en wordt hun levensduur gemeten in slechts miljoenen jaren. Onze Zon is daarentegen 4,6 miljard jaar oud en nog maar ongeveer halverwege zijn leven.

De koelste sterren zien er rood uit omdat ze langere golflengtes van zichtbaar licht uitstralen, terwijl de heetste sterren kortere golflengtes uitstralen en blauw of blauwachtig wit lijken. Sterren zenden ook andere kleuren uit, maar geven het meeste zichtbare licht vrij in de zogenaamde “piekgolflengte”.

Classificatie van sterren

Elke ster krijgt een spectraaltype toegewezen op basis van zijn verschijningsvorm van zijn spectrum. Stellaire klassen hebben doorgaans drie elementen: een letter (O-B-A-F-G-K-M), een Arabisch getal tussen 0 en 9 en een Romeins getal tussen I en VII (of een nul).

De letter geeft de spectraalklasse aan, deze wordt bepaald op basis van de effectieve temperatuur van de ster. In volgorde van afnemende temperatuur zijn de zeven belangrijkste spectraalklassen in het Morgan-Keenan-classificatiesysteem: O, B, A, F, G, K en M. het Arabische getal verdeelt de klasse verder op basis van de temperatuur; 0 geeft de heetste sterren in elke klasse aan terwijl 9 de koelste sterren aangeeft. Het Romeinse getal heeft de helderheidsklasse aan en classificeert sterren als hoofdreekssterren, subreuzen, reuzen, heldere reuzen en superreuzen.

De basis voor dit classificatiesysteem werd door de Amerikaanse astronoom Edward Pickering gelegd. Hij deed dit samen met Williamina Fleming. Het systeem werd later aangepast door Annie Jump Cannon en Antonia Maury. Het werd in de jaren ’20 van de vorige eeuw in de Henry Draper Catalog gepubliceerd. Deze catalogus bevatte oorspronkelijk 225.300 sterren.

Pickering voerde in de jaren ’90 van de 19^de eeuw een onderzoek uit naar stellaire spectra aan de Harvard Sterrenwacht in Cambridge, Massachusetts. Hij zette het werk voort van de overleden astrofotografie pionier Henry Draper, die astronomie had gestudeerd met behulp van fotografie. In 1892 vond Pickering een methode uit om spectra van meerdere sterren tegelijkertijd te fotograferen. Hij en zijn team gebruikten de methode om foto’s te maken van meer dan 220.000 sterren.

Het stellaire classificatieschema van Harvard maakt onderscheid tussen sterren met verschillende temperaturen maar houdt geen rekening met hun helderheid. Met andere woorden, er wordt geen onderscheid gemaakt tussen sterren op de hoofdreeks, reuzen en superreuzen. Om deze reden werd het Morgan-Keenan-systeem ontwikkeld door W. Morgan, Philips Childs Keenan en Edith Marie Kellman. Alle drie waren ze werkzaam bij de Yerkes sterrenwacht. Hun schema werd in 1943 gepubliceerd. Het MK-systeem (ook wel MKK-systeem genoemd), dat nog steeds in gebruik is, behield de spectraaltypen die in het Harvardsysteem werden gebruikt maar voegde helderheidsklassen toe om aan te geven of de ster een dwerg, reus, heldere reus of superreus was.

Spectraalklassen: O-B-A-F-G-K-M

OBAFGKM is een acroniem voor de zeven belangrijkste spectraalklassen van sterren. De onderstaande tabel toont het effectieve temperatuurbereik, de kleur, de massa, de straal en de helderheid van sterren in elke klasse, evenals hun gemiddelde levensduur.

Temperatuur (K)	Temperatuur (K)	Kleur	Levensduur (jaar)	Straal (zon)	Lichtkracht (zon)	Levensduur (jaar)
O	≥ 30.000	Blauw	≥ 16	≥ 6,6	≥ 30.000	10 miljoen
B	10.000-30.000	Blauwwit	2,1 – 16	1,8 – 6,6	25 – 30.000	100 miljoen
A	7500-10.000	Wit (blauwwit)	1,4 – 2,1	1,4 – 1,8	5 – 25	1 miljard
F	6000-7500	Wit (geelwit)	1,04 – 1,4	1,15 – 1,4	1,5 – 5	3 miljard
G	5200-6000	Geel	0,8 – 1,04	0,96 – 1,15	0,6 – 1,5	10 miljard
K	3700-5200	Oranje	0,45 – 0,8	0,7 – 0,96	0,08 – 0,6	50 miljard
M	2400-3700	oranjerood	0,08 – 0,45	≤0,7	≤ 0,08	200 miljard

Helderheidsklassen

Het Morgan-Keenan-systeem voor het classificeren van stellaire spectra behield de spectraalklassen die in het classificatiesysteem van Harvard waren geïntroduceerd maar voegde helderheidslassen toe om onderscheid te maken tussen verschillende soorten sterren. Om onderscheid te maken tussen verschillende helderheidsklassen wordt een Romeins cijfer gebruikt.

Helderheidsklasse	Beschrijving	Voorbeelden
O of Ia+	Extreem heldere superreuzen	Cygnus OB2-12 (B3-4 Ia+), V382 Carinae (G0-4 Ia+)
Ia	Heldere superreuzen	Deneb (A2 Ia), Rigel (B8 Ia), Alnilam (B0 Ia), Saiph (B0.5 Ia), Wezen (F8 Ia), Aludra (B5 Ia), Mu Cephei (M2 Ia), KY Cygni (M3 Ia)
Iab	Heldere superreuzen (gemiddelde grootte)	Alnitak (O9.5 Iab), Sadr (F8 Iab), Mu Normae (O9.7 Iab), Rho Leonis (B1 Iab), Sigma Cygni (B9 Iab), Chi Aurigae (B5 Iab)
Ib	Minder heldere superreuzen	Polaris (F7 Ib), Mirfak (F5 Ib), Aspidiske (A9 Ib), Suhail (K4 Ib)
II	Heldere reuzen	Canopus (A9 II), Adhara (B2 II), Sargas (F0 II), Mintaka (O9.5 II)
III	Reuzen	Arcturus (K1.5 III), Aldebaran (K5+ III), Dubhe (K0 III), Capella (G3 III), Hadar (B1 III), Mimosa (B0.5 III), Pollux (K0 III), Avior (K3 III), Miaplacidus (A1 III)
IV	Subreuzen	Regulus (B8 IVn), Shaula (B2 IV), Acrux (B0.5 IV), Alhena (A1 IV), Sabik (A1 IV), Markab (A0 IV), Menkalinan (A1m IV)
V	Hoofdreekssterren	Zon (G2 V), Wega (A0 Va), Altair (A7 V), Fomalhaut (A3 V), Spica (B1 V), TRAPPIST-1 (M8 V), Proxima Centauri (M5.5Ve), Epsilon Eridani (K2 V), Barnard’s Ster (M4.0 V)
VI (of voorvoegsel sd)	Subdwergen	Kapteyn’s Ster (sdM1), Groombridge 1830 (Argelander’s Ster, G8 VIp)
VII (of voorvoegsel D)	Witte dwergen	Sirius B (DA), Procyon B (DQZ)

Sommige sterren vallen tussen twee helderheidsklassen in. Alioth, de helderste ster in Ursa Major bevindt zich bijvoorbeeld tussen een subreus en een reus, met de classificatie A1III-IVp en Atria, de helderste ster van de Zuiderdriehoek, bevindt zich tussen een reus en een heldere reus (K2 IIb-IIIa). Enif, de helderste ster in Pegasus, bevindt zich tussen een heldere reus en een superreus (K2 Ib-II).

Evolutionaire stadia

Sterren worden ook verdeeld op basis van hun evolutionaire stadia, die vergelijkbaar zijn met helderheidsklassen. Gedurende zijn hele levenscyclus zal een ster een protoster, een pre-hoofdreeksster, een hoofdreeksster en mogelijk een reus of superreus zijn. Afhankelijk van zijn aanvankelijke massa zal hij zijn leven beëindigen als een witte dwerg, neutronenster of een zwart gat. Wanneer ze voldoende zijn afgekoeld kunnen witte dwergen zwarte dwergen worden, hypothetische stellaire overblijfselen die nog niet zijn waargenomen om omdat het heelal nog niet oud genoeg is om enige overblijfsel dit stadium te laten bereiken.

