Sterren – vorming, opbouw en classificatie van sterren en sterrenbeelden

Sterren zijn gigantische heldere bollen van plasma. Er zijn miljarden sterren in ons sterrenstelsel. Er zijn miljarden sterrenstelsels in het heelal. Tot nu toe hebben we bij enkele honderden sterren planeten ontdekt.

Geschiedenis van waarnemingen

Sinds het begin van geschreven beschavingen spelen sterren een belangrijke rol in religie en navigatie. Sterrenkunde, de studie van het heelal, is mogelijk één van de oudste wetenschappen. De uitvinding van de telescoop en de ontdekking van de bewegings- en zwaartekrachtwetten in de 17-de eeuw leidde tot de erkenning dat sterren net als onze Zon zijn, allemaal volgen ze dezelfde wetten van de natuurkunde. In de 19-de eeuw ontstonden de fotografie en de spectroscopie. Deze twee maakten het mogelijk om de samenstelling en beweging van sterren vast te leggen, iets wat leidde tot de ontwikkeling van de astrofysica. In 1937 werd de eerste radiotelescoop gebouwd, astronomen konden nu straling uit het heelal waarnemen die ze niet konden zien. De eerste optische telescoop in de ruimte, de Hubble Space Telescope, werd in 1990 gelanceerd waar mee men een ongekend gedetailleerd beeld van het heelal kreeg.

Naamgeving en aanduidingen van sterren

Oude culturen zagen patronen in de sterrenhemel die leken op mensen, dieren of gemeenschappelijke objecten: sterrenbeelden stelden mythologische figuren voor zoals Orion de jager, een held uit de Griekse mythologie. Astronomen gebruiken nu de sterrenbeelden om sterren een naam te geven. De Internationale Astronomische Unie is de leidende instantie die gaat over naamgeving van alle objecten in het heelal. De IAU erkent 88 sterrenbeelden die de gehele sterrenhemel bedekken. Meestal wordt de helderste ster van een sterrenbeelden aangeduid als alfa, de tweede heldere ster is dan bèta en de derde gamma totdat alle Griekse letters zijn gebruikt. Omdat er meer sterren zijn dan Griekse letters zijn er meerdere naamgevingssystemen in gebruik.

Omdat er zoveel sterren in het heelal zijn heeft de IAU een eigen naamgevingssysteem ontwikkeld dat bestaat uit een combinatie van een afkorting en een groep van symbolen. De afkorting verwijst of naar het type ster of naar de catalogus die waarin de ster wordt beschreven. Bijvoorbeeld: PST J1302-6350. Dit is een pulsar vandaar de afkorting PSR. De J verwijst naar een coördinatensysteem bekend is als J2000. 1302 en 6350 zijn de coördinaten dat vergelijkbaar is met de breedte- en de hoogte aanduidingen op Aarde.

Er zijn ook een aantal sterren die sinds de oudheid een eigen naam hebben. Bijvoorbeeld Aldebaran wat “de volger” betekent in het Arabisch omdat de ster de Pleiaden lijkt te volgen aan de sterrenhemel. Ook de sterren van de Pleiaden hebben overigens eigennamen. Aldebaran is ook bekend onder de meer wetenschappelijke naam Alpha Tauri.

Ontstaan

Een ster ontwikkelt zich uit een gigantische langzaam roterende wolk die voornamelijk uit waterstof en helium bestaat. Door de eigen zwaartekracht klapt de wolk naar binnen en begint te krimpen. Hierbij begint de wolk sneller te draaien waarbij de buitenste delen afplatten tot een schijf. In het centrum begint zich een kern te vormen die heter en zwaarder wordt. Dit is de proto-ster. Als de hitte en de druk een temperatuur heeft bereikt van 1 miljoen graden Celsius beginnen atomen met elkaar te versmelten en komt er kernfusie op gang. Op dit moment ontsteekt de ster. Bij kernfusie converteert een kleine massa atomen tot geweldig veel energie. Zo zal 1 gram materie de energie opwekken die vrijkomt bij de explosie van 22.000 ton TNT.

Evolutie

De levenscyclus van een ster wordt voornamelijk bepaald door de beginmassa. Er zijn sterren met een gemiddelde massa zoals onze Zon. Dit zijn sterren met een massa van de helft tot acht maal onze zon, zware sterren die zwaarder dan acht zonsmassa’s zijn en hele lichte sterren met een massa van 1/10-de tot een halve zonsmassa. Hoe zwaarder een ster hoe korter zijn leven zal zijn. Objecten met een massa kleiner dan 1/10-de zonsmassa zijn te licht voor kernfusie. Dit zijn de zogenaamde bruine dwergen.

