Hoofdreekssterren

Hoofdreekssterren zijn sterren die door middel van kernfusie waterstof omzetten in helium. De meeste sterren in het heelal, meer dan 90%, zijn hoofdreekssterren. Ook onze Zon is een hoofdreeksster. Hoofdreekssterren kunnen een grootte hebben van 1/10-de tot 200 zonsmassa’s.

Sterren beginnen hun leven als wolken van gas en stof. Zwaartekracht drukt deze wolken samen. Als de druk groot genoeg is zal er een proto-ster ontstaan die wordt aangedreven door het materiaal dat er op valt. Een object lichter dan 0,08 zonsmassa is te licht om met kernfusie te starten in zijn kern. Dergelijke objecten worden bruine dwergen genoemd, sterren die nooit een echte ster zijn geworden. Als het object echter voldoende massa heeft dan wordt het aangetrokken gas en stof steeds heter totdat de temperatuur hoog genoeg is dat kernfusie kan starten en er waterstof wordt omgezet naar helium. Deze sterren worden hoofdreekssterren. Het kernfusie proces zorgt voor een uitwaartse druk die in balans is met de inwaartse druk die wordt veroorzaakt door de zwaartekracht. De ster is dus stabiel.

De levenscyclus van onze Zon
De levenscyclus van onze Zon; van gaswolk tot witte dwerg

Hoe lang een hoofdreeksster leeft wordt bepaald door de massa. Een zware ster heeft meer materie maar zal die ook sneller omzetten doordat de hogere temperatuur in de kern die wordt veroorzaakt door de sterkere zwaartekracht. Onze Zon zal ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks blijven maar een ster met 10 zonsmassa’s zal maar ongeveer 20 miljoen jaar op de hoofdreeks blijven. Een rode dwerg met een massa van 1/2 zonsmassa zal in theorie 80 tot 100 miljard jaar op de hoofdreeks blijven. Dit is vele malen langer dan de leeftijd van het heelal. Deze lange levensverwachting is één van de redenen waarom wetenschappers denken dat rode dwergen goede locaties zijn voor planeten die leven bevatten omdat ze gedurende een zeer lange periode stabiel zijn.

In het begin van de twintigste eeuw realiseerden astronomen dat de massa van een ster is gerelateerd aan zijn lichtsterkte oftewel aan hoeveel licht een ster produceert. Deze zijn beiden gerelateerd aan de temperatuur van de ster. Een ster van 10 zonsmassa’s is meer dan 1000 maal zo helder dan onze Zon.

Er is ook een relatie tussen de massa en de lichtsterkte en de kleur van een ster. Massieve sterren zijn blauw en minder massieve sterren zijn rood. De Zon ligt hier tussen in en is geel van kleur.

Als sterren uitdoven

Op een gegeven moment is een hoofdreeksster door zijn waterstofvoorraad heen. Sterren lichter dan 1,4 zonsmassa storten direct in elkaar tot een witte dwerg. Bij grotere sterren vallen de buitenste lagen terug naar de kern en als de temperatuur dan weer hoog genoeg is start opnieuw de kernfusie. Echter nu wordt helium omgezet naar koolstof. De druk van de kernfusie zorgt er voor dat de ster enorm groot wordt, vele malen groter dan hij als hoofdreeksster was. We noemen dit een rode reus. De lichtsterkte van deze rode reus is veel kleiner dan van de hoofdreeksster.

Een ster met een massa tot 10 zonsmassa’s heeft slechts 100 miljoen jaar nodig om zijn waterstofvoorraad om te zetten. Deze sterren storten in elkaar tot een supermassieve witte dwerg. Nog zwaardere sterren exploderen als een supernova waarbij ze grote hoeveelheden zware elementen de ruimte in slingeren.

De lange levensduur van rode dwergen betekent dat rode dwergen die kort na de Oerknal zijn ontstaan nu nog steeds zullen bestaan. Echter ook dergelijke sterren zijn ooit door hun waterstofvoorraad heen. Ze zullen lichtzwakker worden en afkoelen en onzichtbaar worden.

 

Eerste publicatie: 25 augustus 2013
Laatste keer gewijzigd op: 15 oktober 2016