De hoofdreeks is het langste stadium in het leven van een ster en de meeste echte sterren zijn hoofdreekssterren, inclusief onze Zon. Tijdens deze fase genereren sterren energie in hun kernen door waterstof tot helium te fuseren. De energie wordt naar het oppervlak getransporteerd en uitgezonden in de fotosfeer.      

evolution of stars,stellar evolution. Evolution of low-mass and high-mass stars, credit: Wikimedia Commons/cmglee, NASA Goddard Space Flight Center (CC BY-SA 4.0)

Over het algemeen wordt een massa van 0,08 zonsmassa als ondergrens gezien waaronder een stellaire kern een temperatuur bereikt die niet hoog genoeg is om waterstof stabiel te ontsteken. Objecten onder deze limiet worden bruine dwergen genoemd. Dit zijn substellaire objecten oftewel soms ook wel mislukte sterren genoemd. Bruine dwergen lijken echter op sterren omdat ze deuterium in hun kernen verbranden. Sterren met een lage massa verbranden aanvankelijk ook deuterium.

De massa van sterren kan variëren van 0,08 tot 150 zonsmassa of meer. De zwaarste sterren die we kennen, de Wolf-Rayet-sterren R136a1 en BAT99-98 in de Grote Magelhaanse Wolk, hebben een geschatte massa van 184 – 260 zonsmassa (R136a1) en ongeveer 226 zonsmassa (BAT99-98). De ster Westerhout 49-2 is Aquila – Arend is een andere kandidaat voor de meest massieve ster die we kennen, met een geschatte massa van 90 – 240 zonsmassa. Aan de andere kant van de schaal heeft een van de sterren met de laagste massa die we kennen, de rode dwerg SCR 1845-6357A in het sterrenbeeld Pavo – Pauw, een geschatte massa van 0,07 zonsmassa.

De massa van sterren

De levenscyclus van een ster wordt voornamelijk bepaald door zijn massa. Hoe massiever een ster is hoe sneller hij zijn voorraad waterstof zal verbruiken. Wanneer de waterstoffusie stopt evolueert de ster weg van de hoofdreeks en wordt een reus. Astronomen verdelen sterren in verschillende groepen op basis van massa:

• Sterren met een zeer lage massa ( < 0,5 zonsmassa)
• Sterren met een lage massa (0,5 – 2,5 zonsmassa)
• Sterren met een middelmatige massa (1,8 – 2,5 zonsmassa tot 5 – 10 zonsmassa
• Massieve sterren (> 7 – 10 zonsmassa)

Sterren met een zeer lage massa worden nooit rode reuzen. Zodra ze hun waterstofvoorraad hebben opgebruikt worden ze witte heliumdwergen en koelen ze geleidelijk af. Sterren met een lage massa evolueren tot rode reuzen als de voorraad waterstof in hun kernen is verbruikt. Ze eindigen hun leven door hun buitenste schillen als planetaire nevels uit te werpen, waardoor er witte dwergen achterblijven. Dit zal over ongeveer 5 miljard jaar het lot van de Zon zijn. Sterren met een gemiddelde massa hebben een vergelijkbaar evolutionair pad als sterren met een lage massa. Zware sterren evolueren tot superreuzen en eindigen hun leven meestal als supernova.

Hertzsprung-Russell diagram

Het Hertzsprung-Russell-diagram (HR-diagram) is een diagram dat de relatie toont tussen de helderheid van sterren (in absolute magnitudes) en hun effectieve temperaturen of spectraalklassen. Het is vernoemd naar de Deense astronoom Ejnar Hertzsprung en de Amerikaanse astronoom Henry Norris Russell die het in de jaren 1910 onafhankelijk van elkaar opstelden.

HR-diagrammen kunnen verschillende vormen hebben maar ze hebben allemaal dezelfde basisindeling. Sterren met een grotere helderheid worden bovenaan het diagram geplaatst en sterren met hogere oppervlaktetemperaturen aan de linkerkant. Het diagram toont sterren in verschillende stadia van hun evolutionaire fase. De meeste sterren bevinden zich in het gebied van de hoofdreeks. Deze strekt zich uit van linksboven voor hete, heldere sterren tot rechtsonder voor koele sterren. Rode reuzen en superreuzen hebben lage temperaturen en hoge lichtsterktes en dus vinden we ze in het gebied boven de hoofdreeks. Witte dwergen bezetten het gebied linksonder in het HR-diagram want ze hebben een hoge temperatuur maar een lage lichtsterkte.

Omdat de oppervlaktetemperatuur en helderheid van een ster veranderen naarmate de ster verschillende evolutionaire stadia doorloopt is het HR-diagram een nuttig hulpmiddel bij het bestuderen van de evolutie van sterren. Astronomen kunnen het evolutiestadium van een ster bepalen door zijn plaats in het HR-diagram te bepalen.

Het HR-diagram kan ook worden gebruikt om de afstanden van sterrenstelsels en sterrenhopen te schatten. Astronomen doen dit door de schijnbare helderheden van de sterren in het sterrenstelsel of de cluster te vergelijken met de absolute helderheid van sterren waarvan de afstanden bekend zijn.

Soorten sterren

Onderstaand de verschillende soorten sterren, gebaseerd op spectraalklasse, helderheidsklasse en evolutiestadium:

1. Young stellar objects (YSO’s)

• Protosterren
• Pre-hoofdreekssterren (TT Tauri sterren en Herbig Ae/Be sterren

Jong stellaire objecten zijn sterren in een vroeg stadium van de evolutie, een stadium dat voorafgaat aan de hoofdreeks. Het kunnen protosterren of pre-hoofdreekssterren zijn. Ze zijn onderverdeeld in de klassen 0,I, II en III op basis van de hoeveelheid infraroodstraling die ze uitzenden.

Klasse )-objecten zijn slechts een paar duizend jaar oud en ondergaan nog geen kernfusie in hun kern. Ze worden uitsluitend gevoed door potentiële zwaartekrachtenergie die vrijkomt als ze invallend materiaal aanzuigen.

Klasse I-protosterren verzamelen nog steeds het stof en gas uit de omringende wolken en hun helderheid is grotendeels afhankelijk van zwaartekrachtsenergie. In tegenstelling tot klasse )-objecten zijn ze echter in hun centra begonnen kernfusie te ondergaan. Omdat deze sterren nog steeds zijn ingebed in dikke wolken van gas en stof zijn deze sterren onzichtbaar op optische golflengtes en kunnen alleen worden gedetecteerd op infrarood- en radiogolflengtes.

Klasse II-objecten zijn nog steeds gehuld in schijven van stof en gas maar het proces van het verzamelen van binnenvallend materiaal is grotendeels voltooid. Deze objecten worden ook wel klassieke T Tauri-sterren genoemd.

Klasse III-objecten hebben hun schijven verloren en komen grofweg overeen met zwakke lijn T Tauri-sterren.

Protosterren

Protosterren zijn nieuw gevormde sterren die nog steeds materiaal verzamelen uit de omringende moleculaire wolk. Ze worden gevormd wanneer een fragment van de moleculaire moederwolk instort onder de kracht van zijn eigen zwaartekracht en er zich een kern vormt binnen het fragment. Deze fase duurt totdat het binnenvallende materiaal is uitgeput en sterren zichtbaar worden als pre-hoofdreekssterren.

Sterren ontstaan in dichte kernen, kleine moleculaire wolken die aanvankelijk in balans zijn tussen de kracht van de eigen zwaartekracht en zowel de gasdruk als de magnetische druk. Terwijl deze wolken materiaal uit de omringende wolk verzamelen worden ze massiever en overweldigt de zwaartekracht de druk. Als gevolg hiervan begint de dichte kern in te storten. Het gas dat naar het midden van de kern instort creëert eerst een kleine protoster en vervolgens een protoplanetaire schijf eromheen.

Protosterren kunnen uitzonderlijk massief zijn. In 2016 ontdekte een team astronomen een jong stellair object met een massa van meer dan 30 zonsmassa. De protoster, G11.92-0,61 MM1 (kortweg MM1) genoemd, bevindt zich op een afstand van ongeveer 11.000 lichtjaar en is nog steeds bezig met het verzamelen van stof en gas uit zijn moleculaire moederwolk. De ster zal nog massiever worden als hij de hoofdreeks bereikt.

Een andere protoster met een hoge massa, G45.47+0,05 werd in 2020 gevonden. De massa van dit object is naar schatting 30 – 50 zonsmassa. Net als MM1 bevindt dit object zich nog in een groeiproces.

Pre-hoofdreekssterren

Zodra stellaire winden de omringende stof- en gaswolken hebben verdreven worden sterren zichtbaar als pre-hoofdreeksobjecten. In dit stadium hebben sterren bijna al hun massa verzameld maar zijn ze nog niet begonnen waterstof in hun kernen te verbranden. Ze trekken samen en hun interne temperatuur stijgt totdat ze de kernfusie van waterstof starten. De periode waarin de sterren samentrekken staat bekend als de pre-hoofdreeksfase. Tijdens deze fase worden sterren gevoed door zwaartekrachtcontractie. In het vroege stadium hebben de meeste van hen circumstellaire schijven waar planeten kunnen ontstaan.

