Sterren classificeren

Leerdoelen

•Je kunt het licht van sterren analyseren met behulp van een Hertzsprung-Russell-diagram.

•Je kunt sterren classificeren op basis van hun temperatuur, totale stralingsvermogen en grootte.

Hoe sterren ontstaan en evolueren

De geboorte van een ster

Sterren, zoals onze Zon, worden geboren uit enorme wolken van gas en stof in de ruimte. Dit proces begint met gravitatiecontractie. De zwaartekracht, de dominante kracht in het heelal, zorgt ervoor dat de materie in zo'n gaswolk naar elkaar toe trekt. Als de massa dicht genoeg bij elkaar komt, valt de wolk onder zijn eigen zwaartekracht ineen, wat leidt tot de geboorte van een ster. Voordat een ster echt stabiel is en kernfusie op gang komt, noemen we het een protoster.

Zodra een ster licht begint uit te stralen, ontstaat er een stralingsdruk naar buiten. Een stabiele ster bevindt zich in een delicate balans: de stralingsdruk naar buiten is precies even groot als de zwaartekracht die de massa naar binnen trekt.

De levensloop van de zon

Onze eigen Zon is een voorbeeld van een gemiddelde ster en bevindt zich momenteel in een stabiele fase. Ze zal naar verwachting ongeveer 9 miljard jaar in deze fase blijven, waarvan we nu ongeveer halverwege zijn. Na deze periode begint de Zon geleidelijk op te warmen en zal ze over ongeveer 10 miljard jaar transformeren in een rode reus. Tijdens deze fase zwelt de Zon enorm op; haar straal wordt ongeveer 250 keer zo groot als nu. Dit betekent dat de Zon, als ze een rode reus wordt, de banen van Mercurius en Venus zal opslokken, en misschien zelfs die van de Aarde.

Na de rode reus-fase stoot de Zon haar buitenste lagen af, wat resulteert in een prachtige, expanderende wolk van gas en stof die we een planetaire nevel noemen. Wat overblijft, is een compacte, extreem dichte kern: een witte dwerg. De straal van deze witte dwerg zal ongeveer honderd keer zo klein zijn als de huidige straal van de Zon.

Evolutie van massievere sterren

Niet alle sterren eindigen als een witte dwerg. Sterren met een veel grotere massa dan de Zon hebben een andere, veel spectaculairdere levensloop. Nadat ze de hoofdreeks (de stabiele fase) verlaten, worden ze eerst een rode superreus.

Deze reuzen ondergaan vervolgens een catastrofale ineenstorting en exploderen in een fenomeen dat bekendstaat als een supernova. Dit zijn de meest krachtige explosies in het heelal, waarbij enorme hoeveelheden licht en energie vrijkomen, en zwaardere elementen worden gevormd. Het overblijfsel van zo'n supernova hangt af van de oorspronkelijke massa van de ster:

•Als de ster niet extreem zwaar was, blijft er een neutronenster over: een ongelooflijk dicht object dat bijna volledig uit neutronen bestaat.

•Als de ster echter zeer zwaar was, kan de kern van de ster inklappen tot een zwart gat. Een zwart gat heeft zo'n enorme zwaartekracht dat zelfs licht er niet aan kan ontsnappen. Alles wat te dichtbij komt, wordt opgeslokt.

Het Hertzsprung-Russell-diagram: een blik op sterren

Het Hertzsprung-Russell-diagram (vaak afgekort als HR-diagram) is een essentieel hulpmiddel in de sterrenkunde om de eigenschappen van sterren te classificeren en te begrijpen hoe ze evolueren. Je vindt dit diagram ook in Binas-tabel 33. Elk puntje in het diagram staat voor een individuele ster.

De assen van het HR-diagram

Temperatuur (x-as)

De horizontale as (x-as) van het HR-diagram geeft de effectieve temperatuur van een ster weer, uitgedrukt als het logaritme van de temperatuur (log(T_eff)). De temperatuur van een ster kun je bepalen aan de hand van het spectrum van het licht dat de ster uitstraalt.

•Hoe lager het getal op de x-as (meer naar rechts), hoe koeler de ster is.

•Hoe hoger het getal op de x-as (meer naar links), hoe heter de ster is.

Om de temperatuur uit de logaritme te halen, gebruik je de formule T=10^{\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T=\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T=1\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T=10\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T=10^{}\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{T=10^{}\left(log(T_{e}ff\right)).}T=10^{}T=10^{}\left(lg(T_{e}ff\right)).T=10^{}\left(log(T_{e}ff\right)).T=10^{}log(T_{e}ff)).

•Voorbeeld 1: Sirius Sirius is een heldere ster met een log(T_eff) van ongeveer 4. Dit betekent dat de effectieve temperatuur van Sirius 10⁴ Kelvin is.

