Sterren
Een ster is een bolvormig hemellichaam, bestaande uit lichtgevend plasma. Bij de meeste sterren is de druk en temperatuur van de inwendige gasconcentratie zo hoog dat er kernfusiereacties plaatsvinden. Daarbij worden enorme hoeveelheden energie geproduceerd die door de ster worden uitgezonden in verschillende golflengten. De belangrijkste golflengte is waarschijnlijk de spectrale band van het zichtbare licht. Ook de eindstadia van sterren, de witte dwergen en neutronensterren, waarin de kernfusie tot een einde is gekomen, worden tot de sterren gerekend. De dichtstbijzijnde ster is voor ons de Zon. Daarna volgt de ster Proxima Centauri.
Een ster bouwt in zijn binnenste een zo hoge temperatuur en druk op dat daar kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte zwaartekracht. Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor sterren waterstof omzetten in helium: de koolstof-stikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton cyclus in koelere en lichtere sterren. Daar fuseren een proton en een neutron tot een deuteriumkern. Komt daar nog een neutron bij, dan spreken we van een tritiumkern. Ten slotte spreken we van een heliumkern als er nog een proton is bijgekomen. In de Zon vinden waterstoffusies plaats. Hierbij fuseren een tritiumkern en een deuteriumkern tot een helium kern en een "snelle" neutron.
KENMERKEN
Sterren kunnen zeer verschillende massa's hebben. Er zijn sterren met een massa van slechts 1/13 van de massa van de Zon, maar ook met meer dan 100 keer de zonsmassa. De diameters kennen een nog grotere variatie. Zo hebben kleinere sterren een diameter van enkele tienduizenden km, terwijl de grootste diameters van sterren tot miljoenen km kunnen bedragen. Dit zijn de zogeheten rode reuzen. Van het grootste bekende hemellichaam VY Canis Majoris, een rode reus, wordt de diameter geschat op 2000 keer de diameter van de Zon. In ons zonnestelsel zou hij zich uitstrekken tot de baan van Saturnus.
Niet alle sterren aan de hemel lijken even helder. Dit wordt gedeeltelijk veroorzaakt doordat sterren op verschillende afstanden staan, en verre sterren minder helder lijken dan nabije. Ook als alle sterren vanaf dezelfde afstand bekeken zouden worden, zijn ze niet alle even helder. Zware sterren zijn helderder omdat ze over het algemeen harder 'branden'. Het totaal uitgezonden stralingsvermogen noemt men de lichtkracht van de ster.
De lichtkracht van sterren neemt heel snel toe bij grotere massa. De kleinste rode dwergen hebben een lichtkracht van ongeveer 1/100.000 van die van de Zon. Grote blauwe reuzen hebben soms een lichtkracht enkele honderdduizenden malen groter dan die van de Zon.
De schijnbare helderheid waarmee een ster zich aan ons voordoet is afhankelijk van de lichtkracht en de afstand van de ster. De schijnbare helderheid is een belangrijk kenmerk waarop sterren ingedeeld worden. Onder gunstige observatieomstandigheden kunnen sterren met een magnitude van 6 bijvoorbeeld nog net bij donkere hemel met het blote oog gezien worden, voor zwakkere sterren is een telescoop nodig. Dat betekent bijvoorbeeld dat een ster met de absolute helderheid van onze Zon op een afstand van 50 lichtjaar nog net met het blote oog kan worden gezien. In totaal zijn er, op beide halfronden van de Aarde tezamen, ongeveer 5000 sterren die onder gunstige omstandigheden met het blote oog kunnen worden waargenomen. Ook is van niet alle sterren de helderheid constant, sommige variëren in helderheid en worden veranderlijke ster genoemd. Soms is dat omdat de ster zelf niet stabiel is en in grootte verandert, in andere gevallen is er een donkere begeleider die af en toe voor de ster langs trekt en een deel van het licht tegenhoudt.
Spectraalklasse
Het zal sommigen met het blote oog al opvallen dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen zijn meer rood. Afhankelijk van de oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit.
De soorten spectra werden oorspronkelijk geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later bijgesteld tot de reeks O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje O, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety), waarbij de sterren uit de spectraalklasse O het heetst (en blauw) zijn, en de sterren van spectraalklasse M het koelst (en rood). De R-, N- en S-sterren zijn speciale gevallen, later is ook nog een klasse L toegevoegd. Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen. Onze Zon is van spectraalklasse G2, de ster Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1, Aldebaran (Alpha Tauri) is kouder en van type K5.
Men zou kunnen verwachten dat zware sterren een langere levensduur hebben dan lichte, maar dit is niet zo. De energieproductie van een ster neemt explosief toe met haar massa. Bijgevolg is de levensduur van een ster omgekeerd evenredig met haar grootte. De zwaarste sterren, de hyperreuzen, hebben een levensduur van hooguit enkele miljoenen jaren, Gele dwergen, waartoe de Zon behoort, bestaan ongeveer 10 miljard jaar, terwijl de lichtste sterren, de Rode dwergen, een verwachte levensduur van wel 100 miljard jaar hebben, veel meer dan de leeftijd van het heelal.
