![[AA]](../../pic/pr.gif "AA"){kind=small}
![[Woordenboek]](../../pic/glossary.gif "Woordenboek"){kind=small}
![[Antwoordenboek]](../../pic/book.gif "Antwoordenboek"){kind=small}
![[UniversumFamilieBoom]](../../pic/tree.gif "UniversumFamilieBoom"){kind=small}
![[Wetenschap]](../../pic/science.gif "Wetenschap"){kind=small}
![[Sterrenhemel]](../../pic/sterren.gif "Sterrenhemel"){kind=small}
![[Planeetstanden]](../../pic/planeet.gif "Planeetstanden"){kind=small}
![[Reken]](../../pic/reken.gif "Reken"){kind=small}
![[Colofon]](../../pic/copybtn.gif "Colofon"){kind=small}
\(\def\|{&}\DeclareMathOperator{\D}{\bigtriangleup\!} \DeclareMathOperator{\d}{\text{d}\!}\)
Deze bladzijde beantwoordt vragen over sterren. De vragen zijn:
De volgende tabel geeft wat informatie over de tien sterren die gezien vanaf de Aarde het helderst lijken (afgezien van de Zon, die ook een ster is maar veel dichter bij staat dan de andere sterren).
| Naam | Sterrenbeeld | Magnitude | Helderheid | Spectraaltype | Afstand/lj | Maand | ||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 1 | Sirius | α CMa | Grote Hond | −1,47 | 3,87 | A1V | 8,6 | januari |
| 2 | Canopus | α Car | Kiel | −0,72 | 1,94 | F0II | 313 | december |
| 3 | α Centauri | α Cen | Centaur | −0,29 | 1,31 | G2V+K1V | 4,4 | mei |
| 4 | Arcturus | α Boo | Boötes | −0,04 | 1,04 | K1,5III | 37 | april |
| 5 | Wega | α Lyr | Lier | +0,03 | 0,97 | A0V | 25 | juli |
| 6 | Capella | α Aur | Voerman | +0,08 | 0,93 | G5IIIe | 42 | december |
| 7 | Rigel | β Ori | Orion | +0,12 | 0,90 | B8Iab: | 773 | december |
| 8 | Procyon | α CMi | Kleine Hond | +0,34 | 0,73 | F5IV-V | 11,4 | januari |
| 9 | Achernar | α Eri | Rivier Eridanus | +0,50 | 0,63 | B3Vpe | 144 | oktober |
| 10 | Betelgeuze | α Ori | Orion | +0,58 | 0,59 | M2Iab: | 427 | december |
De "helderheid" is de helderheid vergeleken met een ster van magnitude 0. De "Maand" is de maand waarin de Zon aan de andere kant van de hemel staat, zodat de ster dan midden in de nacht het hoogst aan de hemel staat. Van deze sterren zijn #2, #3 en #9 niet vanuit Nederland te zien. #5 en #6 zijn elke nacht te zien (als het weer meewerkt).
De Poolster, ook wel α Ursae Minoris genoemd, is ongeveer 430 lichtjaren van de Aarde. In een auto die altijd 100 km/h gaat en nooit stopt zou je er ongeveer 5 miljard jaar over doen om zo ver te rijden.
De Poolster staat aan de hemel recht naar het noorden, op een hoogte boven de horizon die gelijk is aan je noorderbreedte. Vanaf het zuidelijke halfrond van de Aarde kun je de Poolster niet zien.
Alle sterren bewegen ten opzichte van elkaar, en de Zon is ook een ster en beweegt ten opzichte van de andere sterren, dus als je maar lang genoeg wacht dan komen alle sterren op een andere plaats te staan. De afstanden en snelheden van sterren zijn echter zodanig dat het zelfs een naburige ster vele tienduizenden jaren kost om naar de andere kant van de hemel te bewegen (ten opzichte van de andere sterren).
De Poolster staat niet zo dichtbij en doet er ongeveer 80.000 jaar over om één graad aan de hemel te bewegen (ten opzichte van de andere sterren).
