Sterren

Sterren – geschiedenis, ontstaan en classificatie

Hoe worden sterren benoemd? En wat gebeurt er als ze overlijden? In dit artikel gaan we nader in op de feiten die de wetenschap van de sterrenhemel verklaren.

Naarmate de verkenning van de ruimte en onze technologie evolueert leren astronomen nieuwe feiten over sterren. Om deze nieuwe bevindingen te begrijpen is het belangrijk om de basis te kennen. Sterren zij gigantische, lichtgevende bollen van plasma. Er zijn er miljarden van, inclusief onze eigen Zon, in ons sterrenstelsel. En er zijn miljarden sterrenstelsels in het heelal, tot nu toe hebben we geleerd dat er ook duizenden zijn waar planeten om heen draaien.

De geschiedenis van waarnemingen

Volgens de Internationale Astronomische Unie speelden sterren sinds het begin van de geregistreerde beschaving een sleutelrol in religie en bleken ze van vitaal belang voor navigatie. Astronomie, de studie van de hemel, is misschien wel de oudste van alle wetenschappen. De uitvinding van de telescoop en de ontdekking van de wetten van beweging en zwaartekracht in de 17de eeuw leidden tot het besef dat sterren net als de Zon waren, allemaal onderhevig aan dezelfde natuurkundige wetten. In de 19de eeuw maakten fotografie en spectroscopie, de studie van de golflengtes van licht die objecten uitstralen, het mogelijk om de samenstellingen en bewegingen van sterren van veraf te onderzoeken. Dit leidde tot de ontwikkeling van de astrofysica.

In 1937 werd de eerste radiotelescoop gebouwd en daarmee konden astronomen anders onzichtbare straling van sterren detecteren. De eerste telescoop die gammastraling kon waarnemen werd in 1961 gelanceerd. Eveneens in de jaren ’60 begonnen astronomen met infraroodwaarnemingen. Dit deden ze met behulp van telescopen aan ballonnen, waarbij ze informatie verzamelden over sterren en andere objecten op basis van hun warmte-emissies. De eerste infraroodtelescoop, de Nederlands-Amerikaanse Infrarood Astronomische Satelliet, werd in 1983 gelanceerd.

In 1992 werd voor het eerst de microgolfstraling bestudeerd. Dit gebeurde met de Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) van de NASA. (Microgolfstraling wordt in het algemeen gebruikt om de herkomst van het jonge heelal te onderzoeken. Soms wordt de straling ook gebruikt voor onderzoek van sterren). In 1990 werd de eerste optische telescoop in de ruimte geplaatst. Dit was de Hubble Space Telescope.

Er zijn in de loop der jaren natuurlijk meer geavanceerde observatoria (in alle golflengtes) geweest en er zijn nog krachtigere gepland. Een paar voorbeelden zijn de Extremely Large Telescope die in 2027 moet beginnen met waarnemingen in infrarood en optische golflengtes. Ook de James Webb Space Telescope die eind 2021 is gelanceerd zal het heelal op infrarode golflengtes gaan bestuderen.

Hoe worden sterren benoemd?

Oude culturen zagen patronen in de hemel die op mensen, dieren of gewone voorwerpen leken, sterrenbeelden die figuren uit een mythe gingen vertegenwoordigen zoals Orion de jager, een held uit de Griekse mythologie.

Astronomen gebruiken nu vaak sterrenbeelden bij het benoemen van sterren. De Internationale Astronomische Unie, de wereldautoriteit voor het toekennen van namen aan hemellichamen erkent officieel 88 sterrenbeelden., gewoonlijk heeft de helderste ster in een sterrenbeeld de letter “alpha”, de eerste letter van het Griekse alfabet, als onderdeel van zijn wetenschappelijke naam. De op een na helderste ster in een sterrenbeeld wordt meestal aangeduid met “bèta”, de derde helderste “gamma”, enzovoort, totdat alle Griekse letters zijn gebruikt, waarna men overgaat op numerieke aanduidingen.

