Wat zijn sterren? Een gids
Als we naar de nachtelijke hemel kijken, zien we een glinsterend tapijt van sterren. Deze fonkelende lichtpuntjes zijn eigenlijk massieve ballen van plasma – superverhit helium- en waterstofgas.
Ze worden aangedreven door kernfusie, komen in veel verschillende vormen voor, en hebben een fascinerend evolutietraject.
A Star Is Born
Stars vormen zich in amorfe wolken van gas en stof, nevels genaamd. Gasmassa’s – voornamelijk helium en waterstof – binnen deze stellaire kraamkamers bezwijken onder hun eigen zwaartekracht en beginnen te verhitten, waardoor een protoster wordt gevormd. De temperatuur stijgt in de kern van deze wervelende protoster als ze gas en stof uit de omgeving verzamelen.
Een protoster zal ongeveer 100 miljoen jaar in zijn T Tauri-fase doorbrengen. Deze grote, vluchtige sterren kunnen nog geen kernfusie opwekken, maar ze kunnen wel een stootje hebben met de stellaire winden die ze uitstoten. Uiteindelijk, wanneer de kern van de ster een temperatuur van ongeveer 27 miljoen graden Fahrenheit bereikt, vindt kernfusie plaats. Waterstof- en heliumatomen verbinden zich met elkaar, en voilà: een ster is geboren.
Deze uitbarsting van energie vertraagt de ineenstorting door zwaartekracht. Materiaal dat niet door de pasgeboren ster wordt opgeslokt, kan planeten, asteroïden en andere hemellichamen vormen. Dit proces kan ongeveer 100.000 jaar duren, volgens Universe Today.
Als de kernfusie eenmaal begint, glijdt de ster naar zijn volgende fase, de hoofdreeksfase. De meeste sterren die we ’s nachts (en overdag) aan de hemel zien, zijn hoofdreekssterren, aldus National Geographic. Sterren blijven het grootste deel van hun leven in de hoofdreeksfase.
Het is geclassificeerd
Er zijn veel verschillende soorten hoofdreekssterren. Astronomen gebruiken de spectrale signatuur van een ster om de samenstelling, lichtkracht, kleur en temperatuur te ontcijferen. Aan de hand van deze waarnemingen kunnen ze zien hoe oud een ster is en hoe groot hij is. De zeven spectraalklassen, gerangschikt van heet naar koud, zijn O, B, A, F, G, K en M.
De temperatuur van een ster wordt gemeten in de eenheid kelvin. De oppervlaktetemperatuur van sterren kan variëren van ongeveer 2.500 K bij de koelste sterren tot ongeveer 30.000 K bij de heetste sterren. (Lava die uit de vulkaan Kilauea in Hawaï barst, bereikt een temperatuur van ongeveer 1.444 kelvin). De kleur van een ster houdt rechtstreeks verband met zijn temperatuur. De heetste sterren zien er wit of blauw uit. Koelere sterren hebben warmere tinten en zien er vaak geel, oranje en rood uit.
Astronomen karakteriseren de helderheid van een ster door zowel de magnitude als de lichtkracht te meten, of de totale hoeveelheid energie die een ster in een seconde opwekt, en ook hoe ver weg ze staan. Sterren kunnen worden ingedeeld naar hun helderheid. De zes klassen, van het helderst naar het zwakst, zijn Ia, Ib, II, III, IV en V.
De massa van een ster kan bepalen hoe hij zal leven en sterven. Massievere sterren verbranden hun waterstof sneller en sterven het eerst uit. Astronomen meten de massa van andere sterren in “zonnemassa’s” ten opzichte van onze zon.
Met behulp van al deze variabelen plotten astronomen de evolutiefase van een ster op het Hertzsprung-Russell-diagram.
De kleinste sterren worden rode dwergsterren genoemd. Deze langlevende sterren komen veel voor in het heelal en zijn erg zwak. Ze stralen 0,01 procent van de energie van onze zon uit. Kortlevende hyperreuzen daarentegen kunnen tot 100 zonsmassa’s bereiken. Zij branden feller, bereiken temperaturen van 30.000 kelvin, en zijn uiterst zeldzaam in het heelal.
Onze zon is een gele dwerg van het type G. Onze naaste buur, Proxima Centauri, is een rode dwerg van het M-type. Vega, in het sterrenbeeld Lier, is een blauwachtig-witte dwergster van het A-type.
Doodster
Hydrogeen is de belangrijkste brandstofbron van een ster. Uiteindelijk zal een ster alle waterstof in zijn kern opgebruiken, nadat deze is omgezet in helium. Door de zwaartekracht zal de kern ineenstorten, waardoor deze weer opwarmt. Toenemende temperaturen zullen fusiereacties in de buitenste lagen van de ster aanwakkeren, waardoor deze uitzet en een rode reus wordt.
Aan het eind van hun leven schudden rode reuzen met een gemiddelde massa hun buitenste lagen van zich af en veranderen in een ultra-dichte witte dwerg. Deze kleine, dichtere stellaire schillen verdwijnen uiteindelijk in ongrijpbare zwarte dwergsterren, die bijna niet te ontdekken zijn door astronomen. Onze eigen zon zal dit lot over ongeveer 6 miljard jaar ondergaan.
Onze zon is de enige ster in dit systeem. Dat is niet overal in het heelal het geval. Veel sterrenstelsels zijn zogenaamde “binaire stelsels”. Ze bestaan uit twee sterren die om elkaar heen draaien. (Denk aan Tatooine.) Er zijn ook “meervoudige stelsels”, die uit een aantal verschillende sterren bestaan.
Witte dwergen in een binair sterrensysteem zitten gevangen in een lastige cyclus. Ze absorberen waterstofgas en ander materiaal van hun begeleidende ster totdat ze opzwellen en exploderen in een uitbarsting van kernfusie. Nadat de witte dwerg “nova” is geworden, wordt hij zwakker en herhaalt de cyclus. Volgens de NASA kan een witte dwerg in sommige gevallen genoeg materiaal van zijn begeleiderster opnemen om volledig te exploderen en supernova te gaan.
In plaats van in een witte dwerg te veranderen, stoten rode superreuzen, sterren die meer dan acht keer zo zwaar zijn als onze zon, met geweld gas en stof uit in het kosmische medium. (Eerder dit jaar was er sprake van dat Betelgeuse een volledige supernova zou kunnen worden.) De overblijfselen van deze gewelddadige explosies worden neutronensterren genoemd.
De sterren met de grootste massa – die met een massa van meer dan 25 keer die van onze zon – gaan supernova en laten zwarte gaten achter die in hun kielzog wervelen. Na de explosie stort al het materiaal van de ster ineen tot één enkel punt, waardoor een zwart gat met stellaire massa ontstaat.