Eigenschappen

De meeste sterren zijn tussen de 1 en 10 miljard jaar oud. Sommige sterren zijn misschien zelfs bijna 13,8 miljard jaar oud – de waargenomen leeftijd van het heelal. De oudste tot nu toe ontdekte ster, HD 140283, bijgenaamd Methuselah-ster, is naar schatting 14,46 ± 0,8 miljard jaar oud.

Hoe massiever de ster, hoe korter haar levensduur, voornamelijk omdat massieve sterren een grotere druk op hun kern hebben, waardoor ze waterstof sneller verbranden. De meest massieve sterren leven gemiddeld een paar miljoen jaar, terwijl sterren met een minimale massa (rode dwergen) hun brandstof zeer langzaam verbranden en tientallen tot honderden miljarden jaren kunnen leven.

TERUG

Er worden diverse methoden en instrumenten gebruikt voor het schatten van de leeftijd van een ster, een poging om met een redelijke mate van zekerheid de leeftijd van een ster te bepalen. Deze methoden omvatten onder andere modellen voor stellaire evolutie, het lidmaatschap van een bepaalde sterrenhoop of -stelsel, het aanpassen van de ster aan het standaard classificatiesysteem voor spectrale waarden en lichtkracht, en de aanwezigheid van een protoplanetaire schijf. Bijna alle methoden voor het bepalen van de leeftijd vereisen kennis van de massa van de ster, die op verschillende manieren kan worden vastgesteld. Geen enkele methode kan nauwkeurige resultaten opleveren voor alle soorten sterren ...

Samenstelling

Wanneer sterren in het huidige Melkwegstelsel ontstaan, bestaan ze, gemeten naar massa, voor ongeveer 71% uit waterstof en 27% uit helium, met een klein deel zwaardere elementen. Het aandeel zware elementen wordt doorgaans gemeten aan de hand van het ijzergehalte in de stellaire atmosfeer, aangezien ijzer een veelvoorkomend element is en de absorptielijnen ervan relatief gemakkelijk te meten zijn. Het aandeel zwaardere elementen kan een indicator zijn voor de waarschijnlijkheid dat de ster een planetenstelsel heeft.

In 2005 was de dwergster HE1327-2326 (foto) de ster met het laagste ooit gemeten ijzergehalte, met slechts 1/200.000e van het ijzergehalte van de Zon. Daarentegen heeft de supermetaalrijke ster μ Leonis bijna twee keer zoveel ijzer als de Zon, terwijl de planeetdragende ster 14 Herculis bijna drie keer zoveel ijzer heeft. Chemisch bijzondere sterren vertonen ongebruikelijke hoeveelheden van bepaalde elementen in hun spectrum; vooral chroom en zeldzame aardelementen. Sterren met koelere buitenste atmosferen, waaronder de Zon, kunnen verschillende diatomische en polyatomische moleculen vormen.

Diameter

Vanwege hun grote afstand tot de Aarde lijken alle sterren, behalve de Zon, met het blote oog te zien als heldere puntjes aan de nachtelijke hemel die twinkelen door de invloed van de aardatmosfeer. De Zon staat dicht genoeg bij de Aarde om als een schijf te verschijnen en daglicht te geven. Naast de Zon is R Doradus de ster met de grootste schijnbare grootte, met een hoekdiameter van slechts 0,057 boogseconden.

De schijven van de meeste sterren zijn veel te klein in hoekdiameter om te worden waargenomen met de huidige optische telescopen op de grond, dus zijn interferometer-telescopen nodig om beelden van deze objecten te produceren. Een andere techniek om de hoekdiameter van sterren te meten is door middel van occultatie. Door de afname in helderheid van een ster nauwkeurig te meten wanneer deze door de Maan wordt verduisterd (of de toename in helderheid wanneer deze weer verschijnt), kan de hoekdiameter van de ster worden berekend.

Sterren variëren in grootte van neutronensterren, die een diameter hebben van 20 tot 40 km, tot superreuzen zoals Betelgeuse in het sterrenbeeld Orion, die een diameter heeft van ongeveer 640 keer die van de Zon met een veel lagere dichtheid.