Een aantal sterren hebben al sinds de oudheid namen. Betelgeuze bijvoorbeeld betekent “oksel van de reus” in het Arabisch. Het is de helderste ster in het sterrenbeeld Orion en de wetenschappelijke naam is Alpha Orionis. Ook hebben verschillende astronomen in de loop der jaren stercatalogi samengesteld die unieke nummeringssystemen gebruiken. De Henry Draper-catalogus, vernoemd naar een pionier in de astrofotografie, biedt de spectrale classificatie en ruwe posities van 272.150 sterren en wordt al meer dan een halve eeuw op grote schaal door de astronomische gemeenschap gebruikt. In deze catalogus heeft Betelgeuze de aanduiding HD 39801.

Omdat er zoveel sterren in het heelal zijn, gebruik de IAU een ander systeem voor pas ontdekte sterren. De meeste bestaan uit een afkorting die staat voor het type ster of een catalogus met informatie over de ster, gevolgd door een groep symbolen. Zo is PSR J1302-6350 bijvoorbeeld een pulsar, vandaar de PSR. De J onthult dat een coördinatensysteem is gebruikt dat bekend staat als J2000, terwijl 1302 en 6350 coördinaten zijn die vergelijkbaar zijn met de breedte- en lengtegraadcodes die op Aarde worden gebruikt.

In de afgelopen Jaren heeft de IAU verschillende namen voor sterren geformaliseerd, te midden van oproepen van de astronomische gemeenschap om het publiek bij hun naamgevingsproces te betrekken. In de in 2015 gehouden “Name ExoWorlds”-wedstrijd werden 14 sterrennamen geformaliseerd waarbij gebruik werd gemaakt van suggesties die door wetenschappelijke en astronomische clubs over de hele wereld waren ingezonden.

In 2016 keurde de IAU 227 sternamen goed, waarvan de meeste gebaseerd waren op de oudheid. Het doel was om variaties in sternamen en oom spelling te verminderen. Zo waren er 30 variaties van Fomalhaut bekend. De al lang bestaande naam “Alpha Centauri”, verwijzend naar een beroemd sterrenstelsel met planeten op een afstand van slechts 4 lichtjaar van de Aarde, werd vervangen door Rigel Kentaurus.

Het ontstaan van sterren

ALMA-opname van de zoutring rond de jonge ster
ALMA-opname van de zoutring om de jonge zware ster Orion Bron I. De ster bevindt zich in de Orion Moleculaire Wolk waar op zeer grote schaal stervorming plaatsvindt. De achtergrondopname is gemaakt in het nabije infrarode licht gemaakt door de Gemini sterrenwacht. Credit: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ); NRAO/AUI/NSF; Gemini Observatory/AURA

Een ster ontstaat uit een gigantische, langzaam draaiende wolk die geheel of bijna geheel uit waterstof en helium bestaat. Door zijn eigen aantrekkingskracht zakt de wolk erachter naar binnen en naarmate hij krimpt draait hij steeds sneller rond waarbij de buitenste delen een schijf vormen terwijl de binnenste delen een ongeveer bolvormige klont worden.

Dit ineenstortende materiaal wordt heter en dichter en er ontstaat een bolvormige protoster. Wanneer de hitte en druk in de protoster ongeveer 1 miljoen graden Celsius bereiken beginnen atoomkernen die elkaar normaal gesproken afstoten, samen te smelten en de ster ontbrandt. Kernfusie zet een kleine hoeveelheid van de massa van deze atomen om in buitengewoon grote hoeveelheden energie. Bijvoorbeeld, 1 gram massa die volledig wordt omgezet in energie zou gelijk zijn aan een explosie van ongeveer 22.000 ton TNT.

Evolutie van sterren

De levenscycli van sterren volgt patronen die grotendeels gebaseerd zijn op hun oorspronkelijke massa. Deze omvatten sterren met een gemiddelde massa zoals de Zon, met een massa va de helft tot acht keer de massa van de Zon, sterren met een grote massa die meer dan acht zonsmassa zwaar zijn en sterren met een kleine massa van een tiende tot een halve zonsmassa. Hoe groter de massa van een ster hoe korter de levensduur ervan in het algemeen is. Objecten kleiner dan een tiende zonsmassa hebben niet genoeg aantrekkingskracht om kernfusie te doen ontbranden, sommige kunnen falende sterren worden die bekend staan als bruine dwergen.