Stervorming
Stervorming is het proces waarin een wolk van gas onder invloed van zijn eigen zwaartekracht ineenstort en uiteindelijk een ster vormt. Een ster zoals de Zon ontstaat uit bepaalde soorten gaswolken, de moleculaire gaswolken. Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich, bijvoorbeeld onder invloed van een schokgolf, gaan samentrekken, en uit een dergelijke samentrekkende gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee of meer sterren. Een ster als de Zon begint zijn leven als een T Tauri ster. In een Hertzsprung-Russell diagram liggen deze rechts van de hoofdreeks, ze zijn relatief gezien lichtsterker, groter en koeler dan hoofdreekssterren. Deze sterren stralen sterk in het infrarood, en worden omringd door een schijf van stof, waaruit een planetenstelsel kan ontstaan.
De T Tauri-ster wordt geleidelijk kleiner en heter, totdat de kern een temperatuur van 10 miljoen Kelvin bereikt, en de ster op de hoofdreeks uitkomt. Het hele traject van moleculaire gaswolk tot beginnende hoofdreeksster duurt voor een ster als de zon ongeveer 35 miljoen jaar.
Het einde van lichte sterren
Een rode dwerg is een ster met een massa tussen 0,08 en 0,8 maal die van de Zon. Wat er met rode dwergen gebeurt als de brandstof op is, is niet precies bekend. Reden daarvoor is dat deze sterren langer in de hoofdreeks verblijven dan de levensduur van het heelal tot nu toe. Er is nog geen enkele rode dwerg die dit stadium bereikt heeft. Met behulp van een computermodel kan de evolutie van een rode dwerg wel worden berekend. Er wordt echter geen gedetailleerd onderzoek gedaan naar de evolutie van deze sterren, omdat geëvolueerde rode dwergen in het heelal niet voorkomen en onderzoek ernaar dus minder relevant is dan onderzoek naar late stadia van zwaardere sterren.
Het einde van sterren als de Zon
Bij sterren tussen 0,8 en 2.5 keer de massa van de Zon, begint de kern van de ster te krimpen, als er niet meer de energie van de kernfusie is om dat tegen te houden. De fusie van waterstof tot helium verplaatst zich naar een schil rond de uitgebrande heliumkern. Daarbij komt veel energie vrij, en de ster gaat feller stralen. De buitenste lagen van de ster zwellen geleidelijk op, en de ster wordt een rode reus. Voor de Zon duurt deze periode ongeveer twee miljard jaar. Aan het slot van die periode zal de ster een middellijn hebben gekregen die ongeveer zo groot is als de aardbaan. De oppervlaktetemperatuur is dan gezakt tot 2700 Kelvin (waardoor de ster een rode kleur heeft gekregen) en de ster straalt op zijn toppunt zo'n 3000 keer méér energie uit dan de Zon nu.
De contractie van de heliumkern en de expansie van de ster als geheel stoppen plotseling als in de kern de temperatuur (100 miljoen Kelvin) en dichtheid (1000 kg/cm3) groot genoeg zijn geworden om daar de omzetting van helium in koolstof mogelijk te maken. De ster komt dan weer in een rustiger periode, waarbij in nieuwe fusieprocessen koolstof en vervolgens zuurstof worden gevormd. De energie die bij deze fusiereacties vrijkomt is tien keer zo weinig als bij waterstoffusie. Maar een ster als de Zon straalt in dit stadium wel ongeveer 50-100 keer zo helder als de huidige Zon. Deze verspilling maakt dat de fase van heliumfusie in de kern tamelijk kort duurt: voor de Zon ongeveer 100 miljoen jaar. Daarna is de helium in de kern opgebruikt.
De heliumfusie verplaatst zich nu naar buiten, naar een schil rond de kern. Ook komt in een schil nog verder naar buiten opnieuw waterstof'verbranding' op gang.
Het resultaat is dat de ster weer terugkeert naar de regio van de rode reuzen, en wel naar een gebied (de zogeheten AGB-tak = Asymptotic Giant Branch) waar de ster nog wat groter, helderder en heter wordt dan de vorige keer. Dit is echter een chaotisch proces. Doordat heliumverbranding sterk temperatuursafhankelijk is gaat de ster pulseren, en uiteindelijk is de ster zo instabiel dat de buitenste lagen volledig weggeblazen worden. Deze vormen een planetaire nevel. De kern die overblijft is aanvankelijk zeer heet. Langzaam krimpt hij en koelt af. Wat overblijft is een witte dwerg, waarbij het uitsluitingsprincipe van Pauli er voor zorgt dat de ster niet verder ineenschrompelt. Pas als de elektronen verdwijnen door omgekeerd betaverval en er alleen nog neutronen overblijven kan de ster nog verder in grootte afnemen. Een witte dwerg verandert langzaam in een zwarte dwerg. Een witte dwerg bestaat voor het overgrote deel uit koolstof, en men zou deze als een enorme diamant kunnen beschouwen, ware het niet dat witte dwergen uit ontaarde materie bestaan, waarbij geen enkele sprake meer kan zijn van een kristalstructuur zoals in een diamant. Sommige witte dwergen hebben een massa die dicht in de buurt zit van de Chandrasekhar-limiet en als de ster een begeleidende ster heeft is het mogelijk dat de witte dwerg massa gaat overnemen van zijn dubbelpartner. Als de limiet van Chandrasekhar daarbij wordt overschreden, dan kan de witte dwerg exploderen tot een type 1a supernova. Omdat de explosie altijd bij dezelfde massa plaatsvindt lijken deze type 1a-explosies veel op elkaar en kunnen ze als een standaardkaars gebruikt worden om intergalactische afstanden te schatten.