•Voorbeeld 2: De Zon De Zon heeft een log(T_eff) van ongeveer 3,77. De temperatuur van de Zon is dus 10^3,77 K, wat neerkomt op ongeveer 5,89 × 10³ K (of 5890 K).

Lichtsterkte (y-as)

De verticale as (y-as) toont het logaritme van de relatieve lichtsterkte van een ster log(\frac{L}{L_{zon}})log(\frac{L}{L_{zon}})log(\frac{L}{L_{zo}})log(\frac{L}{L_{z}})log(\frac{L}{L})log(\frac{L}{\placeholder{}})log(L)log(L/)log(L/L)log(L/L_{})log(L/L_{z})log(L/L_{z}o). Dit geeft aan hoe fel een ster is in vergelijking met de Zon. De lichtsterkte kan worden bepaald met behulp van de afstand tot de ster en de ontvangen intensiteit.

•Hoe lager het getal op de y-as, hoe minder licht de ster uitstraalt.

•Hoe hoger het getal op de y-as, hoe meer licht de ster uitstraalt.

Om de werkelijke relatieve lichtsterkte te vinden, gebruik je de formule \frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{L_{zon}})}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{L_{zon}}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{L_{zo}}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{L_{z}}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{L}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(\frac{L}{\placeholder{}}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/L))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/L_{}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/L_{z}))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/L_{z}o))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{log(L/L_{z}on))}\frac{L}{L_{zon}}=10^{}\frac{L}{L_{zon}}=10^{l}\frac{L}{L_{zon}}=10^{}\frac{L}{L_{zon}}=10^{\left(\right)}\frac{L}{L_{zon}}=10^{}\frac{L}{L_{zon}}=10^{(}\frac{L}{L_{zon}}=10^{(}log(L/L_{z}on))\frac{L}{L_{zo}}=10^{(}log(L/L_{z}on))\frac{L}{L_{z}}=10^{(}log(L/L_{z}on))\frac{L}{L}=10^{(}log(L/L_{z}on))\frac{L}{\placeholder{}}=10^{(}log(L/L_{z}on))L=10^{(}log(L/L_{z}on))=10^{(}log(L/L_{z}on))1=10^{(}log(L/L_{z}on))\frac{1}{\placeholder{}}=10^{(}log(L/L_{z}on))=10^{(}log(L/L_{z}on))L=10^{(}log(L/L_{z}on))L/=10^{(}log(L/L_{z}on))L/L=10^{(}log(L/L_{z}on))L/L_{}=10^{(}log(L/L_{z}on))L/L_{z}=10^{(}log(L/L_{z}on))L/L_{z}o=10^{(}log(L/L_{z}on)).

•Voorbeeld 1: Sirius Sirius heeft eenlog(\frac{L}{L_{zon}})log(\frac{L}{L_{zon}})log(\frac{L}{L_{zo}})log(\frac{L}{L_{z}})log(\frac{L}{L})log(\frac{L}{\placeholder{}})log(L)log(L/)log(L/L)log(L/L_{})log(L/L_{z})log(L/L_{z}o) van ongeveer 1,4. Dit betekent dat de lichtsterkte van Sirius 10^1,4 keer de lichtsterkte van de Zon is. Dit is ongeveer 25 keer de lichtsterkte van de Zon, wat Sirius een zeer felle ster maakt.

•Voorbeeld 2: De Zon Voor de Zon geldt dat haar relatieve lichtsterkte ten opzichte van zichzelf natuurlijk 1 is. Het logaritme van 1 is 0. Daarom zit de Zon op de y-as bij 0.

Straal (diagonaal)

Naast de temperatuur en lichtsterkte geeft het HR-diagram ook informatie over de straal (oftewel de grootte) van een ster. Dit wordt weergegeven door schuine, gestippelde lijnen die diagonaal door het diagram lopen.

•Sterren rechtsboven in het diagram hebben een grotere straal.

•Sterren linksonder hebben een kleinere straal.

De Zon bevindt zich op de stippellijn die overeenkomt met 1 keer de straal van de Zon (1 R_zon), wat logisch is. De ster Deneb, bijvoorbeeld, bevindt zich op een stippellijn die bijna overeenkomt met 100 keer de straal van de Zon (99 R_zon). De temperatuur, lichtsterkte en straal van een ster zijn dus nauw met elkaar verbonden en allemaal af te lezen uit dit diagram.

Wat vertelt het HR-diagram ons nog meer?

De hoofdreeks

De meeste sterren (ongeveer 90%) bevinden zich op de zogenaamde hoofdreeks, die in het HR-diagram vaak als een brede, groene band van linksboven naar rechtsonder loopt.