Pre-hoofdreekssterren kunnen T Tauri-sterren of Herbig Ae/Be-sterren zijn. Dit is afhankelijk van hun massa. T Tauri0sterren hebben een massa van maximaal 2 zonsmassa en Herbig Haro Ae/Be-sterren bevinden zich in het bereik tussen 2 en 8 zonsmassa. Sterren met een hogere initiële massa hebben geen pre-hoofdreeksfase; tegen de tijd dat ze zichtbaar zijn verbranden ze al waterstof en staan ze op de hoofdreeks.

T Tauri sterren

T Tauri sterren zijn zeer jonge variabele sterren die nog steeds samentrekken naar de hoofdreeks. Ze worden doorgaans aangetroffen in de buurt van moleculaire wolken. Deze klasse omvat de jongste zichtbare sterren van spectraalklasse F, G, K en M met massa’s tot 2 zonsmassa. Deze sterren zijn minder dan 10 miljoen jaar oud. Ongeveer de helft van hen heeft protoplanetaire schijven die uiteindelijk verdwijnen. Hun effectieve temperaturen zijn vergelijkbaar met die van hoofdreekssterren met dezelfde massa. Maar T Tauri sterren zijn helderder omdat ze groter zijn. Ze worden gevoed door zwaartekrachtenergie en fuseren geen waterstof in hun kernen omdat hun centrale temperaturen niet hoog genoeg zijn. Het duurt ongeveer 100 miljoen jaar voordat ze het hoofdreeksstadium bereiken.

T Tauri-sterren zijn vernoemd naar T Tauri, een jonge ster die in oktober 1852 door de Engelse astronoom John Russell Hind werd gevonden. De ster verlicht de nevel NGC 1555, ook wel bekend als de Hind’s Variabele Nevel. De nevel varieert in helderheid omdat de centrale ster variabel is. Het is een Herbig Haro-object, een heldere wazige vlek die geassocieerd wordt met een zeer jonge ster. Er wordt aangenomen dat T Tauri slechts 0,4 miljoen jaar oud is. De ster bevindt zich in hetzelfde gebied van de hemel als de open sterrenhoop de Hyaden, niet ver van Epsilon Tauri oftewel Ain. Deze ster markeert het noordelijke oog van de Stier.

Herbig Ae/Be sterren

Herbig Ae/Be sterren zijn pre-hoofdreekssterren van spectraalklasse A of B met een massa tussen 2 en 8 zonsmassa. Net als T Tauri-sterren zijn ze erg jong – tot wel 10 miljoen jaar – en nog steeds bezig met samentrekken. Ze zijn gehuld in stof en gas en hebben soms circumstellaire schijven. Ze kunnen in helderheid variëren als gevolg van planetesimalen in de circumstellaire schijven.

Herbig Ae/Be-sterren zijn vernoemd naar de Amerikaanse astronoom George Herbig die ze in 1960 als eerste identificeerde.

2. Hoofdreekssterren

Hoofdreekssterren of dwergen, zijn sterren die energie opwekken door kernfusie van waterstof tot helium in hun kernen. Het zijn de meest voorkomende sterren in het heelal (exclusief substellaire objecten). De energie die ze in hun kern genereren wordt naar het oppervlak getransporteerd en naar de fotosfeer uitgestraald.

De hoofdreeks is de langste fase in het leven van een ster. Voor sterren met een lage massa, zoals de Zon, duurt dit ongeveer 10 miljard jaar. Hoe massiever een ster is, hoe minder tijd hij aan de hoofdreeks besteedt. De zwaarste sterren brengen in dit stadium slechts een paar miljoen jaar door. Ze verbruiken waterstof in hun kernen sneller en evolueren naar superreuzen.

Afhankelijk van hun oppervlaktetemperatuur kunnen dwergsterren tot een van de volgende klassen behoren:

• O-type dwergen: S Monocerotis, AE Aurigae, Mu Columbae
• B-type dwergen: Achernar, Alkaid, Algol
• A-type dwergen: Sirius, Wega, Fomalhaut
• F-type dwergen: Diadem, Alchiba, Zavijava
• G-type dwergen: Zon, Alpha Centauri A, Tau Ceti
• K-type dwergen: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, 61 Cygni
• M-type dwergen: Proxima Centauri, ster van Barnard, TRAPPIST-1

O-type sterren

Hoofdreekssterren van spectraalklasse O zijn de heetste sterren in het bekende heelal. Ze vormen slechts 0,00003% van alle hoofdreekssterren. Met effectieve temperaturen van minstens 30.000 Kelvin zijn de minstens 30.000 keer helderder dan de Zon. Ze kunnen wel een miljoen keer helderder zijn dan de Zon.

Hete blauwe O-type sterren zijn zeer zeldzaam. Er wordt aangenomen dat er slechts 20.000 van dit type ster in de ons sterrenstelsel voorkomt. Ze worden vaak aangetroffen in actieve stervormingsgebieden, zoals de armen van spiraalstelsels of in op elkaar inwerkende sterrenstelsels. Ze zijn vaak componenten van meervoudige stersystemen.

Deze sterren zijn uitzonderlijk massief. Ze hebben een massa van minstens 16 zonsmassa en een straal van minstens 6,6 keer die van de Zon. Door hun hoge massa evolueren de sterren zeer snel en hebben ze de kortste levensduur van alle spectraalklassen. Ze leven slechts ongeveer 10 miljoen jaar voordat ze als een supernova ontploffen.

Bekende voorbeelden in deze klasse zijn onder meer de onregelmatig veranderlijke ster S Monocerotis in NGC 2264 in Monoceros – Eenhoorn, AE Aurigae in IC in het sterrenbeeld Voerman – Auriga, Theta1 Orionis C in de Trapeziumcluster in Orion, Upsilon Orionis in Orion en Mu Columbae in het sterrenbeeld Duif – Columba.

B-type sterren

Hoofdreekssterren van spectraalklasse B zijn ook uitzonderlijk heet en helder maar ze hebben bescheidener parameters dan sterren van spectraalklasse O. ze hebben temperaturen tussen 10.000 en 30.000 Kelvin en zijn tussen 25 en 30.000 keer helderder dan de Zon. Hun massa ligt doorgaans tussen 2,1 en 16 zonsmassa en hun afmetingen tussen 1,8 en 6,6 keer de straal van de Zon. Deze sterren vormen slechts 0,13% van alle sterren op de hoofdreeks.

Voorbeelden in deze klasse zijn onder meer Achernar in Eridanus, Alkaid in Ursa Major – Grote Beer, Alnair in Grus – Kraanvogel, Peacock in Paco – Pauw, Nunki in de Boogschutter – Sagittarius, Eta Centaurus in Centaurus en de beroemde veranderlijke ster Algol in het sterrenbeeld Perseus.

A-type sterren

A-type sterren hebben oppervlaktetemperaturen tussen 7600 en 10.000 Kelvin en ze zien er wit of blauwachtig wit uit. Ze hebben doorgaans een massa tussen 1,4 en 2,1 zonsmassa en een straal van 1,4 tot 1,8 keer de straal van de Zon. Hun helderheid ligt tussen 5 en 25 keer die van de Zon.

Deze sterren vormen 0,6% van alle hoofdreekssterren. Ze zijn minder zeldzaam als de O- en B-sterren maar ook niet zo gebruikelijk als de koelere typen. Verschillende sterren van de eerste magnitude behoren tot deze spectraalklasse: Sirius, Wega, Altair en Fomalhaut. Deze sterren liggen in de buurt van de Zon. Sirius is de op vier na meest nabije ster met een afstand van 8,7 lichtjaar. Wega is 25 lichtjaar van de Zon verwijderd, Altair 16,7 lichtjaar en Fomalhaut ongeveer 25,1 lichtjaar.

S5HVS1, de snelst bewegende ster die sinds november 2019 is gevonden, wordt ook geclassificeerd als een dwerg van spectraalklasse A. De ster heeft een berekende snelheid van 1755 kilometer per seconde.

F-type sterren

Drie procent van alle hoofdreekssterren zijn van spectraalklasse F. ze hebben een effectieve oppervlaktetemperatuur van 6000 tot 7500 Kelvin en hebben een witte of geelwitte kleur. Ze zijn iets groter en massiever dan zonachtige sterren. Ze hebben doorgaans een massa tussen 1,04 en 1,4 zonsmassa en een straal van 1,15 tot 1,4 keer de straal van de Zon. Ze zijn tussen de 1,5 en 5 keer helderder dan de Zon.

Bekende voorbeelden van sterren van spectraalklasse zijn Diadeem in Coma Berenices – Haar van Berenice, Alchiba in Corvus – Raaf, Zavijava en Porrima in Maagd – Virgo en Upsilon Andromedae in Andromeda.