Kinematica

De radiale snelheid wordt gemeten door de dopplerverschuiving van de spectraallijnen van de ster en wordt uitgedrukt in km/s. De eigenbeweging van een ster, de parallax, wordt bepaald door nauwkeurige astrometrische metingen in milliboogseconden (mas) per jaar. Met kennis van de parallax en de afstand van de ster kan de eigenbewegingssnelheid worden berekend. Samen met de radiale snelheid kan de totale snelheid worden berekend. Sterren met een hoge eigenbewegingssnelheid bevinden zich waarschijnlijk relatief dicht bij de Zon, waardoor ze goede kandidaten zijn voor parallaxmetingen. Wanneer beide bewegingssnelheden bekend zijn, kan de ruimtelijke snelheid van de ster ten opzichte van de Zon of het sterrenstelsel worden berekend. Onder nabije sterren is gebleken dat jongere sterren van populatie I over het algemeen lagere snelheden hebben dan oudere sterren van populatie II. De laatstgenoemde hebben elliptische banen die schuin staan ten opzichte van het vlak van de Melkweg. Een vergelijking van de kinematica van nabije sterren heeft astronomen in staat gesteld hun oorsprong te herleiden tot gemeenschappelijke punten in gigantische moleculaire wolken; dergelijke groepen met gemeenschappelijke oorsprongspunten worden stellaire associaties genoemd.

Magnetisch veld

Het magnetische veld van een ster wordt gegenereerd in gebieden in het binnenste waar convectieve circulatie plaatsvindt. Deze beweging van geleidend plasma werkt als een dynamo, waarbij de beweging van elektrische ladingen magnetische velden opwekt, net als bij een mechanische dynamo. Deze magnetische velden hebben een groot bereik en strekken zich uit door de hele ster en zelfs daarbuiten. De sterkte van het magnetische veld varieert met de massa en samenstelling van de ster, en de hoeveelheid magnetische activiteit aan het oppervlak hangt af van de rotatiesnelheid van de ster. Deze oppervlakteactiviteit produceert zonnevlekken, dit zijn gebieden met sterke magnetische velden en een lagere oppervlaktetemperatuur dan normaal. Coronaire lussen zijn boogvormige magnetische veldlijnen die vanaf het oppervlak van een ster omhoog reiken naar de buitenste atmosfeer, de corona. De coronaire lussen zijn zichtbaar door het plasma dat ze geleiden. Stellaire flares zijn uitbarstingen van hoogenergetische deeltjes die worden uitgezonden als gevolg van dezelfde magnetische activiteit.

Massa

Sterren hebben massa's die variëren van minder dan de helft van de zonnemassa tot meer dan 200 zonnemassa's. Een van de meest massieve sterren die bekend zijn, is Eta Carinae, die, met 100-150 keer zoveel massa als de Zon, een levensduur van slechts enkele miljoenen jaren zal hebben. Studies van de meest massieve open sterrenhopen suggereren 150 M☉ als een ruwe bovengrens voor sterren in het huidige tijdperk van het heelal. Dit vertegenwoordigt een empirische waarde voor de theoretische limiet op de massa van zich vormende sterren als gevolg van de toenemende stralingsdruk op de accretiegaswolk. Verschillende sterren in de R136-sterrenhoop in de Grote Magelhaanse Wolk hebben grotere massa's, maar er is vastgesteld dat ze zouden kunnen zijn ontstaan door de botsing en fusie van massieve sterren in nauwe binaire systemen, waardoor de limiet van 150 M☉ voor de vorming van massieve sterren wordt omzeild.

De eerste sterren die na de oerknal ontstonden, waren mogelijk groter, tot wel 300 M☉, vanwege de volledige afwezigheid van elementen zwaarder dan lithium in hun samenstelling. Deze generatie supermassieve populatie III-sterren bestond waarschijnlijk in het zeer vroege heelal en heeft mogelijk de productie van chemische elementen zwaarder dan waterstof op gang gebracht, die nodig zijn voor de latere vorming van planeten en leven. In 2015 rapporteerden astronomen bewijs voor populatie III-sterren in het Cosmos Redshift 7-sterrenstelsel op z = 6,60.