Een ster van gemiddelde massa begint met een wolk die ongeveer 100.000 jaar nodig heeft om ineen te storten tot een proto-ster met een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 3725° Celsius. Nadat de waterstoffusie is gestart hebben we een ster die we een T-Tauri-ster noemen. Dit is een veranderlijke ster die grote helderheidsveranderingen laat zien. Deze ster blijft ineenkrimpen gedurende de volgende 10 miljoen jaar totdat er een balans is ontstaan tussen de energie die vrijkomt bij de kernfusie en de samentrekking door de zwaartekracht. Dit is het moment dat de ster de hoofdreeks heeft bereikt en alle energie krijgt van de waterstoffusie in de kern.

Hoe zwaarder de ster hoe sneller hij door zijn voorraad waterstof heen zal zijn dus hoe korter de ster op de hoofdreeks zal blijven. Nadat alle waterstof in de kern is omgezet in helium begint de ster snel te veranderen. Zonder de nucleaire straling van binnenuit zal de ster verder instorten als gevolg van de zwaartekracht. Hierbij stijgt de temperatuur weer snel. De buitenste lagen van de ster zwellen sterk op en koelen daarbij sterk af. De ster is een rode reus geworden. In de kern begint helium te fuseren. Is de helium in de kern op dan stort de ster weer verder in. De temperatuur in de kern neemt wederom sterk toe. De ster krijgt een blauwe kleur en wordt erg helder. Tijdens dit proces worden de buitenste lagen van de ster weggeblazen. Nadat de buitenste lagen zijn weggeblazen blijft er een kale kern over. Dit noemen we een witte dwerg die voornamelijk bestaat uit koolstof en zuurstof met een temperatuur van ongeveer 100.000° Celsius. Omdat witte dwergen geen brandstof meer over hebben voor kernfusie koelen ze verder af tot zwarte dwergen die te zwak zijn om te zien. Dit proces kan enkele miljarden jaren duren. Onze zon zal over ongeveer 5 miljard jaar aan dit proces beginnen en de hoofdreeks verlaten.

Als de ijzeren kern van een ster een massa heeft van 1.4 zonsmassa’s dan is het resultaat een supernova. Door de zwaartekracht zal de kern in elkaar storten waarbij de temperatuur oploopt tot ongeveer 10 miljoen graden Celsius. Hierbij wordt het ijzer afgebroken in neutronen en neutrino’s. In ongeveer één seconde krimpt de kern naar een grootte van 10 kilometer en veert als een rubberen bal weer terug waarbij er een enorme schokgolf door de ster heen gaat en er kernfusie optreedt in de buitenlagen. De ster explodeert hierbij in een zogenoemde type-II supernova. Als de resterende sterkern kleiner was dan drie zonsmassa’s dan wordt het een neutronenster die volledig uit neutronen bestaat en die erg snel om zijn as draait waarbij ze stralen van radiopulsen uitzenden die we kennen als pulsars. Als de resterende sterkern groter is dan drie zonsmassa’s dan zal het restant van de ster in elkaar storten tot een zwart gat.

Dubbelsterren en andere meervoudige sterren
Ofschoon ons eigen zonnestelsel slechts één ster kent zijn de meeste sterren die we kennen niet alleen. Ze maken deel uit van een dubbelstersysteem of zelfs een meervoudig stersysteem. Ongeveer een derde van alle sterren zijn alleen, twee derde van de sterren is met zijn tweetjes of meer. Zo is bijvoorbeeld de meest nabije ster, Proxima Centauri, deel van een stersysteem waar ook Alpha Centauri A en Alpha Centauri B deel van uit maken. Ofschoon G-klasse sterren zoals onze zon slechts 7% zijn van alle sterren in ons sterrenstelsel zijn 30% van de sterren in ons melkwegstelsel alleen en de rest is deel van een meervoudig stersysteem.

Dubbelstersystemen ontstaan als twee protosterren worden gevormd. Een lid van het systeem kan de andere beïnvloeden als ze dicht genoeg bij elkaar staan. Zo kan er massa van de ene ster gestript worden om de andere ster te voeden. Als één van de leden een reuzenster is die na zijn dood een neutronenster of een zwart gat achterlaat dan kan zich een röntgen dubbelster vormen. Als een witte dwerg deel uitmaakt van het dubbelstersysteem dan kan gas dat van de begeleider naar de witte dwerg wordt getrokken zorgen voor krachtige oplevingen die zichtbaar zijn als een nova. Als er genoeg gas aanwezig is om de dwergster in te laten storten zodat zijn koolstof gaat fuseren dan zal de dwergster exploderen als een Type 1 supernova die net zo helder kan worden als zijn sterrenstelsel.