G-type sterren

G-type sterren – gele dwergen – omvatten ongeveer 7,6% van alle hoofdreekssterren. Ze hebben massa’s tussen 0,8 en 1,04 zonsmassa en een straal tussen 0,96 en 1,15 keer de Zon. Hun helderheid ligt tussen 0,6 en 1,5 keer die van de Zon en ze hebben een oppervlaktetemperatuur tussen 5200 en 6000 Kelvin. Deze sterren brengen ongeveer 10 miljard jaar door op de hoofdreeks voordat ze evolueren tot subreuzen en vervolgens tot rode reuzen. Terwijl ze blijven uitzetten wordt hun zwaartekracht onvoldoende om hun buitenste lagen vast te houden en verliezen ze veel massa. Het uitgestoten materiaal vormt een planetaire nevel en de overgebleven kern van de ster wordt een compacte witte dwerg.

Rigel Kentaurus en Tau Ceti zijn twee buren van de Zon en ze behoren allebei tot deze klasse. De Zon is een gele dwerg met de stellaire classificatie G2V en een effectieve temperatuur van 5772 Kelvin. Rigel Kentaurus is de hoofdcomponent van het meest nabije meervoudige stersysteem. Het bevindt zich op een afstand van 4, 37 lichtjaar. De ster is met een massa van 1,1 zonsmassa en een straal van 1,22 keer de straal van de Zon een beetje groter en massiever dan de Zon. Met een oppervlaktetemperatuur van 5790 Kelvin is de ster 1,519 keer helderder dan de Zon. De ster heeft dezelfde spectraalklasse als de Zon: G2V.

Tau Ceti heeft een geschatte leeftijd van 5,8 miljard jaar en dus daarmee wat ouder dan de Zon. De ster is Kleiner en minder zwaar dan onze ster: ± 0,78 zonsmassa en 79% van de straal van de Zon. Tau Ceti heeft de classificatie G8V en heeft minstens 4 planeten waarvan er twee zich mogelijk in de bewoonbare zone vinden. Tau Ceti bevindt zich op slechts 11,9 lichtjaar afstand van de Zon.

K-type sterren

K-type sterren – oranje dwergen – vormen 12,1% van alle hoofdreekssterren. Ze hebben een oppervlaktetemperatuur tussen 3700 en 5200 Kelvin en schijnen daardoor met een oranje kleur. Ze hebben een lichtsterkte van 0,08 tot 0,6 keer de Zon, massa’s van 0,45 tot 0,8 zonsmassa en eens straal van 70 tot 80% van de straal van de Zon.

Nabije voorbeelden zijn o.a. Toliman (Alpha Centauri B), Ran (Epsilon Eridani) en 61 Cygni. Toliman is een oranje dwerg van spectraalklasse K1V die 4,37 lichtjaar van ons verwijderd is. Het is de secundaire component van de dichtstbijzijnde meervoudige ster. Epsilon Eridani is de derde ster die het dichtst bij de Zon staat en die met het blote oog zichtbaar is. De ster heeft een visuele helderheid van magnitude 3,7 en is 10,5 lichtjaar van ons verwijderd. Ran heeft de spectrale aanduiding K2V. 61 Cygni is een dubbelster bestaande uit twee oranje dwergen van spectraalklasse K5V en K7V. 61 Cygni Ais ongeveer 11,4 lichtjaar van ons verwijderd. Het is een BY Draconis-veranderlijke ster die als gevolg van grote zonnevlekken in helderheid varieert. De ster heeft een helderheid van 5,21. 61 Cygni B is een flare ster met een visuele helderheid van magnitude 6,05. De sterren zijn ongeveer 6,1 miljard jaar oud en ze draaien met een periode van 678 jaar om een gemeenschappelijk zwaartepunt.

M-type sterren

M-type hoofdreekssterren, ook bekend als de rode dwergen, zijn de meest voorkomende sterren in het heelal. Ze vormen ruim 76% van alle hoofdreekssterren. Ze zijn de kleinste en minst massieve van alle sterren op de hoofdreeks en ze hebben een massa van 0,08 tot 0,45 zonsmassa en een straal tot 0,7 keer die van de Zon. Rode dwergen schijnen met een maximaal 8% van de helderheid van de Zon. Ze hebben een oppervlaktetemperatuur van 2400 tot 3700 Kelvin. Ze zien er roodachtig of oranjerood uit.

Proxima Centauri is de meest nabije individuele ster tot de Zon en is een rode dwerg van spectraalklasse M5.5Ve. de ster is slechts 4,25 lichtjaar van ons verwijderd. Het is de zwakste component van het Alpha Centauri systeem. De ster heeft een massa van slechts 0,12 zonsmassa en heeft een lichtsterkte van 0,0017 keer de Zon. De ster is geclassificeerd als een flare ster. Met een schijnbare helderheid van magnitude 10,43 – 11,11 is de ster niet zichtbaar met het blote oog. Er zijn drie exoplaneten bevestigd bij de ster: Proxima Centauri b, c en d.

De Ster van Barnard, de vierde dichtstbijzijnde ster tot de Zon (na de drie componenten van het Alpha Centauri systeem). Ook deze ster is een M-type ster en wel van klasse M4.0. de ster van Barnard is 5,96 lichtjaar van ons verwijderd en heeft een visuele helderheid van magnitude 9,5.

TRAPPIST-1, een rode dwerg van spectraalklasse M8, kreeg in 2016 en 2017 veel aandacht toen er maar liefst 7 planeten in een baan omheen werden gevonden. Er wordt aangenomen dat drie van deze planeten zich in de bewoonbare zone bevinden. De ster bevindt zich op een afstand van 40,5 lichtjaar en heeft een massa van 0,898 zonsmassa en een straal van slechts 0,119 keer de straal van de Zon. De leeftijd wordt geschat op ongeveer 7,6 miljard jaar.

3. Subreuzen

Subreuzen zijn sterren die helderder zijn dan hoofdreekssterren van hetzelfde spectraaltype maar niet zo helder als reuzen. Deze definitie is van toepassing op subreuzen als een helderheidsklasse. De term subreus wordt ook gebruikt voor een evolutionair stadium van sterren met een lage tot middelmatige massa. Tijdens deze fase hebben de sterren de waterstof in hun kernen uitgeput en blijven waterstofschillen rond de kernen samensmelten zonder grote zichtbare veranderingen aan de buitenkant.

Sterren die zich op de evolutionaire subreuzentak bevinden, hebben niet altijd hetzelfde subreuzenspectraaltype. Ze kunnen worden geclassificeerd als reuzen. Op dezelfde manier kunnen sterren de spectraalklasse van een subreus hebben, zelfs als ze zich in een heel ander stadium van hun evolutie bevinden. De ster Theta¹ Orionis E in het Trapezium in Orion is bijvoorbeeld geclassificeerd als een gele subreus van het spectraaltype G2 IV, ook al is hij pas 500 miljoen jaar oud en staat hij nog niet eens op de hoofdreeks. Evolutionaire subreuzen worden geïdentificeerd aan de hand van hun overvloed aan lithium of de sterkte van de coronale emissie.

In termen van lichtsterkte hebben subreuzen doorgaand de sterrenclassificatie B,A,F of G. O-type sterren, M-type sterren en klasse K-sterren die koeler zijn dan K1 krijgen normaal gesproken geen subreus-helderheidsklassen.

Er zijn echter uitzonderingen op deze regel. Zeta Ophiuchi heeft de sterrenclassificatie O9.2IVnn, wat duidt op een hete blauwe subreus. De ster is 366 lichtjaar van ons verwijderd en heeft een visuele helderheid van magnitude 2,6. Met een massa van 20,2 zonsmassa is de ster een supernovakandidaat en zal hij over een paar miljoen jaar aan zijn einde komen, ook al is de ster nog maar ongeveer 3miljoen jaar oud. De ster heeft een lichtsterkte van 74.100 keer de Zon en heeft een effectieve temperatuur van 34.000 Kelvin. De ster wordt soms geclassificeerd als een hoofdreeksster van spectraalklasse O9.5V.

Hieronder staat enkele voorbeelden van sterren met hun subreushelderheidsklasse:

• O-type subreuzen: Zeta Ophiuchi, HD 93250
• B-type subreuzen: Acrux, Regulus, Shaula
• A-type subreuzen: Menkalinan, Alhena, Merak
• F-type subreuzen: Wasat, Theta Ursae Majoris, Zeta Herculis
• G-type subreuzen: Alshain, Muphrid, Mu Herculis
• K-type subreuzen: Eta Cephei, Delta Eridani

4. Reuzen

Reuzen zijn sterren die de voorraad waterstof in hun kernen hebben uitgeput en zich hebben ontwikkeld tot buiten de hoofdreeks. Ze hebben een aanzienlijk hogere helderheid en grotere stralen dan hoofdreekssterren met dezelfde oppervlaktetemperatuur. Hun stralen kunnen tot een paar honderd keer groter zijn dan die van de Zon en hun helderheid ligt tussen de 10 en een paar duizend keer die van de Zon.

Niet alle sterren worden reuzen. Sterren met een zeer lage massa (< 0,5 zonsmassa) worden witte heliumdwergen zodra ze hun waterstof hebben uitgeput. Vanwege hun lage massa worden ze nooit heet genoeg om helium in hun kernen te laten fuseren. Zware sterren met een massa van minstens 7 tot 10 zonsmassa evolueren tot superreuzen wanneer ze hun waterstofvoorraad opbranden. Sterren met een massa boven 12 zonsmassa op de hoofdreeks evolueren kortstondig naar blauwe reuzen voordat ze blauwe superreuzen worden. Hun spectrale kenmerken kunnen zich voordoen als die van reuzen of superreuzen, zelfs voordat de sterren zijn gestopt met het verbranden van waterstof.

Sterren een lage en middelmatige massa evolueren tot rode reuzen zodra ze de waterstof in hun kernen hebben opgebruikt. Sterren met een lage massa (0,5 tot 1,8-2,5 zonsmassa) zoals onze Zon beginnen helium te verbranden in een heliumflits, een korte thermische op hol geslagen kernfusie van helium tot koolstof. Ongeveer 1,2 miljard jaar nadat de Zon zich van de hoofdreeks heeft verwijderd zal de Zon deze heliumflits ondergaan. Hij zal ongeveer 10% van zijn leven op de rode reuzentak doorbrengen.

Sterren met een gemiddelde massa (1,8 – 2,5 tot 5 – 10 zonsmassa) brengen een korte tijd door op de rode reuzentak voordat ze helium zonder flits ontsteken.

Hieronder enkel voorbeelden van reuzen van verschillende spectraalklassen:

• O-type reuzen: Meissa, Hatysa, Menkib
• B-type reuzen: Hadar, Mimosa, Elnath
• A-type reuzen: Miaplacidus, Alioth, Rasalhague
• F-type reuzen: Caph, Adhafera, Alkarab
• G-type reuzen: Capella, Nekkar, Kappa Geminorum
• K-type reuzen: Arcturus, Aldebaran, Pollux
• M-type reuzen: Gacrux, Mirach, Mira

Reuzen worden gewoonlijk aangeduid met hun kleur, die grofweg overeenkomt met hun temperatuur en spectraalklasse.

Rode reuzen

Rode reuzen zijn reuzensterren van spectraalklasse M, K, C (koolstofsterren) en S (sterren van het S-type). De helderste rode reus is Arcturus, de vierde helderste ster aan de hemel. Sommige sterren van spectraalklasse G kunnen ook rode reuzen worden genoemd. Yed Posterior (Epsilon Ophiuchi) is er daar eentje van.

Rode reuzen zijn sterren met een lage tot middelmatige massa die zich in een laat stadium van hun evolutie bevinden. Ze hebben doorgaans massa’s van 0,3 tot 8 zonsmassa en temperaturen < 5000 Kelvin.

Deze sterren kunnen zich in verschillende stadia van hun evolutionaire cyclus bevinden:

• De rode reuzentak (RGB = Red Giant Branch)
• De rode horizontale tak (rode klompsterren)
• De asymptotische reuzentak (AGB = Asymptotic Giant Branch)

Van deze drie komen RGB-sterren het meeste voor. Dit zijn reuzen die nog steeds waterstof tot helium fuseren in een schil rond een heliumkern. Aldebaran, Arcturus en Gacrux behoren tot deze groep. Rode klompsterren (Hamal, Kappa Persei, Delta Andromedae) fuseren helium tot koolstof in hun kernen, terwijl sterren op de asymptotische reuzentak (Mira, Rasalgethi, Chi Cygni) helium verbranden in een schil rond een gedegenereerde koolstof-zuurstofkern en een waterstofverbrandende schil voorbij de heliumverbrandende schil.

Koolstofsterren

Koolstofsterren zijn sterren op de asymptotische reuzentak waarvan de atmosfeer meer koolstof dan zuurstof bevat. Deze sterren zien er opvallend rood uit. Klassieke koolstofsterren zijn reuzen, maar er zijn ook dwerg- en superreuzenkoolstofsterren.

Voorbeelden van deze klasse zijn R Leporis, S Camelopardalis, CW Leonis en Y Canum Venaticorum.

S-type sterren

S-type sterren zijn koele reuzen met gelijke hoeveelheden koolstof en zuurstof in hun atmosfeer. Hun spectra tonen ook banden van zirkoniumoxide (ZrO). Intrinsieke sterren van het S-type bevinden zich doorgaans in de meest lichtgevende fase van de asymptotische reuzentak, die minder dan een miljoen jaar duurt. Het kunnen lange termijn-veranderlijken zijn. Het zijn vrij zeldzame sterren, ze vormen minder dan 10% van de AGB-sterren. Extrinsieke klasse S-sterren zijn normaal gesproken minder lichtgevend en worden geclassificeerd als semiregelmatige of onregelmatige veranderlijken. Ze vormen een nog kleiner percentage van de AGB-sterren.

Voorbeelden van deze klasse zijn de Mira-veranderlijken R Andromedae, W Aquilae, R Cygni, R Geminorum, BH Crucis en Chi Cygni.

Oranje reuzen

Reuzensterren van spectraalklasse K worden soms oranje reuzen genoemd om ze te onderscheiden van klasse M rode reuzen. De rode reuzen van de eerste magnitude Arcturus, Aldebaran en Pollux zijn allemaal klasse K-sterren. Ze zijn kleiner en minder lichtgevend dan reuzen van het M-type en ze hebben een warmere atmosfeer.

Gele reuzen

Gele reuzen zijn reuzensterren van de spectraalklassen G, F en soms A. ze komen niet zo vaak voor als rode reuzen omdat ze in dit stadium minder tijd doorbrengen en alleen evolueren uit iets massievere sterren. In termen van de evolutionaire cyclus kunnen het sterren zijn die evolueren naar de RGB-fase of sterren in een later evolutionair stadium op de horizontale tak. Deze laatste hebben zwaardere elementen en een lagere massa en zijn over het algemeen onstabiel. Ze omvatten veel pulserende veranderlijke sterren die zijn geclassificeerd als klassieke Cepheïden, Delta Scuti-veranderlijken, RR- Lyrae-veranderlijken en W Virginis-veranderlijken.

Blauwe reuzen

Blauwe reuzen zijn sterren van spectraalklasse O en B. sommige vroege sterren van spectraalklasse A worden ook wel blauwe reuzen genoemd. Deze sterren komen veel minder vaak voor dan rode reuzen, omdat ze alleen evolueren uit massievere sterren en omdat het stadium van blauwe reus erg kort is. Blauwe reuzensterren hebben een initiële massa van minstens 2 zonsmassa. Met een straal tussen  5 en 10 keer die van de Zon zijn ze niet zo groot als rode reuzen. Omdat ze niet erg lang leven worden deze sterren vaak aangetroffen in OB-associaties, jonge groepen sterren bestaande uit sterren die in dezelfde moleculaire wolk zijn ontstaan.

Blauwe reuzen kunnen van alles zijn, van massieve, lichtsterke sterren die hun hoofdreeksleven beëindigen tot sterren met een lage massa op de horizontale tak. De sterren met een hoge massa evolueren eerst naar blauwe reuzen, vervolgens naar helderblauwe reuzen en uiteindelijk naar blauwe superreuzen voordat ze rode superreuzen worden. Sterren met de grootste massa hebben nauwelijks een gigantisch podium. De etappe is erg kort en de sterren worden al snel superreuzen.

De sterren met een lagere massa op de horizontale tak evolueren terug naar asymptotische reuzentaksterren (ABG). Afhankelijk van hun massa en metalliciteit kunnen ze blauwe reuzen worden.

Witte reuzen

Sommige sterren van spectraalklasse A worden witte reuzen genoemd. Thuban in het sterrenbeeld Draak – Draco is hier een voorbeeld van. Het is een reus van spectraalklasse AOIII.