Tegenwoordig staat de Poolster dicht bij de noordpool van de hemel, het punt aan de hemel waar alle sterren 's nachts omheen lijken te draaien omdat de draaias van de Aarde in die richting wijst. De Aarde gedraagt zich als een tol waarvan de as in ongeveer 26.000 jaar een cirkel langs de hemel trekt, dus zal de Poolster over slechts een paar duizend jaar al ver van de noordpool van de hemel staan, maar dat is dan niet omdat de Poolster heeft bewogen maar omdat de draaias van de Aarde heeft bewogen.
De levensduur van een ster hangt heel erg af van hoe zwaar die ster is. Een zwaardere ster zendt veel meer licht uit en gaat daarom sneller door zijn voorraad brandstof heen en leeft korter. Een minder zware ster leeft veel langer. Een ster zoals de Zon leeft gemiddeld ongeveer 10 miljard jaar. Een ster die 1,5 keer zo zwaar is als de Zon leeft ongeveer 2 miljard jaar. Een ster die 15 keer zo zwaar is als de Zon leeft maar ongeveer 11 miljoen jaar. Een ster die 0,8 keer zo zwaar is als de Zon leeft ongeveer 20 miljard jaar.
De Zon is nu ongeveer 5 miljard jaar oud, dus kan de Zon nog ongeveer 5 miljard jaar mee.
Het aanzicht van sterren vanaf de Aarde hangt af van de toestand van de dampkring. Zelfs als de hemel wolkenloos is maakt het uit of de lucht droog is of vochtig, of er stof of luchtvervuiling of andere kleine deeltjes (anders dan luchtmoleculen) zijn, en of de luchtstromingen rustig zijn of turbulent. Het scheelt ook of er grote steden in de buurt zijn.
Kleine deeltjes in de lucht (zoals stof of luchtvervuiling) verstrooien een deel van het sterrenlicht, dat dan van de hemel tussen de sterren lijkt te komen, die dan niet meer pikdonker lijkt, waardoor de sterren minder goed afsteken tegen de hemel. Veel waterdamp in de lucht heeft een soortgelijk effect.
Grote steden in de buurt brengen vaak luchtvervuiling en andere kleine deeltjes de lucht in, en sturen 's nachts ook vaak veel licht de lucht in. Dat extra licht kan dan door de extra kleine deeltjes terug naar de grond verstrooid worden, waar het het aanzicht van de sterren verpest. Daarom kun je vanuit een grote stad veel minder sterren zien dan vanaf het platteland.
Als de lucht turbulent is, dan flikkeren de sterren flink. Als de lucht rustig is, dan flikkeren de sterren bijna niet. Lucht wordt turbulent bijvoorbeeld als er een groot temperatuurverschil is tussen de grond en de lucht. In nattere klimaten krijg je in zo'n geval ook cumuluswolken (bloemkoolvormige wolken). Overdag wordt de grond meer door de Zon verhit dan de lucht, dus neemt het temperatuurverschil toe en wordt de lucht turbulent. 's Nachts koelt de grond weer af, neemt het temperatuurverschil af, en wordt de lucht rustiger (als het weer ook meewerkt).
Dus, voor het beste aanzicht van sterren wil je op een plek zijn met droge lucht, ver weg van grote steden of andere producenten van deeltjes in de lucht en van nachtelijk licht. Woestijnachtige gebieden klinken hier goed voor (behalve als er zandstormen zijn). Andere weinig bewoonde, droge gebieden met een redelijk klimaat zijn ook goed, en daarvan zijn er veel op verschillende continenten.
Een witte dwerg is wat er overblijft als van een ster zoals de Zon de brandstof op raakt. De kern van de Zon bestaat dan uit koolstof en zuurstof en wordt in elkaar geperst door het gewicht van de lagen erboven tot het een soort reuzekristal is geworden. De buitenste lagen vliegen weg de ruimte in en wat vroeger de kern was blijft over, en dat is dan de witte dwerg.
Zo'n witte dwerg is nog steeds zo zwaar als een ster maar is zo erg in elkaar geperst dat hij nog maar zo groot is als een planeet. Een kubieke centimeter van een witte dwerg weegt ongeveer 300.000 keer zoveel als een kubieke centimeter water. Een witte dwerg maakt geen energie in zijn kern maar is in het begin heel heet omdat het vroeger het midden van de ster was toen die nog wel energie en hitte maakte. Een witte dwerg doet dus niet veel behalve langzaam afkoelen.
