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

Hoofdreekssterren fuseren in hun kern waterstofatomen tot heliumatomen. Ongeveer 90% van alle sterren in het heelal, waaronder dus ook onze Zon, zijn hoofdreekssterren. Deze sterren kunnen in massa variëren van ongeveer 1/10de van de massa van de Zon tot wel meer dan 200 zonsmassa.

Sterren starten hun leven als wolken van gas en stof. Onder invloed van de zwaartekracht trekken deze wolken samen en er ontstaat een kleine protoster die wordt aangedreven door het ineenstortende materiaal. Protosterren ontstaan vaak in wolken met een grote dichtheid van gas en kunnen heel lastig te detecteren zijn.

Kleine objecten, met een massa van minder dan 0,08 zonsmassa, halen het stadium van kernfusie in hun kern niet. Dit worden bruine dwergen die nooit als ster zijn gaan schijnen. Maar als het object voldoende massa heeft gaat het ineenstortende gas en stof steeds heter worden en bereikt het uiteindelijk een temperatuur waarbij kernfusie op gang komt en er waterstof wordt omgezet in helium. De ster “ontbrandt” en wordt een hoofdreeksster die wordt aangedreven door waterstoffusie. De kernfusie zorgt voor een naar buiten gerichte druk die in balans is met de inwaartse ruk die door de zwaartekracht wordt veroorzaakt. Dit levert een stabiele ster op.

Hoe oud een hoofdreeksster wordt hangt af van zijn massa. Een ster met veel massa heeft meer materiaal maar zal als gevolg van de hogere temperatuur in de kern ook sneller branden. Die hogere temperatuur ontstaat door de grotere zwaartekracht. Onze Zon zal ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks doorbrengen maar en ster met 10 zonsmassa zal slechts ongeveer 20 miljoen jaar op de hoofdreeks aanwezig zijn. Een rode dwerg met een massa van 0,5 zonsmassa kan het wel 80 tot 100 miljard jaar uithouden op de hoofdreeks en dat is veel ouder dan de leeftijd van het heelal die op 13,8 miljard jaar is bepaald. Deze lange levensduur maakt ze interessant in onze zoektocht naar bewoonbare exoplaneten want het zijn sterren die heel lang stabiel kunnen zijn.

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

Helder schijnende ster

Meer dan 2000 jaar geleden was de Griekse astronoom Hipparcus de eerste die een stercatalogus maakte op basis van hun helderheid. Hij keek naar de sterren en classificeerde die op basis van hun helderheid. De helderste sterren kregen de aanduiding “magnitude 1”, de sterren daarna waren van “magnitude 2”etc. Hij stopte zijn classificatie bij magnitude 6, dat waren de zwakste sterren die hij kon zien. Moderne instrumenten hebben verbeterde methodes om de helderheid van sterren te bepalen waardoor die nu veel nauwkeuriger bekend zijn.

In het begin van de 20ste eeuw realiseerden astronomen zich dat er een relatie is tussen de massa van een ster en zijn lichtsterkte (de hoeveelheid licht die een ster produceert). Beiden zijn gerelateerd aan de temperatuur van de ster. Sterren met een massa van 10 zonsmassa schijnen 1000 maal helderder.

De massa en de lichtsterkte van een ster zijn ook gerelateerd aan de kleur van de ster. Zware sterren zijn heter en blauwer terwijl minder zware sterren kouder en een oranjerode kleur hebben. Onze Zon valt daar tussenin en dat zorgt voor een gele kleur.

Dit begrip leidde tot de ontwikkeling van een diagram dat we nu kennen als het Hertzsprung-Russell (H-R) -diagram. Dit diagram van sterren is gebaseerd op hun helderheid en kleur (en op die manier ook de temperatuur laat zien). De meeste sterren bevinden zich op een lijn die we de hoofdreeks noemen. Deze lijn loopt van links boven (waar zich de hete heldere sterrenbevinden) naar rechts beneden (waar de koudere en lichtzwakkere sterren zich bevinden).

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 de voorraad waterstof in zijn kern heen zijn. De ster bereikt het einde van zijn levenscyclus. Op dit punt verlaat de ster de hoofdreeks.

Sterren met een massa kleiner dan 1/4de zonsmassa storten direct ineen tot een witte dwerg. Witte dwergen hebben geen kernfusie meer in hun binnenste maar ze stralen wel nog steeds hitte uit. Uiteindelijk zullen witte dwergen afkoelen tot zwarte dwergen maar die zwarte dwergen zijn zuiver theoretisch. Het heelal is nog niet oud genoeg. De eerste witte dwergen zijn nog niet voldoende afgekoeld om te vervallen naar zwarte dwergen.

Van grotere sterren zullen de buitenste lagen ineenstorten totdat de temperatuur weer hoog genoeg is dat er helium kan fuseren naar koolstof. De druk van de kernfusie zal zorgen voor een druk naar buiten toe en die zorgt dat de ster gaat uitzetten en verschillende malen groter wordt dan de oorspronkelijke ster. Op deze manier ontstaat een rode reus. Deze nieuwe ster is veel lichtzwakker dan ze was als hoofdreeksster. Onze Zon zal uiteindelijk ook een rode reus worden mar dat zal nog enkele miljarden jaren duren en voor die tijd heeft ze onze Aarde al in een gloeiende sinter veranderd waar leven onmogelijk is. Over ongeveer vijf miljard jaar zal onze Zon zijn buitenste lagen wegblazen om zo een mooie planetaire nevel achter te laten. De Zon zelf zal uitdoven als een witte dwerg.

Een ster met een massa tot 10 zonsmassa verbrand binnen 100 miljoen jaar zijn brandstof en stort dan ineen tot een hele compacte witte dwerg. Nog zwaardere sterren exploderen in een supernova-explosie en spuwen de zwaardere elementen die in hun kern zijn ontstaan het heelal in. De overblijvende kern kan een neutronenster worden. Dit is een heel compact object dat in een aantal vormen kan voorkomen.

De hoge leeftijd die rode dwergen halen betekent dat de rode dwergen die kort na de Oerknal zijn ontstaan nu nog steeds bestaan. Uiteindelijk echter zullen ook deze sterren door hun brandstof heen zijn en uitdoven.

 

Eerste publicatie: 29 oktober 2017
Volledige revisie: 21 november 2018

We doen ons best om alle artikelen zonder taal-, tik- en inhoudelijke fouten te plaatsen maar ondanks alle controle zie je zelf vaak je eigen fouten niet meer. Daarom stellen we het uitermate op prijs als je een fout komt melden!
Als je een spelfout hebt gevonden selecteer dan a.u.b. de tekst en druk Ctrl+Enter. Heb je een inhoudelijke fout gevonden, schrijf dan in het commentaarveld wat er volgens jou niet correct is.
We proberen alle gemelde fouten zo snel als mogelijk te verbeteren. Omdat de meldingen anoniem zijn vindt er geen communicatie plaats met de indiener. We houden ons het recht voorbehouden om meldingen niet te verwerken.