5. Heldere reuzen

Heldere reuzen zijn sterren die iets groter en helderder zijn dan gewone reuzen maar niet zo lichtsterk als superreuzen. Onderstaand enkele voorbeelden van deze helderheidsklasse:

• O-type heldere reuzen: Mintaka, 63 Ophiuchi, Tau Canis Majoris
• B-type heldere reuzen: Adhara, Muliphein, HD 33203
• A-type heldere reuzen: Canopus, N Carinae, Omicron Scorpii
• F-type heldere reuzen: Sargas, Turais, Albaldah
• G-type heldere reuzen: Delta Trianguli Australis, V723 Monocerotis, V415 Carinae
• K-type heldere reuzen: Almach, Dabih, Hassaleh, Saclateni
• M-type heldere reuzen: CQ Camelopardalis, Delta Sagittae, Delta² Lyrae

6. Superreuzen

Superreuzen zijn de meest heldere sterren van verschillende spectraalklassen. Ze hebben absolute helderheden van magnitude -3 tot -8. Hun temperatuur varieert van 3400 Kelvin voor koele rode superreuzen tot meer dan 20.000 Kelvin voor blauwe superreuzen. Superreuzen hebben meet zware elementen in hun spectra dan hoofdreekssterren en ze zijn groter dan de reuzen van dezelfde spectraalklasse. Rode, M-klasse superreuzen zijn ouder, meer geëvolueerde sterren en O- en B-klasse superreuzen slechts een paar miljoen jaar oud zijn en als gevolg van hun grote massa snel zijn geëvolueerd.

Het Morgan-Keenan classificatiesysteem tussen vier helderheidsklassen van superreuzen:

• Minder lichtsterke superreuzen (Ib)
• Gemiddeld lichtsterke superreuzen (Iab)
• Lichtsterke superreuzen (Ia)
• Hyperreuzen (0 of Ia+)

Superreuzen zijn niet alleen een helderheidsklasse maar ze vertegenwoordigen ook een evolutionair stadium in het leven van sterren met een massa van meer dan 8 – 10 zonsmassa. Wanneer ze de waterstof in hun kernen uitputten beginnen deze sterren snel helium te fuseren. Zodra ze de helium hebben uitgeput blijven ze zwaardere elementen fuseren totdat ze een ijzeren kern ontwikkelen. Wanneer dit gebeurt stort de kern snel in en dit leidt dan weer tot een Type II-supernova.

Sterren hoeven geen evolutionaire superreuzen te zijn om als superreus te worden geclassificeerd. Geëvolueerde sterren met spectrale kenmerken en helderheidssterktes die vergelijkbaar zijn met die van superreuzen kunnen en superreus-helderheidsklasse worden toegewezen. Dit zijn meestal rode reuzen op de asymptotische reuzentak (ABG) en post-AGB-sterren. De variabele post AGB-ster RV Tauri wordt bijvoorbeeld geclassificeerd als een heldere superreus ook al heeft hij slechts een massa van 0,53 zonsmassa.

Hieronder staan enkele voorbeelden van superreuzen over de verschillende spectraalklassen:

• O-type superreus: Alnitak, Naos, Alpha Camelopardalis
• B-type superreus: Rigel, Alnilam, Saiph, Aludra
• A-type superreus: Deneb, Aspidiske, Eta Leonis
• F-type superreus: Mirfak, Wezen, Polaris, Sadr, Arneb
• G-type superreus: Mu Persei, Sadalsuud, Sadalmelik, Mebsuta
• K-type superreus: Suhail, BG Geminorum, Zeta Cephei
• M-type superreus: Betelgeuse, Antares, Mu Cephei

Superreuzen komen voor in alle belangrijke spectraalklassen maar de meeste zijn van spectraalklasse B. er zijn meer superreuzen van spectraalklasse B dan die van alle andere spectraaltypen samen.

Superreuzen zijn over het algemeen niet koeler dan de midden-M-klasse; ± 3400 Kelvin. Sterren die koeler zijn dat dit zouden zeer instabiel zijn. Er zijn echter uitzonderingen. De lichtsterke rode superreus VX Sagittarii heeft tijdens zij visuele minimum een temperatuur van 2900 Kelvin en in de buurt van zijn maximum 3200 tot 3400 Kelvin/ De ster is als een pulserende veranderlijke geclassificeerd en heeft een ongewoon hoog magnitudebereik.

Net als reuzensterren kunnen superreuzen worden aangeduid met hun kleur in plaats van hun spectraalklasse.

Blauwe superreuzen

Blauwe superreuzen zijn hete, lichtsterke sterren van spectraalklasse O en B. ze worden ook wel OB-superreuzen genoemd. Ze hebben oppervlaktetemperaturen tussen 10.000 n 50.000 Kelvin en zijn minstens 10.000 keer helderder dan de Zon. De O-type superreuzen Alnitak en Naos hebben bijvoorbeeld een lichtsterkte van 250.000 resp. 13.000 keer die van de Zon terwijl hun B-type tegenhangers Alnilam en Rigel 537.000 en 120.000 keer lichtsterker zijn dan de Zon. De meest lichtsterke blauwe superreuzen kunnen een miljoen keer helderder zijn dan de Zon.

Blauwe superreuzen evolueren uit sterren met een initiële massa van ongeveer 10 tot 300 zonsmassa. Omdat ze uitzonderlijk massief zijn blijven deze sterren slechts een paar miljoen jaar op de hoofdreeks staan. Wanneer ze superreus worden zijn ze over het algemeen instabiel en ervaren ze een hoge mate van massaverlies. Sommige van deze sterren worden lichtsterke blauwe veranderlijken (LBV = Luminous Blue Variable’s) en ervaren periodes van uitzonderlijk hoog massaverlies. Blauwe superreuzen met een lagere massa blijven in omvang toenemen totdat ze evolueren naar rode superreuzen. Terwijl ze groeien brengen ze enige tijd door als gele superreuzen.

Gele superreuzen

Gele superreuzen zij superreuzen van spectraalklasse F of G, met oppervlaktetemperaturen van ongeveer 4000 tot 7000 Kelvin. Sommige sterren van het late A-type of vroege K-type kunnen ook gele superreuzen zijn. Dit zijn zeldzame sterren en ze zijn te vinden in verschillende evolutionaire stadia.

Gele superreuzen zijn veel groter dan de Zon. Hun stralen liggen in het bereik van 30  tot enkele honderden keren die van de Zon. Ze zijn doorgaans minstens 1000 keer helderder dan de Zon. De meest lichtsterke superreuzen kunnen meer dan 100.000 keer lichtsterker zijn dan de Zon.

Hoewel deze sterren behoorlijk groot zijn, zijn ze niet noodzakelijkerwijs erg massief. Ze kunnen minder zwaar zijn dan de Zon of meer dan 20 zonsmassa hebben. Gele superreuzen met een lage massa hebben een zeer lage oppervlaktezwaartekracht.

Spectrale voorbeelden voor de gele superreuzenklassen zijn Arneb – Alpha Leporis Mirfak – Alpha Persei, Wezen – Delta Canis Majoris, Mu Persei, Sadelmelik – Alpha Aquarii en Mebsuta – Epsilon Geminorum.

Veel gele superreuzen zijn veranderlijke sterren, voornamelijk Cepheïde-veranderlijken. Deze sterren pulseren radiaal en hun diameter en temperatuur variëren met de pulsaties. Omdat er een directie relatie bestaat tussen hun pulsatieperiode en helderheid worden Cepheïden gebruikt als standaardkaarsen voor het vaststellen van galactische en extragalactische afstanden. Sterren die als klassieke Cepheïden zijn geclassificeerd zijn onder meer Polaris, Eta Aquilae, Mekbuda, RT Aurigae en Delta Cephei, het prototype voor deze klasse.

Witte superreuzen

Witte superreuzen zijn een zeldzame klasse superreuzen van spectraaltype A tot begin F. het helderste voorbeeld van deze klasse is Deneb – Alpha Cygni, een superreus van spectraalklasse A2 Iae. De ster heeft een massa van 19 zonsmassa en een straal van 203 keer die van de Zon. Met een effectieve temperatuur van 8525 Kelvin is Deneb ongeveer 196.000 helderder dan de Zon. De ster heeft een visuele helderheid van magnitude 1,25 en is ongeveer 2615 lichtjaar van ons verwijderd. Deneb is veruit de meest verre ster van de eerste magnitude. Andere voorbeelden van deze klasse zijn Eta Leonis, Aspidike – Iota Carinae en Omicron² Centauri.

Oranje superreuzen

Sommige vroege of hetere superreuzen van spectraalklasse k worden soms oranje superreuzen genoemd. Deze sterren zijn zeer zeldzaam vergeleken met superreuzen van klasse M, dit komt omdat ze zich in een zeer korte overgangsfase bevinden. Voorbeelden van deze klasse zijn Omicron Cephei, Suhail – Lambda Velorum en BG Geminorum

Rode superreuzen

Rode superreuzen zijn superreuzen van spectraalklasse K en M. ze ontstaan uit hoofdreekssterren met een massa tussen 8 en 30 zonsmassa. Vanwege hun grote massa zijn ze normaal gesproken niet ouder dan ongeveer 25 miljoen jaar. De bekendste rode superreuzen zijn de twee helderste: Betelgeuze en Antares.