De verwachting is dat de Zon terwijl hij ouder wordt heel langzaam steeds een beetje helderder wordt, zodat de Aarde (en de andere planeten) heter zullen worden. Als de waterstof in de kern van de Zon op begint te raken, dan zal de Zon in een rode reus veranderen, ongeveer 40 keer zo groot is als nu, dus dan reikt de Zon tot halverwege de baan van de planeet Mercurius, en zal de Zon aan de aardse hemel een schijnbare diameter van ongeveer 20 graden hebben.
De Zon zal dan ook ongeveer 1000 keer zo helder worden als vandaag, en dat betekent dat het Zonnestelsel veel heter zal worden dan het nu is. Op de afstand waar de Aarde vandaag staat zal de gemiddelde temperatuur van een zwarte bol die door de Zon beschenen wordt toenemen van ongeveer kamertemperatuur naar ongeveer 1850 ℃. De zone waar leven kan bestaan zal verschuiven van de baan van de Aarde naar de baan van Neptunus.
Als de Zon een rode reus geworden is dan zal hij waarschijnlijk een deel van zijn buitenste lagen kwijt raken: grote gaswolken zullen dan van de Zon weg vliegen en deze zullen de baan van de Aarde verstoren vanwege hun wrijving. Ik weet niet of ze er dan voor zorgen dat de Aarde snelheid verliest en in de Zon valt, of dat ze de Aarde juist van de Zon weg zullen duwen.
In elk geval zal de Aarde geen goede plek meer zijn om te leven als de Zon over ongeveer vier miljard jaar in een rode reus verandert. Dit zal geen groot probleem zijn, want er wordt geschat dat de Aarde al over ongeveer twee miljard jaar geen leven meer kan ondersteunen, vanwege natuurlijke chemische en geologische processen in de Aarde en de dampkring.
De binnenkant van de Aarde is al sinds zijn vorming aan het afkoelen, en uiteindelijk zal het zo ver afkoelen dat vulkanen niet meer werken en het gesmolten materiaal in de Aarde niet meer beweegt.
De Aarde verliest continu zuurstof en waterdamp en andere gassen uit de dampkring omdat ze de ruimte in verdwijnen. Vandaag zijn zulke verliezen in balans met nieuwe gassen die door vulkanen uit het binnenste van de Aarde komen, maar wanneer alle vulkanen uitdoven dan worden de verliezen aan de ruimte niet meer goed gemaakt en dan zal de Aarde langzaam uitdrogen en de dampkring zal ook veranderen.
De Aarde wordt vandaag afgeschermd voor schadelijke deeltjes uit de zonnewind door het magnetische veld van de Aarde, en dit magnetische veld wordt opgewekt door gesmolten magma dat onder het oppervlak van de Aarde beweegt. Als de magma niet meer beweegt, dan zal het magnetische veld verdwijnen (of tenminste veel zwakker worden), en dan zullen de schadelijke deeltjes het oppervlak van de Aarde kunnen bereiken en daar last geven aan levenden wezens.
Als er dan nog mensen bestaan, dan moeten ze een andere planeet vinden om op te leven.
Sterren ontploffen als hun brandstof op raakt. De afmeting van een ster wordt bepaald door de balans van de zwaartekracht, die de ster wil laten krimpen, en de druk van het gas in de ster, die de ster wil laten groeien. Tijdens het grootste deel van het leven van de ster zijn deze twee krachten in balans, en dan heeft de ster een (redelijk) vaste afmeting.
De ster stuurt hitte en licht de ruimte in en verliest zo energie. De balans tussen de zwaartekracht en de gasdruk in de ster kan alleen in stand blijven als de energie die de ster verliest op een of andere manier weer wordt aangevuld. Tijdens het grootste deel van zijn leven maakt een ster energie aan door kernfusie in het midden van de ster waar de temperatuur en druk daarvoor groot genoeg zijn. Deze energie vervangt de energie die verloren gaat door het licht en de hitte die de ruimte in verdwijnen, en zo houdt de ster dezelfde afmeting.