Een ster met een gemiddelde massa begint met een wolk die er ongeveer 100.000 jaar over doet om in te storten tot een protster met een oppervlaktetemperatuur van 3725 ┌C. Nadat de waterstoffusie is begonnen is het resultaat een T-Tauri ster, een veranderlijke ster die in helderheid fluctueert. Deze ster blijft ongeveer 10 miljoen jaar instorten totdat zijn uitdijing als gevolg van energie opgewekt door kernfusie wordt gecompenseerd door zijn samentrekking door de zwaartekracht. Als dit het geval is spreken we van een hoofdreeksster die al zijn energie haalt uit waterstoffusie in zijn kern.

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

Hoe groter de massa van zo’n ster hoe sneller hij zijn waterstof verbruikt en hoe korter hij op de hoofdreeks blijft. Nadat alle waterstof in de kern is gefuseerd tot helium verandert de ster snel, zonder nucleaire straling om hem te weerstaan, verplettert de zwaartekracht de materie onmiddellijk in de kern van de ster waardoor de ster snel wordt verwarmd. Dit zorgt ervoor dat de buitenste lagen van de ster enorm uitzetten en afkoelen en rood gloeien waardoor de ster een rode reus wordt.

In de kern fuseert helium tot koolstof en als alle helium is verdwenen trekt de kern samen en wordt heter, hierdoor dijt de ster opnieuw uit, en krijgt een blauwe kleur en wordt helderder dan voorheen waardoor de buitenste lagen worden weggeblazen. Nadat de uitzettende gasschillen vervagen blijft er een resterende kern over. Dit is een witte dwerg die voornamelijk uit koolstof en zuurstof bestaat met een begintemperatuur van ongeveer 100.000 graden Celsius. Omdat witte dwergen geen brandstof meer hebben voor kernfusie worden ze in de loop van miljarden jaren koeler en koeler en vervallen ze tot zwarte dwergen die te zwak zijn om te detecteren. Onze Zon zou over ongeveer 5miljard jaar de hoofdreeks moeten verlaten.

Een ster met een grote massa ontstaat snel en sterft ook weer snel. Deze sterren ontstaan in slechts 10.000 tot 100.000 jaar uit protosterren. Op de hoofdreeks zijn ze heet en blauw met een lichtkracht van zo’n 1000 tot 1 miljoen keer de lichtkracht van de Zon en een diameter van ongeveer 10 keer de Zon. Wanneer ze de hoofdreeks verlaten worden ze een felrode superreus en worden ze uiteindelijk heet genoeg om koolstof in zwaardere elementen te fuseren. Na zo’n 10.000 jaar met een dergelijke kernfusie is het resultaat een ijzeren kern van zo’n 6000 kilometer in doorsnede. Aangezien meer kernfusie energie zou verbruiken in plaats van te produceren is de ster gedoemd te sterven want zijn nucleaire straling is niet langer bestand tegen zijn eigen zwaartekracht.

exploderende sterren maken siliciumoxide
Deze afbeelding van het supernovarestant G54.1+0.3 is samengesteld uit radiogolflengtes, infrarood licht en röntgenlicht. Credit: NASA/JPL-Caltech/CXC/ESA/NRAO/J. Rho (SETI Institute)

Als de ster een massa bereikt van 1,4 zonsmassa dan kan de elektronendruk de kern niet meer ondersteunen tegen verdere ineenstorting. Het resultaat is een supernova. Zwaartekracht zorgt ervoor dat de kern instort waardoor de temperatuur in de kern kan stijgen tot bijna 10 miljard graden Celsius. Hierdoor wordt ijzer afgebroken tot neutronen en neutrino’s. in ongeveer een seconde krimpt de kern tot ongeveer 10 kilometer doorsnede en kaatst terug als een rubberen bal die is samengedrukt. Dit veroorzaakt een schokgolf door de ster heen die kernfusie in de buitenste lagen veroorzaakt. De ster explodeert vervolgens in een zogenoemde Type II supernova. Als de resterende stellaire kern minder dan ongeveer drie zonsmassa groot was wordt het een neutronenster die bijna volledig uit neutronen bestaat. En roterende neutronensterren die detecteerbare radiopulsen uitstralen noemen we pulsars. Als de stellaire kern groter was dan ongeveer drie zonsmassa kan geen enkele bekende kracht hem ondersteunen tegen zijn eigen zwaartekracht. De ster stort in en vormt een zwart gat.