De grootste bekende sterren – onder andere Stephenson 2-18, UY Scuti en VY Canis Majoris – behoren tot deze groep. Ze hebben een oppervlaktetemperatuur van minder dan 4100 Kelvin en zijn meestal minstens enkele honderden keren groter dan de Zon. Hoewel ze qua volume de grootste sterren zijn, zijn het niet de zwaarste. Hun massa ligt doorgaans tussen de 10 en 40 zonsmassa.

rode reuzen ondergaan een groot massaverlies door krachtige stellaire winden. Het verloren materiaal vormt zichtbare nevels rond de sterren. Tegen de tijd dat ze het einde van hun levenscyclus bereiken hebben rode superreuzen een aanzienlijk deel van hun oorspronkelijke massa verloren. Tegen de tijd dat hun kernen instorten hebben ze doorgaans een massa bereikt die tien keer zo groot is als die van de Zon.

Hoewel ze veel koeler zijn dan de Zon zorgt hun enorme omvang ervoor dat ze tien- of honderdduizend keer helderder zijn. De theoretische bovengrens voor de straal van een rode superreus ligt op ongeveer 1500 keer die van de Zon. Van sterren boven deze limiet wordt aangenomen dat ze te instabiel zijn. De geschatte stralen van de grootste bekende sterren overschrijden echter deze waarde. UY Scuti heeft naar verluidt een straal van 1700 keer die van de Zon en Stephenson 2-18 zou een straal van ongeveer 2150 keer die van de Zon hebben. Deze waardes kunnen overschat worden omdat ze de theoretische limiet overschrijden.

7. Hyperreuzen

Hyperreuzen zijn zeldzame sterren van helderheidsklasse 0 of Ia+. Ze worden ook vaak als Ia-0 geclassificeerd. Het zijn uitzonderlijk grote, massieve en lichtsterke sterren die atmosferische instabiliteit en een hoge mate van massaverlies ervaren als gevolg van sterke stellaire winden. Bijna allemaal vertonen ze in de loop van de tijd kleine helderheidsvariaties. Rode superreuzen krijgen zelden deze classificatie omdat voor hen een groot massaverlies onvermijdelijk is.

Omdat deze sterren niet langer leven dan een paar miljoen jaar zijn er maar weinig hyperreuzen bekend. Onderstaand enkele voorbeelden va de verschillende spectraaltypen:

• B-type hyperreus: BP Crucis, HT Sagittae, V4030 Sagittarii, Cygnus OB2-12, R126 (HD 37974)
• A-type hyperreus: Westerlund 1-243, 6 Cassiopeiae, V509 Cassiopeiae
• F-type hyperreus: V1302 Aquilae
• G-type hyperreus: R Puppis, V382 Carinae, Omicron1 Centauri, V810 Centauri, Rho Cassiopeiae
• K-type hyperreus: V915 Scorpii, RW Cephei, V766 Centauri (HR 5171 A)
• M-type hyperreus: VY Canis Majoris, NML Cygni

Blauwe hyperreuzen

Blauwe hyperreuzen zijn de meest lichtsterke blauwe superreuzen met emissielijnen in hun spectra die wijzen op een sterk massaverlies. Ze worden in hetzelfde deel van het HR-diagram aangetroffen als Lichtgevende Blauwe Variabelen (LBV’s) maar vertonen niet noodzakelijkerwijs dezelfde variaties. Op dezelfde manier hebben sommige lichtgevende blauwe variabelen spectra die vergelijkbaar zijn met die van hyperreuzen en worden ze gedurende tenminste een deel van hun cyclus geclassificeerd al hyperreuzen.

Lichtsterke Blauwe Veranderlijken

Lichtsterke blauwe veranderlijken (LBV’s) zijn massieve, lichtsterke sterren die plotselinge variaties vertonen, zowel in helderheid als in het uiterlijk van hun spectra. Het zijn instabiele superreuzen- of hyperreuzensterren die zowel periodieke uitbarstingen als sporadische grotere uitbarstingen vertonen. Ze staan ook bekend als S Doradus-veranderlijken, naar S Doradus, een van de meest lichtsterke sterren die we kennen en een van de helderste sterren in de Grote Magelhaanse Wolk.

Met een lichtsterkte van 910.00 keer zo groot als de Zon schijnt S Doradus met een helderheid van magnitude 8,6 tot 11,5. De ster is 169.000 lichtjaar van ons verwijderd. Waarnemingen hebben aangetoond dat de temperatuur van de ster in vier jaar tijd kan dalen van 20.000 Kelvin naar 9000 Kelvin en de helderheid van 1,4 miljoen keer Zon naar 0,708 keer Zon wat overeenkomt met een toename van de straal van het oppervlak van de ster van 100 naar 380 keer die van de Zon. Deze dramatische veranderingen komen vaak voor bij sterren van dit type.

Eta Carinae, de bekendste Lichtsterke Blauwe Veranderlijke aan de hemel, werd tijdens de “Grote Uitbarsting” in 1837 helderder dan Rigel. Eta Carinae, voorheen een ster van de vierde magnitude, werd kortstondig de op een na helderste ster aan de hemel. Dat was van 4 maart tot 14 augustus 1843, daarna werd de ster geleidelijk zwakker en onzichtbaar voor het blote oog. Sinds 1940 is de ster weer helderder geworden en heeft nu een visuele helderheid van magnitude 4,3. Eta Carinae is ongeveer 7500 lichtjaar van ons verwijderd en de ster wordt nog steeds deels verduisterd door materiaal dat tijdens de Grote Uitbarsting is uitgestoten.

Er wordt aangenomen dat LBV’s zijn voortgekomen uit de hoofdreeks of uit post-rode superreuzen met een lagere massa. Er wordt aangenomen dat het directe voorlopers zijn van Wolf-Rayet-sterren.

Gele hyperreuzen

Gele hyperreuzenzijn uitzonderlijk massieve, lichtsterke en instabiele gele superreuzen van spectraalklasse A tot K. ze behoren tot de meest visueel lichtsterke sterren die we kennen, ze hebben absolute helderheden van magnitude -9. Aangenomen wordt dat de meeste van deze sterren evolueren uit post-rode superreuzen, sterren die een groot deel van hun buitenste lagen hebben uitgestoten en zich momenteel ontwikkelen tot blauwe superreuzen en Wolf-Rayet-sterren.

Gele hyperreuzen hebben een uitgestrekte atmosfeer en hebben tot de helft van hun oorspronkelijke massa verloren. Hun temperaturen liggen tussen 4000 Kelvin voor sterren van type A0 en 8000 Kelvin voor sterren van klasse K2. De helderheid van gele hyperreuzen ligt tussen 200.000 en 600.000 die van de Zon. Deze sterren zijn uitzonderlijk zeldzaam; er zijn er slechts 17 in ons sterrenstelsel bekend waarvan er 6 in Westerlund 1 liggen. Deze open sterrenhoop bevindt zich in het sterrenbeeld Ara – Altaar.

Rode hyperreuzen

Rode hyperreuzen zijn de meest uitgestrekte en instabiele rode superreuzen. Hoewel hyperreuzenclassificaties zelden worden gebruikt wordt de term af en toe gebruikt voor rode superreuzen met de meest uitzonderlijke stellaire parameters. Tot deze klasse behoren o.a. VY Canis Majoris en NML Cygni.

8. Stellaire overblijfselen

Wanneer ze het einde van hun levenscyclus bereiken kunnen sterren witte dwergen, neutronensterren of zwarte gaten worden. Hun uiteindelijke lot wordt bepaald door hun aanvankelijke massa. De levenscyclus van sterren kan ook worden beïnvloed door de omgeving van de sterren, dat wil zeggen door de vraag of het enkelvoudige of dubbelsterren zijn.

Stellaire overblijfselen kunnen zijn:

• Witte dwergen
• Neutronensterren
• Zwarte dwergen
• Zwarte gaten

Witte dwergen

Witte dwergen zijn de restanten van sterren met een  lage tot gemiddelde massa die hun buitenste lagen hebben uitgestoten toen ze het einde van hun levenscyclus bereikten. Het zijn stellaire kernen die voornamelijk uit elektron-gedegenereerde materie bestaan. Witte dwergen vormen het laatste stadium van de evolutie van sterren die niet massief genoeg zijn om neutronensterren of zwarte gaten te worden. Deze sterren vormen meer dan 97% van de sterren in ons sterrenstelsel.

Witte dwergen zijn zeer compacte objecten. De dichtstbijzijnde bekende witte dwerg, Sirius B, heeft een massa van 1,02 zonsmassa samengepakt in een diameter die bijna even groot is als die van de Aarde. Sirius B, in de volksmond bekend als de Puppy (omdat hij de metgezel is van Sirius de Hondsster), werd in 1844 door de Duitse astronoom Friedrich Wilhelm Bessel gevonden. De afstand tot de Zon bedraagt ongeveer 6,6 lichtjaar.