Helderheid

Astronomen beschrijven sterren in termen van magnitude en helderheid.

De magnitude van een ster is gebaseerd op een schaal die al meer dan 2000 jaar oud is en is opgezet door de Griekse astronoom Hipparchos. Hij stelde de magnitudeschaal op in ± 125 voor Christus. Hij nummerde groepen sterren op basis van hun helderheid als gezien vanaf de Aarde. De helderste sterren zijn de sterren van de eerste magnitude, die daarna komen zijn van de tweede magnitude en zo verder. Zijn schaal eindigde met magnitude zes, dit zijn de sterren die voor hem nog net zichtbaar waren met het blote oog.

Tegenwoordig gebruiken astronomen de schijnbare magnitude om aan te geven dat ze het hebben over de helderheid van een ster gezien vanaf de Aarde. Maar omdat de afstand van de Aarde tot de ster ook van invloed kan zijn op de helderheid gebruiken ze ook de term absolute magnitude. Bij de absolute magnitude wordt de helderheid van een ster bepaald alsof ze op een afstand van 10 parsec van de Aarde zou staan. Tien parsec komt overeen met 32.6 lichtjaar.

De magnitudeschaal is daarnaast uitgebreid zodat er nu ook magnitudes <1 en >6 kunnen worden toegekend. De helderste ster aan de nachtelijke hemel is Sirius en die heeft een schijnbare magnitude van -1,46.

De helderheid is de kracht van de ster, de snelheid waarmee ze haar energie uitstraalt. Ofschoon kracht in het algemeen in Watt wordt uitgedrukt – zo komt de helderheid van de Zon overeen met 400 triljoen triljoen Watt – wordt de helderheid van een ster gemeten in de helderheid van de Zon. Bijvoorbeeld, de ster Alpha Centauri A is ongeveer 1,3 maal zo helder als onze Zon. Om de helderheid te bepalen uitgaande van de absoute magnitude moet je weten dat een verschil van vijf op de absolute magnitudeschaal overeenkomt met een factor 100 op de helderheidsschaal. Bijvoorbeeld: een ster met een absolute magnitude van 1 is 100 maal zo helder als een ster met een absolute magnitude van 6.

De helderheid van een ster hangt af van zijn grootte en de temperatuur aan de oppervlakte.

Kleur

Sterren komen voor in verschillende kleuren: van rood naar geel naar blauw. De kleur van een ster wordt bepaald door de oppervlaktetemperatuur.

Een ster lijkt een enkele kleur te hebben maar straalt altijd in een breed spectrum van kleuren. In principe van radiogolven en infrarood tot in het ultraviolet tot gamma stralen toe. De verschillende kleuren of beter gezegd de verschillende golflengtes van het licht worden bepaald door de samenstelling van de ster dus door het spectrum van een ster te bestuderen kunnen astronomen meer te weten komen over de samenstelling van een ster.

Oppervlaktetemperatuur

De oppervlaktetemperatuur van een ster wordt uitgedrukt in Kelvin. In deze temperatuurschaal komt 0 Kelvin overeen met -273,15° Celsius. Een donkerrode ster heeft een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 2.500 Kelvin, een heldere rode ster van ongeveer 3.500 Kelvin, de Zon en andere gele sterren hebben een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 5,500 Kelvin en een blauwe ster van 10.000 Kelvin tot 50.000 Kelvin.

De oppervlaktetemperatuur van een ster wordt gedeeltelijk bepaald door de massa en heeft een invloed op de helderheid en de kleur. Specifiek: de helderheid van een ster is gelijk aan de oppervlaktetemperatuur tot de vierde macht. Bijvoorbeeld: twee sterren hebben dezelfde grootte maar de één is twee keer zo heet als de ander (uitgedrukt in Kelvin). De eerste ster is dan 16 keer zo helder als de andere ster.

Grootte

Astronomen drukken de grootte van een ster meestal uit in de straal van onze Zon. Bijvoorbeeld; Alpha Centauri A heeft een straal van 1,05 maal de straal van onze Zon. Sterren variëren in grootte van neutronen sterren die slechts 20 kilometer in doorsnede zijn tot superreuzen die ruwweg 100 maal de diameter van onze Zon kunnen hebben.

De helderheid van een ster wordt beïnvloed door zijn grootte. Specifiek: de helderheid is gelijk aan de het kwadraat van de straal. Bijvoorbeeld: als twee sterren dezelfde temperatuur hebben maar de ene ster is tweemaal zo groot als de andere dan is de eerste vier maal zo helder als de tweede.