Massa

Met een massa van slechts 80 keer die van Jupiter (MJ) is 2MASS J0523-1403 (foto) de kleinste bekende ster die kernfusie in zijn kern ondergaat. Voor sterren met een metalliciteit vergelijkbaar met die van de zon wordt de theoretische minimummassa die een ster kan hebben en waarbij nog steeds kernfusie in de kern plaatsvindt, geschat op ongeveer 75 MJ. Wanneer de metalliciteit zeer laag is, lijkt de minimale stergrootte ongeveer 8,3% van de zonnemassa te zijn, oftewel ongeveer 87 MJ. Kleinere objecten, bruine dwergen genaamd, bevinden zich in een slecht gedefinieerd grijs gebied tussen sterren en gasreuzen.

De combinatie van de straal en de massa van een ster bepaalt de zwaartekracht aan het oppervlak. Reuzensterren hebben een veel lagere zwaartekracht aan het oppervlak dan hoofdreekssterren, terwijl het tegenovergestelde geldt voor gedegenereerde, compacte sterren zoals witte dwergen. De zwaartekracht aan het oppervlak kan het uiterlijk van het spectrum van een ster beïnvloeden; een hogere zwaartekracht veroorzaakt een verbreding van de absorptielijnen.

Rotatie

De rotatiesnelheid van sterren kan worden bepaald door middel van spectroscopische metingen, of preciezer gezegd door het volgen van hun zonnevlekken. Jonge sterren kunnen een rotatiesnelheid van meer dan 100 km/s aan de evenaar hebben. De B-klasse ster Achernar heeft bijvoorbeeld een equatoriale snelheid van ongeveer 225 km/s of meer, waardoor de evenaar naar buiten uitpuilt en de equatoriale diameter meer dan 50% groter is dan tussen de polen. Deze rotatiesnelheid ligt net onder de kritische snelheid van 300 km/s, waarbij de ster zou uiteenvallen. De Zon daarentegen roteert eens in de 25-35 dagen, afhankelijk van de breedtegraad, met een equatoriale snelheid van 1,93 km/s. Het magnetische veld en de stellaire wind van een hoofdreeksster zorgen ervoor dat de rotatie aanzienlijk wordt afgeremd naarmate de ster zich verder ontwikkelt op de hoofdreeks.

Gedegenereerde sterren zijn samengetrokken tot een compacte massa, wat resulteert in een snelle rotatiesnelheid. Ze hebben echter relatief lage rotatiesnelheden vergeleken met wat verwacht zou worden op basis van behoud van impulsmoment – de neiging van een roterend lichaam om een krimp in omvang te compenseren door de rotatiesnelheid te verhogen. Een groot deel van het impulsmoment van de ster wordt gedissipeerd als gevolg van massaverlies door de stellaire wind.

Oppervlaktetemperatuur

De oppervlaktetemperatuur van een hoofdreeksster wordt bepaald door de snelheid waarmee energie in de kern wordt geproduceerd en door de straal ervan, en wordt vaak geschat op basis van de kleurindex van de ster. De temperatuur wordt normaal gesproken uitgedrukt in termen van een effectieve temperatuur, die de temperatuur is van een geïdealiseerd zwart lichaam dat zijn energie uitstraalt met dezelfde lichtkracht per oppervlakte-eenheid als de ster. De effectieve temperatuur is slechts representatief voor het oppervlak, aangezien de temperatuur toeneemt naar de kern toe. De temperatuur in de kern van een ster bedraagt enkele miljoenen kelvin. De temperatuur van de ster bepaalt de ionisatiesnelheid van verschillende elementen, wat resulteert in karakteristieke absorptielijnen in het spectrum. De oppervlaktetemperatuur van een ster, samen met de visuele absolute magnitude en de absorptiekenmerken, wordt gebruikt om een ster te classificeren.

Massieve hoofdreekssterren kunnen oppervlaktetemperaturen van 50.000 K bereiken. Kleinere sterren, zoals de Zon, hebben oppervlaktetemperaturen van enkele duizenden Kelvin. Rode reuzen hebben relatief lage oppervlaktetemperaturen van ongeveer 3600 K, maar ze hebben een hoge lichtkracht vanwege hun grote buitenoppervlak.

Bronnen

- Wikipedia
- ESA
- ESO
- Canva
- Noirlab

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !