De soorten sterren

Door Lathica gepubliceerd op Friday 28 September 12:13

Met uitzondering van de zon zijn alle sterren zo ver verwijderd, dat zij slechts als lichtpunten te zien zijn.

Vandaar dat onderzoek van de zon zo belangrijk is voor het begrijpen van de processen die zich in sterren afspelen. Bovendien heeft een telescoop sterke beperkingen. De meeste kennis van de astrofysica is verkregen met behulp van instrumenten die gebaseerd zijn op het principe van de sprectroscoop. Deze ontleedt het licht en verschaft o.m. gegevens over de in de lichtbron aanwezige stoffen.

STERRENSPECTRA:

Het spectrum van de zon werd voor het eerst in 1666 voor Newton onderzocht, maar werkelijke vooruitgang op dit gebied werd eerst geboekt in de 19e eeuw, voornamelijk door het werk van Joseph von Fraunhofer (1787- 1826). De donkere absorptielijnen in het zonnespectrum worden nog vaak Fraunhoferlijnen genoemd. Deze lijnen werden in 1859 op de juiste wijze geinterpreteerd door Gustav Kirchoff (1824- 1887) en Robert Bunsen (1811- 1899). Spectroscopisch onderzoek van de sterren was echter veel moeilijker, omdat de lichtsterkte te gering was en spectroscopen in combinatie met krachtige telescopen moeten worden gebruikt. Pionierswerk, voornamelijk uitgevoerd door Angelo Secchi (1818- 1878) in Italie en William Huggins (1824- 1910) in Engeland, leidde tot een indeling van de sterren in duidelijk onderscheiden spectraaltypen. Het thans gevolgde systeem is opgesteld op de Harvard sterrenwacht onder leiding van Edward Pickering (1846- 1919). De spectraaltypenworden aangeduid met letters: in volgorde  van afnemende oppervlaktetemperatuur zijn de typen W, O, B, A, F, G, K, M, R, N en S. ( de reeks is niet alfabetisch omdat er tijdens het onderzoek verscheidene wijzigingen hebben plaatsgevonden; zo bleken o.m. de typen Cen D bij nader inzien onnodig). De kleur van een ster vormt de sleutel tot haar spectraaltype. O-, B- en A-sterren zijn wit of blauwwit, Fen G zijn geel, K is oranje en de andere zijn oranjerood. De zon heeft een spectrum van het G- type. Een verdere onderverdeling wordt gemaakt met cijfers; een A5- ster ligt in volgorde halverwege tussen de A en het erop volgende type F.  Voor het gemak worden de sterren in het begin van de reeks 'vroege' sterren genoemd en die aan het eind 'late', hoewel tegenwoordig niet meer wordt aangenomen dat de Harvard-indeling een evolutionaire weergave is. De situatie is veel ingewikkelder dan vroeger werd gemeend.

HET HERTZSPRUNG- RUSSELL- DIAGRAM:

In 1908 maakte de Deense sterrenkundige E.J Hertzsprung (1873- 1967) een diagram waarin hij de kleur van sterren uitzette tegen hun helderheid. In de Verenigde Staten werd soortgelijk werk uitgevoerd door H.N Russell (1877- 1957), en tegenwoordig wordt algemeen gesproken van Hertzsprung- Russell- of HR- diagrammen. Zij bleken een schat aan informatie te verschaffen. Reeds op het eerste gezicht is te keurig verspreid liggen. De meeste sterren liggen in een band, die zich van de linker bovenhoek uitstrekt naar de rechter onderhoek; deze band is bekend geworden als de hoofdreeks, en de zon is een typisch voorbeeld uit deze hoofdreeks. Het is ook duidelijk dat er bij de rode en oranje sterren en in mindere mate bij de gele- dat wil zeggen van G tot aan het eind van de reeks- een duidelijk onderscheid valt te maken tussen reuzen en dwergen Laten wij als voorbeeld eens twee M- sterren bekijken: Betelgeuze in Orion en onze naaste buurster, Proxima Centauri (4,3 lichtjaar van de aarde). Hun oppervlaktetemperaturen zijn van dezelfde orde van grootte, maar dat is hun enige punt van overeenkomst. Betelgeuze heeft een variable middellijn van 800- 1100 miljoen kilometer- groot genoeg om de hele baan van de aarde te omvatten- en een helderheid die meer dan tienduizendmaal zo groot is als die van de zon; de middellijn van Proxima is minder dan 1 miljoen km en de helderheid is slechts 1/ 10000 van die van de zon. M- sterren met dezelfde helderheid als de zon bestaan niet, zoals uit het diagram blijkt. Het onderscheid tussen reuzen en dwergsterren is bij de oudere spectraaltypen aanzienlijk minder duidelijk, en voorbij type F is het nog moeilijker te zien. ( De witte dwergen, links onder in het HR- diagram, vallen in een geheel ander categorie.)

DE ZELDZAMER SOORTEN STERREN:

De meeste sterren liggen in de Harvar reeks tussen B en M. sterren van het W-type hebben een hoge oppervlaktetemperatuur, in de orde van 80000 C, en hun spectra vertonen lichte emissielijnen, voortgebracht door de gasatmosfeer van de ster. W- sterren, ook wel Wolf- Rayet sterren genoemd, zijn zeldzaam. In ons eigen Melkwegstelsel zijn er ongeveer 150 bekend, en in de grote Magelhaense Wolk nog eens 50. Ermee verwant zijn de O- type sterren met een lagere temperatuur (ca. 35000 C), die zowel lichte als donkere spectrallijnen vertonen. Zeta Orionis of Alnitak, in de gordel van Orion, is een voorbeeld hiervan. Aan het andere uiteinde van de reeks komen sterren van de typen R, N en S. Deze zijn alle ver van de aarde verwijderd, zodat zij moeilijk te zien zijn, en bijna alle zijn zij veranderlijk. Zij worden vaak koolstof- sterren genoemd, omdat in hun spectrum de lijnen van het koolstofmolecule zeer opvallend zijn. De roodste sterren zijn van het type S. Onze zon behoort tot het G- type en staat te boek als een gele dwerg. Er moet aan sterren nog veel onderzocht worden.

Reacties (1) 

Voordat je kunt reageren moet je aangemeld zijn. Login of maak een gratis account aan.
Pittige stof, die sterrenkunde. Wel heel interessant, duim!