Massa

De massa van een ster wordt door astronomen meestal uitgedrukt in zonsmassa’s. Bijvoorbeeld: de massa van Alpha Centauri A is 1,08 zonsmassa.

Sterren die dezelfde massa hebben hoeven niet dezelfde grootte te hebben want er kan een verschil zijn in dichtheid. Bijvoorbeeld: Sirius B heeft ongeveer dezelfde massa als onze Zon maar is de dichtheid is 90.000 maal zo groot en dat leidt ertoe dat de diameter van Sirius B slechts een vijfde die van de Zon is.

De massa van een ster heeft een invloed op de oppervlaktetemperatuur.

Magnetisch veld

Sterren zijn draaiende bollen van elektrisch geladen gas, ze wekken dus een magneetveld op. Astronomen hebben ontdekt dat het het magneetveld van onze Zon zich kan concentreren in kleine gebieden zichtbaar als zonnevlekken. Deze kunnen tot uitbarsting komen en dan vormen zich zonnevlammen en zogenaamde CME’s (Coronal Mass Ejections). Astronomen gaan er van uit dat ook andere sterren een magneetveld hebben echter het is met de huidige technieken erg lastig om dit aan te tonen.

Metaaleigenschappen

Met de metaaleigenschappen van een ster wordt de hoeveelheid metalen van een ster bedoeld. Het gaat niet om echte metalen maar om alle elementen die zwaarder zijn dan helium.

Uitgaande van de gemeten metaaleigenschappen van sterren denken astronomen dat er drie verschillende generaties sterren zijn te onderscheiden. Sterren van de oudste generatie zijn nog niet door astronomen aangetoond. Deze zogenoemde Populatie III sterren zijn geboren in een heelal zonder metalen. Toen deze sterren stierven vormden ze zwaardere elementen die in relatief kleine hoeveelheden werden opgenomen door Populatie II sterren toen die zich vormden. Populatie II sterren die sterven blazen nog meer zwaardere elementen het heelal in en de jongste generatie sterren, populatie I-sterren zoals onze Zon nemen die weer op en hebben daardoor een nog groter gehalte aan metalen.

Classificatie

Sterren kunnen aan de hand van hun spectrum worden geclassificeerd. Deze classificatie is bekend als de Morgan-Keenan oftewel de MK-classificatie. Er zijn acht verschillende spectraalklasses, Ze komen overeen met een bereik van oppervlaktetemperaturen. Van de heetste tot de koudste zijn deze spectraalklasses O,B, A, F, G, K, M en L. Iedere spectraalklasse is weer onderverdeeld in 10 verschillende types variërend van 0 voor de heetste en 9 voor de koudste in die klasse.

In het Morgan-Keenan-systeem worden sterren ook geclassificeerd naar hun helderheid. De grootste en helderste klasse van sterren heeft het laagste nummer. Voor de notatie worden Romeinse cijfers gebruikt. Zo is een Ia-ster een heldere superreus, Ib een superreus, II een heldere reuzenster, III een reuzenster, IV een subreus en V een hoofdreeksster of een dwergster.

Een volledige MK-aanduiding bevat zowel het spectraaltype als de helderheidsclassificatie. Bijvoorbeeld: onze Zon is een G2V.

Structuur van een ster

De structuur van een ster kunnen we vergelijken met de gelaagdheid van een ui. Het grootste deel van zijn leven maakt een ster deel uit van de hoofdreeks. In die periode bestaat een ster uit een kern, stralings- en convectie zones, een fotosfeer, een chromosfeer en een corona. In de kern vinden alle kernfusieprocessen plaats die een ster aandrijven. In de stralingszone wordt de energie vanuit de kern naar buiten getransporteerd, vergelijkbaar met het licht van een gloeilamp. In de convectiezone wordt energie getransporteerd door het wervelen van hete gassen. Dit is vergelijkbaar met hete lucht die uit een haardroger komt. Massieve sterren met meer dan verschillende zonsmassa’s hebben een convectie in hun kern en straling in de buitenste lagen. Een ster die vergelijkbaar is met onze zon hebben straling in hun kern en convectie in de buitenste lagen.

Na deze lagen komt het deel van de ster dat zichtbaar licht uitstraalt, we noemen deze zone de fotosfeer. Dit wordt ook vaak gezien als het oppervlak van de ster. Na de fotosfeer komt de chromosfeer, deze laag lijkt een beetje rood van kleur door de vele waterstof die hier voorkomt. Tenslotte hebben we de buitenste laag van de ster, de corona, die superheet is en gekoppeld is aan convectie met de buitenste lagen.

 

Eerste publicatie: 4 augustus 2013
Laatste keer gewijzigd op: 16 oktober 2016