Het einde van zware sterren
Bij sterren zwaarder dan circa 2.5 zonsmassa's is de vorming van koolstof en zuurstof niet het einde. Terwijl de kern steeds compacter en heter wordt, worden er bij fusiereacties steeds zwaardere elementen gevormd. Na de heliumverbranding zijn nog vier stadia te onderscheiden: namelijk koolstof-, neon-, zuurstof- en siliciumverbranding. Het eindproduct van de siliciumverbranding is ijzer en nikkel. Onderstaande tabel geeft enige kenmerkende reacties in ieder stadium en vermeldt ook hoe lang die fase duurt voor een ster van 25 zonsmassa's.
fase
duur van de fase(*)
nieuw
gevormde
atoomkernen
kenmerkende kernreacties
temperatuur (K)
vrijkomende
energie (J/kg) waterstof-
verbranding 6.000.000 jaar 4He, 14N 41H+ → 4He2+ + 2e+ + 2ν
(netto reactie; er zijn diverse mechanismen) 15-40 mln 64,0×1013 helium-
verbranding 1.000.000 jaar 12C, 16O, 22Ne 4He + 4He → 8Be
direct gevolgd door
8Be + 4He → 12C 170-200 mln 5,0×1013 12C + 4He → 16O 180-300 mln 4,3×1013 koolstof-
verbranding 400 jaar 20Ne, 24Mg, 16O, 23Na, 25Mg, 26Mg 12C + 12C → 20Ne + 4He,
gevolgd door
16O + 4He → 20Ne 750-1400 mln 2,3×1013 neon-
verbranding 1 jaar 16O, 24Mg, 28Si, 27Al, 29Si 20Ne + 20Ne → 24Mg + 16O;
20Ne → 16O + 4He,
gevolgd door
24Mg + 4He → 28Si 1,4-1,7 mld 1×1013 zuurstof-
verbranding 8 maanden 28Si, 32S, 34S, 40Ca 16O + 16O → 28Si + 4He,
gevolgd door
24Mg + 4He → 28Si,
of 28Si + 4He → 32S,
of 32S + 4He → 36Ar,
of 36Ar + 4He → 40Ca 1,8-2,8 mld 5×1013 silicium-
verbranding 4 dagen 56Ni, 54Fe, 58Ni, 56Fe 28Si + 28Si → 56Ni
(vervalt via 56Co tot 56Fe)
28Si + 28Si → 54Fe + 21H
28Si + 32S → 58Ni + 21H 2,8-4,1 mld 3×1013
Gedurende de periode van koolstof- tot siliciumverbranding is de ster een blauwe superreus of een rode superreus. Het is niet geheel duidelijk in welke fase de ster wat is, en of er al dan niet wordt 'teruggegaan' in het Hertzsprung-Russell diagram. Dit vormen van steeds zwaardere elementen houdt echter op bij ijzer: bij elementen zwaarder dan ijzer, levert kernfusie geen energie meer op, maar kost het juist energie. Op het moment dat dit gebeurt, implodeert de sterkern vrijwel meteen. Hierbij komen vele neutrino's vrij, die samen met een schokgolf zorgen voor een enorme explosie in de buitenste lagen, die wij zien als een van de meest extreme gebeurtenissen die zich in het heelal voordoen: een supernova.
In de overblijvende kern worden gedurende de supernova de elektronen de atoomkernen ingeduwd, waar ze samensmelten met protonen tot neutronen. Het einde van een zware ster is een zeer klein en zwaar object: een neutronenster.
Bij nog zwaardere sterren, zwaarder dan 50 zonsmassa's, gaat het nog anders. Deze sterren liggen vanwege hun snelle verbranding slechts kort op de hoofdreeks, maar als ze vervolgens tot blauwe superreuzen uitgroeien, wordt hun lichtkracht zo sterk dat de ster zichzelf niet meer bij elkaar kan houden. De lichtkracht vormt een naar buiten drukkende druk, die op een zeker punt zo groot wordt dat de buitenlagen van de ster feitelijk niet meer aangetrokken worden - de naar binnen gerichte zwaartekracht wordt opgeheven door de naar buiten gericht lichtdruk. Deze sterren, Lichtsterke Blauwe Variabelen verliezen daardoor in hoog tempo massa, om nog onbekende redenen vaak in relatief korte, heftige perioden van uitbarsting. In de latere fasen kan de ster tot een Wolf-Rayetster worden.
Een ander verschil is dat vanaf een bepaalde massa de kern zelfs niet als een neutronenster bewaard blijft. De implosie is dan onherroepelijk, en een zwart gat ontstaat. Hoe een dergelijke hypernova in zijn werk gaat, is nog niet goed bekend. Het is zelfs onduidelijk of er hier ook een schokgolf en bijbehorende explosie ontstaat, of dat de ster simpelweg implodeert. Men vermoedt wel dat gammaflitsen bij dergelijke hypernova's ontstaan.
STERRENTYPES
Als de lichtkracht en het spectraaltype van de sterren tegen elkaar in een grafiek uitgezet worden, ontstaat het Hertzsprung-Russell diagram, waarin een duidelijk patroon te herkennen is. Er tekent zich een band af waarin hete sterren meer licht geven dan koude sterren. Dit wordt de hoofdreeks genoemd en hierin staan alle sterren die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof naar helium. Rode reuzen en witte dwergen vallen buiten de hoofdreeks, omdat zij op een andere manier hun energie opwekken.
Van de sterren van ons melkwegstelsel behoort ongeveer 65% tot de lichtzwakke rode dwergen, 15% tot de witte dwergen, die hun "actieve leven" al achter de rug hebben, 15% tot sterren van het type van onze Zon (ca. 0,5 tot 1,5 zonsmassa) en 5% tot de diverse typen van reuzensterren en subreuzensterren. De werkelijk gigantische sterren vormen maar een heel kleine minderheid. Vanwege hun grote lichtkracht zijn ze echter goed vertegenwoordigd onder de sterren die met het blote oog zichtbaar zijn.
Populatie I, II en III
Toen de astronomen in de eerste helft van de 20e eeuw enig inzicht begonnen te krijgen in de structuur van ons melkwegstelsel, ontdekten ze dat er zich rondom de galactische schijf een halo van bolvormige sterrenhopen bevindt. Uit spectraalanalytisch onderzoek bleek dat deze sterren in chemisch opzicht zeer verschillend waren van de sterren van de schijf: hun gehalte aan "metalen" (dat wil zeggen elementen zwaarder dan waterstof en helium) bleek enkele tientallen malen lager te zijn.
Sterren van populatie I, II en III zijn drie verschillende typen van sterren, waarvan het eerste domineert in de schijf van de Melkweg en het tweede in het centrale deel van de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen in de halo rondom de Melkweg, terwijl het derde type kort na de oerknal heeft bestaan.
Om de twee soorten sterren van elkaar te onderscheiden, gaven de astronomen aan het type sterren in de schijf de benaming Populatie I en aan die van de bolvormige sterhopen de benaming Populatie II. Ook de sterren van het galactische centrum bleken grotendeels tot Populatie II te behoren.
Hoogstwaarschijnlijk dateren de sterren van Populatie II uit de beginfase van ons melkwegstelsel, toen het interstellair gas nog niet door supernova's verrijkt was met "metalen". Dat verklaart ook waarom deze sterrenhopen zich in een halo rondom de schijf bevinden. Het melkwegstelsel is als een min of meer bolvormige gashoop begonnen. Allereerst vormden zich de bolvormige sterrenhopen met hun populatie-II-sterren, vervolgens kromp de bol verder in, waarbij deze inkrimping echter in het voornaamste rotatievlak veel geringer was dan loodrecht daarop, zodat er een schijfvormige structuur ontstond. Vervolgens ontwikkelden zich binnen die schijf de populatie-I-sterren, uit gas dat door de populatie-II-sterren al met "metalen" was aangerijkt.
In 2005 ontdekte een groep onderzoekers van het Goddard Space Flight Center van de NASA te Greenbelt spectraallijnen met een extreem hoge roodverschuiving, die waarschijnlijk afkomstig zijn van sterren die in de eerste paar honderdmiljoen jaar na de oerknal gevormd zijn. Dit was de eerste aanwijzing voor het bestaan van een type sterren met gigantische lichtkracht, in de orde van miljoenen malen die van de Zon, waarvan astronomen het bestaan reeds hadden vermoed.
Met computermodellen hebben geleerden het aerodynamische karakter van interstellaire gaswolken doorgerekend. Het blijkt dan dat dit in wolken zonder "metalen" beduidend anders is dan in wolken die wel over een geringe hoeveelheid elementen zwaarder dan waterstof of helium beschikken. Terwijl bij wolken met stofdeeltjes de grote meerderheid van de gevormde sterren tussen 0,1 en 10 zonnemassa zwaar is, blijkt dat er zich in een "metaalloze" wolk slechts sterren van 100 zonnemassa's en meer vormen. Deze sterren hebben een buitengewone lichtkracht gedurende hun zeer korte levensduur (van enkele honderdduizenden jaren). De sterren van dit type zouden populatie-III-sterren kunnen worden genoemd. Vanwege hun grote massa en lichtkracht moeten ze veel geleken hebben op Wolf-Rayetsterren, die door hun krachtige zonnewind veel materie uitstoten.
Namen
Veel heldere sterren hebben namen, die meestal uit het Arabisch afkomstig zijn. De oorzaak hiervan is dat de Arabieren veel eerder dan de westerse wereld op een serieuze manier de astronomie bedreven. Een stimulans hiervoor was dat het in de islam belangrijk is om het begin en eind van de Ramadan precies te bepalen. Hiervoor zijn nauwkeurige astronomische waarnemingen nodig. De Arabieren vervaardigden al in de middeleeuwen lijsten en hemelkaarten met daarop de Arabische namen voor de zichtbare heldere sterren. Toen in Europa de belangstelling voor de wetenschap weer opbloeide, werd dit 'voortrekkerswerk', inclusief sternamen, door de Europeanen overgenomen.
Een alternatief voor de naamgeving is in 1603 ontwikkeld door Johannes Bayer. Hij was degene die de huidige indeling in sterrenbeelden opzette, en per sterrenbeeld de sterren benoemde volgens de letters van het Griekse alfabet. Dit gebeurt volgens afnemende sterkte, de helderste ster van bijvoorbeeld het sterrenbeeld Stier (Taurus) heet dan Alpha Tauri (naast Aldebaran), de tweede ster Beta Tauri (naast Al Nath) en zo voorts. Omdat de helderheid indertijd niet absoluut gemeten kon worden, en omdat de helderheid ook wel eens varieert is de volgorde overigens niet exact. Omdat de 24 letters van het Griekse alfabet al gauw niet voldoende bleken introduceerde John Flamsteed een aanvullend systeem met nummers, zo heet de ster Atlas in Taurus 27 Tauri. Daarna zijn in de 19e en 20e eeuw verschillende stercatalogi opgesteld die allemaal ook een eigen nummersysteem hanteren, deze nummersystemen zijn bij het grote publiek niet gangbaar, behalve als een ster die niet onder een ander systeem valt, in het nieuws komt, bijvoorbeeld als er een planeet bij ontdekt wordt. Voorbeelden hiervan zijn GQ Lupi en HD69830.
klasse
temperatuur
kenmerken W 30 000 - 60 000 K Wolf-Rayet ster, geen helium-absorptielijnen, wel koolstof of stikstof O 30 000 - 50 000 K absorptielijnen van geïoniseerd Helium B 10 500 - 28 000 K absorptielijnen van neutraal Helium A 7500 - 10 000 K sterke absorptielijnen van Waterstof F 6100 - 7400 K G 5000 - 6050 K K 3550 - 4900 K veel absorptielijnen, ook van CH en CN moleculen M 2500 - 3500 K absorptiebanden van TiO, "rode dwergen" R als G en K absorptiebanden van moleculaire koolstof N sterke absorptie van koolstof en koolstofverbindingen S als M absorptiebanden van zirkoonoxide L koeler dan M variatie in absorptiespectra, "bruine dwergen" kleuren slechts ter indicatie
Een ster bouwt in zijn binnenste een zo hoge temperatuur en druk op dat daar kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte zwaartekracht. Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor sterren waterstof omzetten in helium: de koolstof-stikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton cyclus in koelere en lichtere sterren. Daar fuseren een proton en een neutron tot een deuteriumkern. Komt daar nog een neutron bij, dan spreken we van een tritiumkern. Ten slotte spreken we van een heliumkern als er nog een proton is bijgekomen. In de Zon vinden waterstoffusies plaats. Hierbij fuseren een tritiumkern en een deuteriumkern tot een helium kern en een "snelle" neutron.
Niet alle sterren aan de hemel lijken even helder. Dit wordt gedeeltelijk veroorzaakt doordat sterren op verschillende afstanden staan, en verre sterren minder helder lijken dan nabije. Ook als alle sterren vanaf dezelfde afstand bekeken zouden worden, zijn ze niet alle even helder. Zware sterren zijn helderder omdat ze over het algemeen harder 'branden'. Het totaal uitgezonden stralingsvermogen noemt men de lichtkracht van de ster.
De lichtkracht van sterren neemt heel snel toe bij grotere massa. De kleinste rode dwergen hebben een lichtkracht van ongeveer 1/100.000 van die van de Zon. Grote blauwe reuzen hebben soms een lichtkracht enkele honderdduizenden malen groter dan die van de Zon.
De schijnbare helderheid waarmee een ster zich aan ons voordoet is afhankelijk van de lichtkracht en de afstand van de ster. De schijnbare helderheid is een belangrijk kenmerk waarop sterren ingedeeld worden. Onder gunstige observatieomstandigheden kunnen sterren met een magnitude van 6 bijvoorbeeld nog net bij donkere hemel met het blote oog gezien worden, voor zwakkere sterren is een telescoop nodig. Dat betekent bijvoorbeeld dat een ster met de absolute helderheid van onze Zon op een afstand van 50 lichtjaar nog net met het blote oog kan worden gezien. In totaal zijn er, op beide halfronden van de Aarde tezamen, ongeveer 5000 sterren die onder gunstige omstandigheden met het blote oog kunnen worden waargenomen. Ook is van niet alle sterren de helderheid constant, sommige variëren in helderheid en worden veranderlijke ster genoemd. Soms is dat omdat de ster zelf niet stabiel is en in grootte verandert, in andere gevallen is er een donkere begeleider die af en toe voor de ster langs trekt en een deel van het licht tegenhoudt.
Spectraalklasse
Het zal sommigen met het blote oog al opvallen dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen zijn meer rood. Afhankelijk van de oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit.
De soorten spectra werden oorspronkelijk geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later bijgesteld tot de reeks O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje O, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety), waarbij de sterren uit de spectraalklasse O het heetst (en blauw) zijn, en de sterren van spectraalklasse M het koelst (en rood). De R-, N- en S-sterren zijn speciale gevallen, later is ook nog een klasse L toegevoegd. Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen. Onze Zon is van spectraalklasse G2, de ster Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1, Aldebaran (Alpha Tauri) is kouder en van type K5.
Men zou kunnen verwachten dat zware sterren een langere levensduur hebben dan lichte, maar dit is niet zo. De energieproductie van een ster neemt explosief toe met haar massa. Bijgevolg is de levensduur van een ster omgekeerd evenredig met haar grootte. De zwaarste sterren, de hyperreuzen, hebben een levensduur van hooguit enkele miljoenen jaren, Gele dwergen, waartoe de Zon behoort, bestaan ongeveer 10 miljard jaar, terwijl de lichtste sterren, de Rode dwergen, een verwachte levensduur van wel 100 miljard jaar hebben, veel meer dan de leeftijd van het heelal.
Stervorming
Stervorming is het proces waarin een wolk van gas onder invloed van zijn eigen zwaartekracht ineenstort en uiteindelijk een ster vormt. Een ster zoals de Zon ontstaat uit bepaalde soorten gaswolken, de moleculaire gaswolken. Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich, bijvoorbeeld onder invloed van een schokgolf, gaan samentrekken, en uit een dergelijke samentrekkende gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee of meer sterren. Een ster als de Zon begint zijn leven als een T Tauri ster. In een Hertzsprung-Russell diagram liggen deze rechts van de hoofdreeks, ze zijn relatief gezien lichtsterker, groter en koeler dan hoofdreekssterren. Deze sterren stralen sterk in het infrarood, en worden omringd door een schijf van stof, waaruit een planetenstelsel kan ontstaan.