Een ster met een lage massa gebruikt zijn waterstof dermate zuinig dat ze 100 miljard tot 1 biljoen jaar op de hoofdreeks kunnen blijven. Aangezien het heelal pas 13,8 miljard jaar oud is betekent dat er nog nooit een ster met een lage massa is overleden. Toch berekenen astronomen dat deze sterren, die bekend staan als rode dwergen, nooit wat anders zullen fuseren dan waterstof en dat betekent dat ze nooit rode reuzen zullen worden. In plaats daarvan zouden ze uiteindelijk gewoon moeten afkoelen om witte dwergen en vervolgens zwarte dwergen te worden.

Dubbelsterren en andere meervoudige sterren

Ofschoon ons zonnestelsel maar één ster heeft zijn de meeste sterren zoals onze Zon niet solitair. De meeste sterren zijn dubbelsterren waarbij twee of meerdere sterren om elkaar draaien. In feite is slechts een derde van alle sterren zoals onze Zon enkelvoudig terwijl twee derde van de sterren veelvouden zijn. Ook de naaste buur van de Zon, Proxima Centauri maakt deel uit van een meervoudig stersysteem dat ook Alpha Centauri A en Alpha Centauri B omvat. Toch vormen sterren van spectraalklasse G zoals onze Zon slechts ongeveer 7 procent van alle sterren die we zien. Als het om stersystemen in het algemeen gaat dan is ongeveer 30 procent van alle sterren in ons sterrenstelsel meervoudig terwijl de rest enkelvoudig is.

Bubbelsterren ontwikkelen zich wanneer twee protosterren dicht bij elkaar ontstaan. Eén lid van dit paar kan zijn metgezel beïnvloeden als ze dicht genoeg bij elkaar zijn, waardoor materie wordt verwijderd in een proces dat massaoverdracht wordt genoemd. Als een van de leden een gigantische ster is die een neutronenster of een zwart gat achterlaat, kan er een röntgendubbelster ontstaan. Hierbij wordt materie die uit de metgezel van het stellaire overblijfsel wordt getrokken, extreem heet worden, meer dan 1 miljoen graden Celsius, en daardoor röntgenstraling uitzenden. Als een witte dwerg deel uitmaakt van het dubbelstersysteem dan kan gas dat van een metgezel naar het oppervlak van de witte dwerg wordt getrokken heftig fuseren in een flits die een nova wordt genoemd. Soms bouwt zich genoeg gas op om de witte dwerg te laten instorten. Hierdoor fuseert zijn koolstof bijna onmiddellijk en de witte dwerg explodeert als een Type Ia supernova die in helderheid een compleet sterrenstelsel een paar maanden kan overtreffen.

Belangrijke kenmerken

Helderheid

Astronomen beschrijven de helderheid van sterren in termen van magnitude en lichtkracht.

De magnitude van een ster is gebaseerd op een schaal van meer dan 2000 jaar oud, omstreeks 125 voor Christus bedacht door de Griekse astronoom Hipparchus. Hij nummerde groepen sterren op basis van hun helderheid zoals gezien vanaf de Aarde. De helderste sterren werden sterren van de eerste magnitude genoemd, de volgende helderste waren de tweede magnitude, enzovoort tot de zesde magnitude, de zwakst zichtbare sterren.

Tegenwoordig verwijzen astronomen naar de helderheid van een ster gezien vanaf de Aarde als zijn schijnbare magnitude. Maar aangezien de afstand tussen de Aarde en de ster het licht kan beïnvloeden dat men er van ziet, beschrijven ze nu ook de werkelijke helderheid van een ster. Ze gebruiken daar de term absolute magnitude voor. Deze wordt bepaald door wat de schijnbare magnitude zou zijn als de ster 10 parsec oftewel 32,6 lichtjaar van de Aarde verwijderd zou zijn. De magnitudeschaal loopt nu tot meer dan zes en minder dan één en daalt zelfs in negatieve getallen. De helderste ster aan de nachtelijke hemel is Sirius met een schijnbare helderheid van magnitude -1,46.

