Sterren

Wat zijn hoofdreekssterren?

De meeste sterren zijn hoofdreekssterren. Het zijn sterren die in hun kernen waterstof omzetten naar helium. Ook onze Zon is een hoofdreeksster.

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 zetten in hun kernen door middel van kernfusie waterstof om in helium. Ongeveer 90% van alle sterren in het heelal, inclusief onze Zon, zijn hoofdreekssterren. Deze sterren kunnen in massa variëren van ongeveer 1/10de zonsmassa tot wel 20 zonsmassa’s.

Sterren beginnen hun leven als wolken van gas en stof. De zwaartekracht trekt deze wolken samen. Een kleine protoster ontstaat en die wordt aangedreven door het instortende materiaal. Protosterren ontstaan vaak in dicht opeengepakte gaswolken en kunnen lastig te detecteren zijn.

De natuur maakt geen sterren in afzondering. Ze ontstaan in groepen, uit geboortewolken die instorten onder hun eigen zwaartekracht.

Kleinere objecten, met minder dan 0,08 zonsmassa, kunnen het stadium van kernfusie in hun kern niet bereiken. In plaats daarvan worden ze bruine dwergen, sterren die nooit ontbranden. Maar als het object voldoende massa heeft worden het ineenstortende gas en stof heter en bereikt het uiteindelijk temperaturen die hoog genoeg zijn om waterstof te fuseren tot helium. De ster gaat aan en wordt een hoofdreeksster, aangedreven door waterstoffusie. Fusie produceert een buitenwaartse druk die in evenwicht is met de binnenwaartse druk veroorzaakt door de zwaartekracht. Hierdoor wordt de ster gestabiliseerd.

Hoe lang een hoofdreeksster leeft hangt af van hoe zwaar hij is. Een ster met een grote massa heeft dan wel meer materiaal maar zal dit ook veel sneller verbruiken. Dit komt door de hogere temperaturen in de kern die worden veroorzaakt door de veel grotere zwaartekracht. Terwijl de Zon ongeveer 10 miljard jaar op de hoofdreeks zal doorbrengen zal een ster die 10 keer zo zwaar is slechts 20 miljoen jaar blijven bestaan. Een rode dwerg, die half zo zwaar is als de Zon, kan 80 tot 100 miljard jaar meegaan, wat veel langer is dan de leeftijd van het heelal die 13,8 miljard jaar bedraagt. Deze lange levensduur is een van de redenen waarom rode dwergen worden beschouwd als goede bronnen voor planeten die leven kunnen herbergen.

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

Helder schijnende ster

Meer dan 2000 jaar geleden maakte de Griekse astronoom Hipparchus de allereerste catalogus van sterren. Die catalogus was op basis van hun helderheid. Hipparchus keek naar de sterren aan de hemel en classificeerde ze op basis van hoe helder ze lijken. De helderste sterren waren “magnitude 1”, de volgende helderste waren “magnitude 2”, enz. tot “magnitude 6”, dit waren de zwakste sterren die hij kon zien. Moderne instrumenten kunnen betere metingen doen van de helderheid waardoor ze nauwkeuriger zijn.

In het begin van de 20ste eeuw realiseerden astronomen zich dat de massa van een ster verband houdt met zijn lichtkracht, ofwel hoeveel licht een ster produceert. Deze beide zijn gerelateerd aan de temperatuur van de ster. Sterren die 10 keer zo zwaar zijn als de Zon schijnen meer dan duizend keer zo helder.

De massa en helderheid van een ster hebben ook te maken met de kleur ervan. Zware sterren zijn heter en blauwer terwijl minder zware sterren koeler zijn en een roodachtig uiterlijk hebben. De Zon valt er ergens tussenin waardoor die een meer gelig uiterlijk heeft.

De oppervlaktetemperatuur van een ster bepaalt de kleur van het licht dat hij uitstraalt. Blauwe sterren zijn heter dan gele sterren die weer heter zijn dan rode sterren.

Dit inzicht leidde tot het ontstaan van een grafiek die bekend is geworden als het Hertzsprung-Russell (H-R)-diagram. Dit is een grafiek van sterren op basis van hun helderheid en kleur (die op zijn beurt de temperatuur weergeeft). De meeste sterren liggen op een lijn die bekend staat als de “hoofdreeks”, die loopt van linksboven (waar hete sterren helderder zijn) naar rechtsonder (waar koele sterren meestal zwakker zijn).

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

Wanneer sterren uitgaan

Uiteindelijk is een hoofdreeksster door zij voorraad waterstof in zijn kern heen en bereikt de ster het einde van zijn levenscyclus. Op dit punt verlaat de ster de hoofdreeks.

Sterren kleiner dan een kwart van de massa van de Zon vallen direct ineen tot een witte dwerg. Witte dwergen branden niet langer door middel van fusie in hun centrum maar ze stralen nog steeds warmte uit. Uiteindelijk zouden witte dwergen moeten afkoelen tot zwarte dwergen maar die sterren zijn slechts theoretisch want het heelal is nog niet oud genoeg voor de eerste witte dwergen om voldoende af te koelen en de overgang naar zwarte dwergen te maken.

Grotere sterren merken dat hun buitenste lagen naar binnen toe instorten totdat de temperatuur hoog genoeg is om helium in koolstof om te zetten. Dan zorgt de fusiedruk voor een naar buiten gerichte stuwkracht die de ster meerdere keren groter maakt dan zijn oorspronkelijke grootte, en een rode reus vormt. De nieuwe ster is veel zwakker dan hij was als hoofdreeksster. Uiteindelijk zal de Zon een rode reus worden, maar maak je daarover nog geen zorgen want dat duurt nog wel een vijf miljard jaar.

In het proces waarbij de Zon een rode reus wordt zal de Zon de binnenplaneten Mercurius en Venus waarschijnlijk vernietigen en ook het lot van de Aarde is onzeker.

Als de oorspronkelijke ster een massa tot 10 zonsmassa had is hij binnen 100 miljoen jaar door zijn brandstof heen en stort hij in tot een superdichte witte dwerg. Nog zwaardere sterren exploderen in een gewelddadige supernova-explosie en spuwen zwaardere elementen die in hun kern zijn gemaakt het sterrenstelsel in. De resterende kern kan een neutronenster of zelfs een zwart gat vormen.

De lange levensduur van rode dwergen betekent dat zelfs degenen die kort na de Oerknal zijn ontstaan, nog steeds bestaan. Uiteindelijk zullen deze objecten met een lage massa echter door hun brandstof heen zijn. Ze zullen zwakker en koeler worden en uiteindelijk zullen de lichten uitgaan.

Eerste publicatie: 29 oktober 2017
Volledige revisie: 11 februari 2022
Bron: space.com