De T Tauri-ster wordt geleidelijk kleiner en heter, totdat de kern een temperatuur van 10 miljoen Kelvin bereikt, en de ster op de hoofdreeks uitkomt. Het hele traject van moleculaire gaswolk tot beginnende hoofdreeksster duurt voor een ster als de zon ongeveer 35 miljoen jaar.
Het einde van lichte sterren
Een rode dwerg is een ster met een massa tussen 0,08 en 0,8 maal die van de Zon. Wat er met rode dwergen gebeurt als de brandstof op is, is niet precies bekend. Reden daarvoor is dat deze sterren langer in de hoofdreeks verblijven dan de levensduur van het heelal tot nu toe. Er is nog geen enkele rode dwerg die dit stadium bereikt heeft. Met behulp van een computermodel kan de evolutie van een rode dwerg wel worden berekend. Er wordt echter geen gedetailleerd onderzoek gedaan naar de evolutie van deze sterren, omdat geëvolueerde rode dwergen in het heelal niet voorkomen en onderzoek ernaar dus minder relevant is dan onderzoek naar late stadia van zwaardere sterren.
Het einde van sterren als de Zon
Bij sterren tussen 0,8 en 2.5 keer de massa van de Zon, begint de kern van de ster te krimpen, als er niet meer de energie van de kernfusie is om dat tegen te houden. De fusie van waterstof tot helium verplaatst zich naar een schil rond de uitgebrande heliumkern. Daarbij komt veel energie vrij, en de ster gaat feller stralen. De buitenste lagen van de ster zwellen geleidelijk op, en de ster wordt een rode reus. Voor de Zon duurt deze periode ongeveer twee miljard jaar. Aan het slot van die periode zal de ster een middellijn hebben gekregen die ongeveer zo groot is als de aardbaan. De oppervlaktetemperatuur is dan gezakt tot 2700 Kelvin (waardoor de ster een rode kleur heeft gekregen) en de ster straalt op zijn toppunt zo'n 3000 keer méér energie uit dan de Zon nu.
De contractie van de heliumkern en de expansie van de ster als geheel stoppen plotseling als in de kern de temperatuur (100 miljoen Kelvin) en dichtheid (1000 kg/cm3) groot genoeg zijn geworden om daar de omzetting van helium in koolstof mogelijk te maken. De ster komt dan weer in een rustiger periode, waarbij in nieuwe fusieprocessen koolstof en vervolgens zuurstof worden gevormd. De energie die bij deze fusiereacties vrijkomt is tien keer zo weinig als bij waterstoffusie. Maar een ster als de Zon straalt in dit stadium wel ongeveer 50-100 keer zo helder als de huidige Zon. Deze verspilling maakt dat de fase van heliumfusie in de kern tamelijk kort duurt: voor de Zon ongeveer 100 miljoen jaar. Daarna is de helium in de kern opgebruikt.
De heliumfusie verplaatst zich nu naar buiten, naar een schil rond de kern. Ook komt in een schil nog verder naar buiten opnieuw waterstof'verbranding' op gang.
Het resultaat is dat de ster weer terugkeert naar de regio van de rode reuzen, en wel naar een gebied (de zogeheten AGB-tak = Asymptotic Giant Branch) waar de ster nog wat groter, helderder en heter wordt dan de vorige keer. Dit is echter een chaotisch proces. Doordat heliumverbranding sterk temperatuursafhankelijk is gaat de ster pulseren, en uiteindelijk is de ster zo instabiel dat de buitenste lagen volledig weggeblazen worden. Deze vormen een planetaire nevel. De kern die overblijft is aanvankelijk zeer heet. Langzaam krimpt hij en koelt af. Wat overblijft is een witte dwerg, waarbij het uitsluitingsprincipe van Pauli er voor zorgt dat de ster niet verder ineenschrompelt. Pas als de elektronen verdwijnen door omgekeerd betaverval en er alleen nog neutronen overblijven kan de ster nog verder in grootte afnemen. Een witte dwerg verandert langzaam in een zwarte dwerg. Een witte dwerg bestaat voor het overgrote deel uit koolstof, en men zou deze als een enorme diamant kunnen beschouwen, ware het niet dat witte dwergen uit ontaarde materie bestaan, waarbij geen enkele sprake meer kan zijn van een kristalstructuur zoals in een diamant. Sommige witte dwergen hebben een massa die dicht in de buurt zit van de Chandrasekhar-limiet en als de ster een begeleidende ster heeft is het mogelijk dat de witte dwerg massa gaat overnemen van zijn dubbelpartner. Als de limiet van Chandrasekhar daarbij wordt overschreden, dan kan de witte dwerg exploderen tot een type 1a supernova. Omdat de explosie altijd bij dezelfde massa plaatsvindt lijken deze type 1a-explosies veel op elkaar en kunnen ze als een standaardkaars gebruikt worden om intergalactische afstanden te schatten.