Sirius A en B illustratie
Artist impression van Sirius A en B (de heldere blauwe punt).Credit: wikipedia

Lichtkracht is de kracht van een ster, de snelheid waarmee energie wordt afgegeven. Hoewel vermogen over het algemeen wordt gemeten in watt, de helderheid van de Zon is bijvoorbeeld 400 biljoen * biljoen watt, wordt de helderheid van een ster meestal gemeten in termen van de helderheid van de Zon. Alpha Centauri A bijvoorbeeld heeft een lichtkracht van ongeveer 1,3 * de Zon. Om helderheid uit absolute magnitude te berekenen moet men berekenen dat een verschil van vijf op de magnitudeschaal gelijk is aan een factor 100 op de helderheidsschaal. Een ster met een absolute helderheid van magnitude 1 is bijvoorbeeld 100 keer lichtsterker dan een ster met een absolute helderheid van magnitude 6.

De helderheid van een ster is afhankelijk van zijn grootte en oppervlaktetemperatuur.

Kleur

Sterren zijn er in een reeks kleuren, van roodachtig tot geelachtig tot blauw. De kleur van een ster is afhankelijk van de oppervlaktetemperatuur.

Een ster lijkt misschien een enkele kleur te hebben maar zendt in feite een breed spectrum van kleuren uit. Mogelijk alles van radiogolven en infrarode straling tot ultraviolette straling en gammastraling. Verschillende elementen of verbindingen absorberen en zenden verschillende kleuren of golflengten van licht uit. Door het spectrum van een ster te bestuderen kan men de samenstelling van de ster bepalen.

Oppervlaktetemperatuur

Astronomen drukken de temperatuur van een ster uit in Kevin. Nul Kelvin (het absolute nulpunt) is gelijk aan -273,15 ° Celsius. Een donkerrode ster heeft een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 2500 K (2225 °C); een helder rode ster ongeveer 3500 K (3225 °C); de Zon en andere gele sterren ongeveer 5500 K (5225 °C); een blauwe ster ongeveer 10.000 K (9725 °C) tot 50.000 K (49.725 °C)

De oppervlaktetemperatuur van een ster hangt gedeeltelijk af van zijn massa en beïnvloedt zijn helderheid en kleur. In het bijzonder is de helderheid van een ster evenredig met de temperatuur tot de vierde macht. Als bijvoorbeeld twee sterren even groot zijn, maar de ene twee keer zo heet als de andere in Kelvin dan zou de eerste 16 keer zo veel licht geven als de laatste.

Grootte

Astronomen drukken de grootte van sterren uit in termen van de straal van de Zon. Alpha Centauri A bijvoorbeeld heeft een straal van 1,05 * de Zon. Sterren variëren in grootte van neutronensterren, die slechts 20 kilometer groot kunnen zijn, tot superreuzen die ongeveer 100 keer de diameter van de Zon kunnen hebben.

De grootte van een ster heeft invloed op de helderheid. In het bijzonder is de lichtkracht van een ster evenredig met de straal in het kwadraat. Als twee sterren bijvoorbeeld dezelfde temperatuur zouden hebben en als de eerste ster twee keer zo groot zou zijn dan de andere dan zou de eerste vier keer zo helder zijn dan de laatste.

Massa

Astronomen drukken de massa van een ster uit in zonsmassa. Zo heeft bijvoorbeeld Alpha Centauri A een massa van 1,08 zonsmassa.

Sterren met eenzelfde massa hoeven niet even groot te zijn want ze kunnen een verschillende dichtheid hebben. Zo is bijvoorbeeld Sirius B ongeveer even zwaar als de Zon maar 90.000 keer dichter en heeft daarom maar een diameter van 1/50ste van de Zon.

De massa van een ster beïnvloedt de oppervlaktetemperatuur.