Neutronensterren

Neutronensterren zijn de overgebleven kernen van superreuzen met een massa tussen 10 en 25 zonsmassa, die hun leven als supernova beëindigden. Ze zijn zelfs kleiner en dichter dan witte dwergen. Met uitzondering van zwarte gaten zijn neutronensterren het kleinste en dichtste bekende type stellaire objecten. Ze hebben een massa van ± 1,4 zonsmassa en een straal van ± 10 kilometer. Er wordt aangenomen dat ons sterrenstelsel ongeveer een miljard neutronensterren bevat.

Neutronensterren zijn de producten van supernova-gebeurtenissen gecombineerd met zwaartekrachtinstorting. Deze gebeurtenissen laten een gecondenseerde kern achter die veel kleiner is dan die van een witte dwerg. Aangenomen wordt dat neutronensterren vrijwel volledig bestaan uit neutronen, subatomaire deeltjes met een neutrale lading. Ze hebben zwaartekrachtvelden die ongeveer 200 miljard keer groter zijn dan dat van de Aarde en draaien tot wel honderden keren per seconde om hun as. Sommigen zenden elektromagnetische straling uit via hun magnetische polen en staan bekend als pulsars. De snelst draaiende pulsar die we kennen, PSR J1748-2446ad, draait 716 keer per seconde om zijn as. Deze pulsar bevindt zich in de bolhoop Terzan 5 in het sterrenbeeld Boogschutter – Sagittarius.

Zwarte dwergen

Zwarte dwergen zijn witte dwergen die zo zijn afgekoeld dat ze geen noemenswaardig licht of warmte meer uitstralen. Omdat witte dwergen er veel langer over zouden doen om af te koelen dan de 13,77 miljard jaar die het heelal oud is, zijn zwarte dwergen nog niet waargenomen en zijn ze momenteel nog louter theoretisch. Sommige van de koelste witte dwergen die zijn gevonden hebben temperaturen onder de 3900 Kelvin en zijn vermoedelijk 11 tot 12 miljard jaar oud.

De term “zwarte dwerg” wordt ook toegepast op theoretisch afgekoelde bruine dwergen, substellaire objecten die niet groot genoeg zijn om waterstof te fuseren.

Zwarte gaten

Zwarte gaten worden gedefinieerd als dichte, massieve gebieden in de ruimtetijd met zo’n intense zwaartekracht dat niets, inclusief licht, eraan kan ontsnappen. Zwarte gaten met een stellaire massa ontstaan wanneer massieve sterren aan het einde van hun leven tijdens een supernova instorten. Ze hebben een massa van 10 zonsmassa of meer en een straal van ± 30 kilometer. Ze hebben doorgaans massa’s in het bereik van ongeveer 5 tot enkele tientallen zonsmassa. Stellaire zwarte gaten zijn erg moeilijk te detecteren maar gezien het aantal sterren dat groot genoeg is om ze te produceren denken astronomen dat er tussen de 10 miljoen en een miljard van dergelijke objecten in ons sterrenstelsel kunnen zijn.

Additionele klassen

Wolf-Rayet-sterren zijn zeldzame en uitzonderlijk heldere sterren met oppervlaktetemperaturen van 20.000 Kelvin tot ongeveer 210.000 Kelvin. Er zijn in ons sterrenstelsels slechts ongeveer 50 van deze sterren bekend. Ze vormen een fase in de evolutie van zeer massieve sterren. Aangenomen wordt dat Wolf-Rayet-sterren evolueren uit de meest massieve rode en blauwe superreuzen of rechtstreeks uit de hoofdreeks.

Klassieke Wolf-Rayet-sterren zijn hoogontwikkelde en massieve sterren die hun buitenste waterstof hebben uitgeput en een oppervlakteverhoging van zware elementen vertonen. Ze hebben sterke sterrenwinden en een helderheid die honderdduizenden keren groter is dan die van de Zon. Velen zijn omgeven door Wolf-Rayet-nevels. Tegen de tijd dat ze als WR-sterren verschijnen hebben ze minstens de helft van hun oorspronkelijke massa verloren.

Sommige Wolf-Rayet-sterren vertonen nog steeds waterstoflijnen in hun spectra en fuseren nog steeds waterstof in hun kernen. Hun helderheid is doorgaans meer dan een miljoen keer die van de Zon.

Een andere groep sterren met spectra van Wolf-Rayet-sterren zijn de centrale sterren van planetaire nevels die hun buitenste lagen hebben uitgestoten en een koolstof-zuurstofkern hebben onthuld. Hun helderheid is doorgaans duizenden keren groter dan die van de Zon.

De helderste Wolf-Rayet-ster is Regor – Gamma Velorum die meteen ook de meest nabije Wolf-Rayet-ster is. De ster heeft een visuele helderheid van magnitude 1,83 en is 1095 lichtjaar van ons verwijderd. De ster heeft een massa van ± 9 zonsmassa en een lichtsterkte van 170.000 keer die van de Zon. De oorspronkelijke massa van de ster wordt geschat op 40 zonsmassa.

Wolf-Rayet-sterren behoren tot de meest heldere sterren die we kennen. De huidige recordhouders – R136a1, T136a2 en BAT99-98 in de Tarantulanevel in de Grote Magelhaanse Wolk – zijn allemaal Wolf-Rayet-sterren. Ze hebben een lichtsterkte van 6.166.00, respectievelijk 5.623.000 en 5.000.000 keer die van de Zon. Ze behoren ook tot de meest massieve sterren die we kennen met massa’s van 184 – 260 zonsmassa, 154 – 210 zonsmassa en 226 zonsmassa.

Subdwergen

Subdwergen zij sterren met ene helderheid die 1,5 tot 2 magnitudes lager is dan die van hoofdreekssterren van dezelfde spectraalklasse. Ze bevinden zich net onder de hoofdreeks in het Hertzsprung-Russell-diagram. Het zijn meestalk oude sterren, meestal te vinden in de halo van ons sterrenstelsel.

Koele subdwergen met de classificatie G, K of M fuseren waterstof in hun kernen zoals gewone hoofdreekssterren maar ze zijn veel minder lichtsterk omdat ze een laag metaalgehalte hebben. De ster van Kapteyn, een rode subdwerg van spectraalklasse M1, is de dichtstbijzijnde halo-ster. De ster bevindt zich op een afstand van slechts 12,8 lichtjaar. De ster heeft een diameter van 30% van die van de Zon maar slechts 1,2% van de lichtsterkte van de Zon. De ster heeft een geschatte leeftijd van ± 11,5 miljard jaar.

Groombridge 1830 (de ster van Argelander) is een ander voorbeeld van deze klasse. Het is een gele subdwerg van spectraalklasse G8 die 29,9 lichtjaar van ons is verwijderd. De ster heeft een straal van 0,681 van die van de Zon en een lichtsterkte van 0,212 van de Zon. De geschatte leeftijd ligt tussen de 4,7 en 5,3 miljard jaar.

Hete subdwergen met de classificatie O en B zijn een heel andere klasse. Ze vertegenwoordigen een laat evolutionair stadium voor rode reuzensterren die hun buitenste lagen voortijdig verliezen, voordat ze helium in hun kernen gaan fuseren. Dit gebeurt meestal in dubbelstersystemen.

Bruine dwergen

Als een object niet massief genoeg is om kernfusie van waterstof in zijn kern te ondersteunen maar wel deuterium (zware waterstof) kan fuseren, wordt het als een bruine dwerg gedefinieerd. Bruine dwergen hebben een massa van minder dan ± 0,08 zonsmassa maar ze zijn massiever dan de zwaarste planeten. Normaal gesproken hebben ze een massa die 13 tot 80 keer groter is dan die van Jupiter. Degenen met een massa van meer dan 65 keer Jupiter zijn ook in staat lithium te laten fuseren.

Bruine dwergen worden geclassificeerd als substellaire objecten. Hun temperatuur daalt in de loop van de tijd en in de loop van hun evolutionaire cyclus doorlopen ze latere spectraalklassen.

De meest nabije bruine dwergen zijn te vinden in het Luhman 16-systeem, het derde systeem dat het dichtst bij de Zon staat. Het binaire bruine dwergsysteem bevindt zich op een afstand van 6,516 lichtjaar in de richting van het sterrenbeeld Vela – Zeilen. De componenten, Luhman 16A en 16B hebben massa’s van 0,032 en 0,027 zonsmassa (33,5 en 28,8 * Jupiter). Ze hebben een straal van ± 0,85 en 1,04 * Jupiter en ze hebben een lichtsterkte van slechts 0,0000219 en 0,0000209 * die van de Zon. Ze zijn 1,5 boogseconden van elkaar gescheiden end at komt overeen met een fysieke afstand van 3 astronomische eenheden (1 AE is de gemiddelde afstand Aarde-Zon). Het systeem heeft een geschatte leeftijd van 600 – 800 miljoen jaar.

Eerste publicatie: 14 februari 2024