Het einde van zware sterren
Bij sterren zwaarder dan circa 2.5 zonsmassa's is de vorming van koolstof en zuurstof niet het einde. Terwijl de kern steeds compacter en heter wordt, worden er bij fusiereacties steeds zwaardere elementen gevormd. Na de heliumverbranding zijn nog vier stadia te onderscheiden: namelijk koolstof-, neon-, zuurstof- en siliciumverbranding. Het eindproduct van de siliciumverbranding is ijzer en nikkel. Onderstaande tabel geeft enige kenmerkende reacties in ieder stadium en vermeldt ook hoe lang die fase duurt voor een ster van 25 zonsmassa's.
| fase | duur van de fase(*) | nieuw gevormde atoomkernen | kenmerkende kernreacties | temperatuur (K) | vrijkomende energie (J/kg) |
|---|---|---|---|---|---|
| waterstof- verbranding | 6.000.000 jaar | 4He, 14N | 41H+ → 4He2+ + 2e+ + 2ν (netto reactie; er zijn diverse mechanismen) | 15-40 mln | 64,0×1013 |
| helium- verbranding | 1.000.000 jaar | 12C, 16O, 22Ne | 4He + 4He → 8Be direct gevolgd door 8Be + 4He → 12C | 170-200 mln | 5,0×1013 |
| 12C + 4He → 16O | 180-300 mln | 4,3×1013 | |||
| koolstof- verbranding | 400 jaar | 20Ne, 24Mg, 16O, 23Na, 25Mg, 26Mg | 12C + 12C → 20Ne + 4He, gevolgd door 16O + 4He → 20Ne | 750-1400 mln | 2,3×1013 |
| neon- verbranding | 1 jaar | 16O, 24Mg, 28Si, 27Al, 29Si | 20Ne + 20Ne → 24Mg + 16O; 20Ne → 16O + 4He, gevolgd door 24Mg + 4He → 28Si | 1,4-1,7 mld | 1×1013 |
| zuurstof- verbranding | 8 maanden | 28Si, 32S, 34S, 40Ca | 16O + 16O → 28Si + 4He, gevolgd door 24Mg + 4He → 28Si, of 28Si + 4He → 32S, of 32S + 4He → 36Ar, of 36Ar + 4He → 40Ca | 1,8-2,8 mld | 5×1013 |
| silicium- verbranding | 4 dagen | 56Ni, 54Fe, 58Ni, 56Fe | 28Si + 28Si → 56Ni (vervalt via 56Co tot 56Fe) 28Si + 28Si → 54Fe + 21H 28Si + 32S → 58Ni + 21H | 2,8-4,1 mld | 3×1013 |
In de overblijvende kern worden gedurende de supernova de elektronen de atoomkernen ingeduwd, waar ze samensmelten met protonen tot neutronen. Het einde van een zware ster is een zeer klein en zwaar object: een neutronenster.
Bij nog zwaardere sterren, zwaarder dan 50 zonsmassa's, gaat het nog anders. Deze sterren liggen vanwege hun snelle verbranding slechts kort op de hoofdreeks, maar als ze vervolgens tot blauwe superreuzen uitgroeien, wordt hun lichtkracht zo sterk dat de ster zichzelf niet meer bij elkaar kan houden. De lichtkracht vormt een naar buiten drukkende druk, die op een zeker punt zo groot wordt dat de buitenlagen van de ster feitelijk niet meer aangetrokken worden - de naar binnen gerichte zwaartekracht wordt opgeheven door de naar buiten gericht lichtdruk. Deze sterren, Lichtsterke Blauwe Variabelen verliezen daardoor in hoog tempo massa, om nog onbekende redenen vaak in relatief korte, heftige perioden van uitbarsting. In de latere fasen kan de ster tot een Wolf-Rayetster worden.
Een ander verschil is dat vanaf een bepaalde massa de kern zelfs niet als een neutronenster bewaard blijft. De implosie is dan onherroepelijk, en een zwart gat ontstaat. Hoe een dergelijke hypernova in zijn werk gaat, is nog niet goed bekend. Het is zelfs onduidelijk of er hier ook een schokgolf en bijbehorende explosie ontstaat, of dat de ster simpelweg implodeert. Men vermoedt wel dat gammaflitsen bij dergelijke hypernova's ontstaan.
Van de sterren van ons melkwegstelsel behoort ongeveer 65% tot de lichtzwakke rode dwergen, 15% tot de witte dwergen, die hun "actieve leven" al achter de rug hebben, 15% tot sterren van het type van onze Zon (ca. 0,5 tot 1,5 zonsmassa) en 5% tot de diverse typen van reuzensterren en subreuzensterren. De werkelijk gigantische sterren vormen maar een heel kleine minderheid. Vanwege hun grote lichtkracht zijn ze echter goed vertegenwoordigd onder de sterren die met het blote oog zichtbaar zijn.
Populatie I, II en III
Toen de astronomen in de eerste helft van de 20e eeuw enig inzicht begonnen te krijgen in de structuur van ons melkwegstelsel, ontdekten ze dat er zich rondom de galactische schijf een halo van bolvormige sterrenhopen bevindt. Uit spectraalanalytisch onderzoek bleek dat deze sterren in chemisch opzicht zeer verschillend waren van de sterren van de schijf: hun gehalte aan "metalen" (dat wil zeggen elementen zwaarder dan waterstof en helium) bleek enkele tientallen malen lager te zijn.
Sterren van populatie I, II en III zijn drie verschillende typen van sterren, waarvan het eerste domineert in de schijf van de Melkweg en het tweede in het centrale deel van de Melkweg en de bolvormige sterrenhopen in de halo rondom de Melkweg, terwijl het derde type kort na de oerknal heeft bestaan.
Om de twee soorten sterren van elkaar te onderscheiden, gaven de astronomen aan het type sterren in de schijf de benaming Populatie I en aan die van de bolvormige sterhopen de benaming Populatie II. Ook de sterren van het galactische centrum bleken grotendeels tot Populatie II te behoren.