Een ster bevindt zich op de hoofdreeks wanneer deze stabiel is en in haar kern waterstof fuseert tot helium. In deze fase is de naar binnen gerichte gravitatiedruk precies in evenwicht met de naar buiten gerichte fotondruk (de stralingsdruk veroorzaakt door de vrijkomende energie).

Rode reuzen

Tegen het einde van hun leven verlaten bijna alle sterren de hoofdreeks en transformeren ze in rode reuzen. Dit gebeurt wanneer het waterstof in de kern van de ster opraakt. De ster stort dan tijdelijk in elkaar, waardoor de druk en temperatuur in de kern enorm stijgen. Hierdoor kan helium beginnen te fuseren tot zwaardere elementen, waarbij veel energie vrijkomt. Deze extra energie veroorzaakt een enorme uitzetting van de ster, en omdat ze zo groot wordt, daalt de oppervlaktetemperatuur. Rode reuzen zijn daarom te vinden in de rechterbovenhoek van het HR-diagram: ze hebben een lagere temperatuur (roodachtige kleur), een zeer grote lichtsterkte (door hun enorme oppervlak) en uiteraard een zeer grote straal.

Witte dwergen

Witte dwergen zijn de kleine, hete overblijfselen van sterren die hun buitenste lagen hebben afgestoten. Ze zijn extreem dicht, klein en stralen nog veel warmte uit van hun compacte kern. Omdat ze klein en heet zijn, vind je witte dwergen linksonder in het HR-diagram.

Boven in het HR-diagram zie je soms ook letters staan (O, B, A, F, G, K, M). Dit zijn spectrale klassen die sterrenkundigen gebruiken om sterren verder te classificeren op basis van hun temperatuur en spectrum. Voor nu hoef je hierover geen details te kennen, maar het is goed om te weten dat ze een functie hebben.

Rekenvoorbeelden met het HR-diagram

Laten we eens kijken hoe je het HR-diagram kunt gebruiken voor berekeningen.

Voorbeeld 1: Orde van grootte van de straal van een witte dwerg Stel, de Zon wordt een witte dwerg. Wat is dan de orde van grootte van haar straal?

1.Uit het HR-diagram kunnen we aflezen dat de straal van een witte dwerg ongeveer 0,01 keer de straal van de Zon (R_zon) is.

2.De huidige straal van de Zon is ongeveer 6,96 × 10⁸ meter.

3.De straal van de witte dwerg zou dan zijn: 0,01 × (6,96 × 10⁸ m) = 6,96 × 10⁶ m.

4.De orde van grootte is altijd een macht van tien. Omdat 6,96 dichter bij 10 ligt dan bij 1, ronden we 6,96 × 10⁶ af naar 10 × 10⁶, wat 10⁷ is. De orde van grootte van de straal van de Zon als witte dwerg is dus 10⁷ meter.

Voorbeeld 2: Kan een ster met een bepaalde temperatuur een witte dwerg zijn? Kan een ster met een effectieve temperatuur van 3 × 10⁴ Kelvin een witte dwerg zijn?

1.Bereken het logaritme van de effectieve temperatuur: log(3 × 10⁴ K) = 4,477...

2.In het HR-diagram wordt dit afgerond naar 4,5 op de x-as.

3.Als je bij log(T_eff) = 4,5 op de x-as kijkt, zie je dat er in deze regio inderdaad witte dwergen voorkomen. Dus ja, een ster met deze effectieve temperatuur kan een witte dwerg zijn.

Verschillende soorten dwergen

Aan het begin van dit artikel stelden we de vraag: wat is het verschil tussen een bruine, een rode, een witte en een zwarte dwerg vanuit een sterrenkundig perspectief? Nu kunnen we het antwoord geven:

•Een bruine dwerg is eigenlijk net geen ster. Hij heeft niet voldoende massa om in zijn kern kernfusie (zoals waterstoffusie) op te wekken en straalt daarom nauwelijks licht uit.

•Een rode dwerg is een 'mini-ster'. Hij is veel kleiner, lichter, koeler en minder fel dan de Zon. Rode dwergen behoren wel tot de hoofdreeks.

•Een witte dwerg is het hete, dichte overblijfsel van de kern van een ster (zoals onze Zon) nadat deze haar buitenste lagen heeft afgestoten. Witte dwergen stralen nog licht uit doordat ze langzaam afkoelen.

•Een zwarte dwerg is een hypothetische, volledig afgekoelde witte dwerg die geen licht of warmte meer uitstraalt. Men neemt aan dat het universum nog niet oud genoeg is voor zwarte dwergen om te zijn gevormd, dus het bestaan ervan is nog niet bevestigd.