Wat zijn hoofdreekssterren

Uitbarsting op de Zon
Uitbarsting op de Zon, gefotografeerd in augustus 2012. Dergelijke grote uitbarstingen kunnen hier op Aarde leiden tot poollicht. Credit: AIA/SDO/GODDARD SPACE FLIGHT CENTER

Sterren op de hoofdreeks zetten door middel van kernfusie in hun kern waterstofatomen om in heliumatomen. Ongeveer 90 procent van alle sterren in het heelal, inclusief, onze Zon, zijn hoofdreekssterren. Deze sterren variëren in massa van ongeveer 1/10-de zonsmassa tot meer dan 200 zonsmassa’s.

Sterren beginnen hun leven als wolken van gas en stof. De zwaartekracht laat deze wolken samentrekken. Er ontstaat een kleine protoster die wordt aangedreven door het ineenstortende materiaal. Protosterren ontstaan meestal in dichte gaswolken en kunnen lastig te detecteren zijn. Sterre ontstaan niet in hun eentje. Ze ontstaan uit grote gaswolken die onder hun eigen zwaartekracht ineenstorten. Uit zo’n gaswolk ontstaan altijd meestal tientallen tot wel honderden sterren.

Kleinere objecten – met een massa < 0,08 zonsmassa – bereiken niet het stadium van kernfusie in hun kern. In plaats daarvan worden dit bruine dwergen, sterren die nooit zullen schijnen. Maar als het object voldoende massa heeft dan worden het ineenstortende gas en stof steeds heter waarbij uiteindelijk een temperatuur wordt bereikt die hoog genoeg is om waterstof tot helium te laten fuseren. De ster gaat “aan” en wordt een hoofdreeksster die wordt aangedreven door de fusie van waterstof. Deze kernfusie veroorzaakt een buitenwaartse druk die in balans is met binnenwaartse druk die wordt veroorzaakt door de zwaartekracht waardoor de ster stabiel blijft.

Hoe lang een hoofdreeksster blijft leven is afhankelijk van de massa. Een ster met een grote massa heeft dan wel meer materiaal maar brandt ook sneller op doordat de grotere zwaartekracht zorgt voor een hogere temperatuur in de kern. Onze Zon blijft ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks maar voor een ster met een massa van 10 zonsmassa is dat slechts 20 miljoen jaar. Een rode dwerg met een massa van ongeveer 0,5 zonsmassa kan ongeveer 80 – 100 miljard jaar oud worden en dat is veel ouder dan de leeftijd van het heelal. Deze hoge leeftijd is één van de redenen waarom rode dwergen als geschikte kandidaten worden beschouwd voor planeten met leven. Het zijn sterren die over een zeer lange periode stabiel zijn.

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

Helder schijnende ster

In het begin van de 20-ste eeuw realiseerden astronomen zich dat er een relatie is tussen de massa van een ster en de helderheid, oftewel de hoeveelheid licht die de ster produceert en beiden zijn ze weer gerelateerd aan de temperatuur van de ster. Sterren met een massa van 10 zonsmassa zijn 1000 * zo helder als de Zon.

Er is een een relatie tussen de massa en de helderheid van de ster en de kleur. Zware sterren zijn heter en blauwer en lichtere sterren zijn kouder en roder van kleur. Onze Zon valt hier precies tussen in, die heeft een gelige kleur.

Deze kennis heeft geleid tot het zogenoemde Herzsprung-Russell diagram (H-R-diagram). In dit diagram worden de sterren uitgezet op basis van hun helderheid en kleur (die hun temperatuur weer geeft). De meeste sterren bevinden zich op een lijn die we de hoofdreeks noemen en die loopt van linksboven (hete en heldere sterren) tot rechtsonder (kouder en roder).

Positie van de Zon in het HR-diagram
Dit diagram toont de hoofdreeks van sterren. Het is opgesteld door de astronomen Herzsprung en Russell en wordt daarom wel het HR-diagram genoemd

Als sterren uitdoven

Uiteindelijk zal een hoofdreeksster door zijn voorraad waterstof in de kern heen zijn, op dat punt komt er een einde aan de levenscyclus en verlaat de ster de hoofdreeks.

Sterren met een massa van minder dan 0,25 zonsmassa storten direct ineen tot een witte dwerg. Witte dwergen verbranden geen waterstof meer in hun kern maar de stralen wel nog veel hitte uit. Uiteindelijk dooft de witte dwerg uit en veranderd in een zwarte dwerg. Theoretisch dan want zwarte dwergen zijn nog nooit aangetoond. Witte dwergen koelen heel erg langzaam af en het heelal is nog niet oud genoeg voor het ontstaan van zwarte dwergen.

Bij grotere sterren storten de buitenlagen in waardoor de temperatuur in het binnenste van de ster gaat oplopen tot die hoog genoeg is om helium te fuseren naar koolstof. De druk van de fusie veroorzaakt een expansie van de ster waardoor die vele malen groter wordt dan oorspronkelijk. De nu ontstane ster noemen we een rode reus. Deze rode reus is zwakker dan toe hij nog een ster op de hoofdreeks was. Ook onze Zon zal ooit tot een rode reus transformeren maar daar hoeven wij ons voorlopig geen zorgen over te maken, dat duurt nog wel enkele miljarden jaren.

Als de oorspronkelijke ster een massa tot 10 zonsmassa had dan is die binnen 100 miljoen jaar door zijn waterstofvoorraad heen en stort dan ineen tot een hele compacte witte dwerg. Nog zwaardere sterren exploderen als een supernova waarbij er zwaardere elementen worden gevormd en het heelal in worden geblazen. Uit de resterende kern kan een neutronenster ontstaan die in een aantal verschillende vormen kan voorkomen.

De lange levensduur van rode dwergen betekent dat de rode dwergen die kort na de oerknal zijn ontstaan nu nog steeds bestaan. Uiteindelijk zullen ook deze objecten door hun waterstofvoorraad heen zijn. Ze worden zwakker en kouder en uiteindelijk stralen ze geen licht meer uit.

 

Eerste publicatie: 29 oktober 2017