Hoogstwaarschijnlijk dateren de sterren van Populatie II uit de beginfase van ons melkwegstelsel, toen het interstellair gas nog niet door supernova's verrijkt was met "metalen". Dat verklaart ook waarom deze sterrenhopen zich in een halo rondom de schijf bevinden. Het melkwegstelsel is als een min of meer bolvormige gashoop begonnen. Allereerst vormden zich de bolvormige sterrenhopen met hun populatie-II-sterren, vervolgens kromp de bol verder in, waarbij deze inkrimping echter in het voornaamste rotatievlak veel geringer was dan loodrecht daarop, zodat er een schijfvormige structuur ontstond. Vervolgens ontwikkelden zich binnen die schijf de populatie-I-sterren, uit gas dat door de populatie-II-sterren al met "metalen" was aangerijkt.
In 2005 ontdekte een groep onderzoekers van het Goddard Space Flight Center van de NASA te Greenbelt spectraallijnen met een extreem hoge roodverschuiving, die waarschijnlijk afkomstig zijn van sterren die in de eerste paar honderdmiljoen jaar na de oerknal gevormd zijn. Dit was de eerste aanwijzing voor het bestaan van een type sterren met gigantische lichtkracht, in de orde van miljoenen malen die van de Zon, waarvan astronomen het bestaan reeds hadden vermoed.
Met computermodellen hebben geleerden het aerodynamische karakter van interstellaire gaswolken doorgerekend. Het blijkt dan dat dit in wolken zonder "metalen" beduidend anders is dan in wolken die wel over een geringe hoeveelheid elementen zwaarder dan waterstof of helium beschikken. Terwijl bij wolken met stofdeeltjes de grote meerderheid van de gevormde sterren tussen 0,1 en 10 zonnemassa zwaar is, blijkt dat er zich in een "metaalloze" wolk slechts sterren van 100 zonnemassa's en meer vormen. Deze sterren hebben een buitengewone lichtkracht gedurende hun zeer korte levensduur (van enkele honderdduizenden jaren). De sterren van dit type zouden populatie-III-sterren kunnen worden genoemd. Vanwege hun grote massa en lichtkracht moeten ze veel geleken hebben op Wolf-Rayetsterren, die door hun krachtige zonnewind veel materie uitstoten.
Namen
Veel heldere sterren hebben namen, die meestal uit het Arabisch afkomstig zijn. De oorzaak hiervan is dat de Arabieren veel eerder dan de westerse wereld op een serieuze manier de astronomie bedreven. Een stimulans hiervoor was dat het in de islam belangrijk is om het begin en eind van de Ramadan precies te bepalen. Hiervoor zijn nauwkeurige astronomische waarnemingen nodig. De Arabieren vervaardigden al in de middeleeuwen lijsten en hemelkaarten met daarop de Arabische namen voor de zichtbare heldere sterren. Toen in Europa de belangstelling voor de wetenschap weer opbloeide, werd dit 'voortrekkerswerk', inclusief sternamen, door de Europeanen overgenomen.
Een alternatief voor de naamgeving is in 1603 ontwikkeld door Johannes Bayer. Hij was degene die de huidige indeling in sterrenbeelden opzette, en per sterrenbeeld de sterren benoemde volgens de letters van het Griekse alfabet. Dit gebeurt volgens afnemende sterkte, de helderste ster van bijvoorbeeld het sterrenbeeld Stier (Taurus) heet dan Alpha Tauri (naast Aldebaran), de tweede ster Beta Tauri (naast Al Nath) en zo voorts. Omdat de helderheid indertijd niet absoluut gemeten kon worden, en omdat de helderheid ook wel eens varieert is de volgorde overigens niet exact. Omdat de 24 letters van het Griekse alfabet al gauw niet voldoende bleken introduceerde John Flamsteed een aanvullend systeem met nummers, zo heet de ster Atlas in Taurus 27 Tauri. Daarna zijn in de 19e en 20e eeuw verschillende stercatalogi opgesteld die allemaal ook een eigen nummersysteem hanteren, deze nummersystemen zijn bij het grote publiek niet gangbaar, behalve als een ster die niet onder een ander systeem valt, in het nieuws komt, bijvoorbeeld als er een planeet bij ontdekt wordt. Voorbeelden hiervan zijn GQ Lupi en HD69830.
| klasse | temperatuur | kenmerken |
|---|---|---|
| W | 30 000 - 60 000 K | Wolf-Rayet ster, geen helium-absorptielijnen, wel koolstof of stikstof |
| O | 30 000 - 50 000 K | absorptielijnen van geïoniseerd Helium |
| B | 10 500 - 28 000 K | absorptielijnen van neutraal Helium |
| A | 7500 - 10 000 K | sterke absorptielijnen van Waterstof |
| F | 6100 - 7400 K | |
| G | 5000 - 6050 K | |
| K | 3550 - 4900 K | veel absorptielijnen, ook van CH en CN moleculen |
| M | 2500 - 3500 K | absorptiebanden van TiO, "rode dwergen" |
| R | als G en K | absorptiebanden van moleculaire koolstof |
| N | sterke absorptie van koolstof en koolstofverbindingen | |
| S | als M | absorptiebanden van zirkoonoxide |
| L | koeler dan M | variatie in absorptiespectra, "bruine dwergen" |
| kleuren slechts ter indicatie | ||