Opname van alpha Centauri
Deze opname toont het meest nabije stersysteem tot de Zon, de heldere dubbelster Alpha Centauri AB en de verre en zwakke begeleider Proxima Centauri. Credit: ESO / B. Tafreshi, twanight.org / Digitized Sky Survey 2 / Davide De Martin / Mahdi Zamani.

Magneetveld

Sterren zijn draaiende bollen van kolkend, elektrisch geladen gas en wekken dus typisch magneetvelden op. Als het om de Zon gaat hebben onderzoekers ontdekt dat het magnetische veld van de Zon sterk geconcentreerd kan worden in kleine gebieden waardoor kenmerken ontstaan die variëren van zonnevlekken tot spectaculaire uitbarstingen die bekend staan als coronale massa ejecties. Het gemiddelde stellaire magnetische veld neemt toe met de rotatiesnelheid van de ster en neemt af naarmate de ster ouder wordt.

Metalliciteit

De metalliciteit van een ster meet de hoeveelheid “metalen” die de ster heeft. Dat wil zeggen, alle elementen zwaarder dan helium.

Er kunnen op basis van metalliciteit drie generaties sterren bestaan. Astronomen hebben nog niets ontdekt van wat de oudste generatie zou moeten zijn. Populatie III-sterren die geboren zijn in een heelal zonder “metalen”. Toen deze sterren stierven lieten ze zware elementen vrij in het heelal waarvan Populatie II-sterren relatief kleine hoeveelheden hebben opgenomen. Toen een aantal van deze stierven lieten ze meer zware elementen vrij en de jongste populatie I-sterren zoals onze Zon bevatten de grootste hoeveelheden zware elementen.

Classificatie van sterren

Sterren worden doorgaans geclassificeerd op basis van hun spectrum in wat bekend staat als het Morgan-Keenan- oftewel MK-systeem. Er zijn acht spectraalklassen, elk analoog aan een reeks oppervlaktetemperaturen, van de heetste tot de koudste, dit zijn O,B,A,F,G,K,M Een L. elke spectraalklasse bestaat ook uit 10 spectraaltypes variërend van het cijfer 0 voor de heetste tot het cijfer 9 voor de koudste.

Sterren worden ook geclassificeerd op basis van hun helderheid volgens het Morgan-Keenan-systeem. De grootste en helderste klassen van sterren hebben de laagste getallen, gegeven in Romeinse cijfers. Ia is een heldere superreus; 1b is een superreus; II is een heldere reus, III is een reus; IV is een subreus en V is een hoofdreeks of dwerg.

Een volwaardige MK-aanduiding omvat zowel spectraaltype als de helderheidsklasse. Zo is onze Zon bijvoorbeeld een G2V.

De structuur van sterren

De opbouw van de Zon

De structuur van een ster kan vaak gezien worden als een reeks dunne geneste schillen, een beetje zoals een uit.

Een ster is gedurende het grootste deel van zijn leven een hoofdreeksster. Deze bestaat uit een kern, stralings- en convectiezones, een fotosfeer, een chromosfeer en een corona. De kern is waar alle kernfusie plaatsvindt om een ster van energie te voorzien. In de stralingszone wordt energie van deze reacties naar buiten getransporteerd door middel van straling, zoals de warmte van een gloeilamp, terwijl in de convectiezone energie wordt getransporteerd dor de kolkende hete gassen, zoals lucht van een haardroger. Zware sterren met een massa van meer dan meerdere zonsmassa zijn convectief in hun kernen en stralend in hun buitenste lagen terwijl sterren vergelijkbaar met de Zon of mindere massa hebben, stralend zijn in hun kernen en convectief in hun buitenste lagen. Middelzware sterren van spectraalklasse A kunnen volledig stralend zijn.

Na die zones komt het deel van de ster dat zichtbaar licht uitstraalt, de fotosfeer, dat vaak het oppervlak van de ster wordt genoemd. Daarna volgt de chromosfeer, een laag die er roodachtig uitziet vanwege alle waterstof die daar wordt gevonden. Tenslotte is het buitenste deel van de atmosfeer de corona, die, als hij superheet is, in verband kan worden gebracht met convectie in de buitenste lagen.

Eerste publicatie: 4 augustus 2013
Volledige revisie: 18 februari 2022
Bron: space.com