Wanneer de brandstof in de ster op raakt, dan kan de ster het energieverlies niet meer aanvullen, en dan wint de zwaartekracht van de gasdruk en krimpen de binnenste delen van de ster. De buitenste lagen worden dan de ruimte in geslingerd.
Als de ster heel veel massa heeft (voor een ster), dan worden de buitenste lagen plotseling gelanceerd in een grote ontploffing. De ster is dan een paar maanden lang miljoenen keer zo helder als voorheen, en heet dan een supernova. De buitenste lagen breiden zich uit en vormen een zogenaamd supernovarestant, waarvan de Krabnevel (M 1, //www.seds.org/messier/m/m001.html) een mooi voorbeeld is. De kern van de ster kan in een neutronenster veranderen, die zo zwaar is als een gemiddelde ster maar een diameter heeft van maar ongeveer 10 km, of een zwart gat, die de massa van een gemiddelde ster in een gebied heeft dan nog kleiner is dan een neutronenster.
Als de ster relatief weinig massa heeft, zoals de Zon, dan worden de buitenste lagen meer geleidelijk de ruimte in geblazen en vormen dan een zogenaamde planetaire nevel, waarvan de Ringnevel (M 57, //www.seds.org/messier/m/m057.html) een mooi voorbeeld is. De kern van de ster wordt dan een witte dwerg, die de massa van een kleine ster heeft maar de diameter van een aardse planeet.
Een supernova is een korte fase in het leven van een hele massieve ster. Alleen sterren die hun leven beginnen met meer dan ongeveer acht maal zoveel massa als de Zon kunnen supernova worden. De Zon kan dus geen supernova worden. Zo'n ster wordt een supernova als de ster het energieverlies aan licht en andere straling en neutrino's niet meer goed kan maken met kernfusie. Dan storten de binnendelen van de ster in elkaar en ontploffen de buitendelen de ruimte in. De ster wordt dan een paar weken lang verschrikkelijk veel (tot pakweg 15 magnituden ofwel een miljoen maal) helderder dan voorheen. De buitenste lagen die de ruimte in geblazen worden vormen een zogenaamde supernovarestant, waarvan de Krabnevel een voorbeeld is. Het kan zijn dat ook de binnendelen ontploffen en er van de ster niets over blijft. Ook kan er een neutronenster of zwart gat overblijven.
De helderste sterren aan de hemel die in een supernova zouden kunnen veranderen hebben een magnitude in de buurt van 0, dus als zo'n ster een supernova wordt dan kan het tijdelijk magnitude −15 bereiken, wat net iets helderder is dan de volle maan, maar de Zon is nog steeds 25.000 keer helderder dan dat.
Deze sterren zijn allemaal redelijk ver weg, dus er is geen risico dat de Aarde last heeft van zo'n explosie.
We kunnen geen gewone sterren buiten ons Melkwegstelsel zien als we geen telescoop gebruiken. Een hele heldere gewone ster kan zonder telescoop gezien worden tot op ongeveer 30.000 lichtjaren van de Aarde, als stof en gas het licht niet absorberen voor het bij ons is gekomen, en zo'n ster op 30.000 lichtjaren afstand zou zo zwak lijken dat hij haast onzichtbaar was, zelfs als je hem zag onder de meest gunstige omstandigheden. Onze Melkweg heeft een diameter van tenminste 100.000 lichtjaren, dus elke ster op 30.000 lichtjaar hoort nog steeds bij onze eigen Melkweg.
De enige sterren buiten ons eigen Melkwegstelsel die we misschien zouden kunnen zien zonder telescoop zijn supernova's. Supernova's zijn hele zware gewone sterren die aan het eind van hun leven gekomen zijn en nu veranderen in een neutronenster of een zwart gat. Tijdens deze verandering worden ze tijdelijk ongeveer 10.000 keer zo helder als voorheen, en dan zijn ze vanaf ongeveer 100 keer verder te zien dan voorheen. Na een paar weken wordt zo'n supernova weer zwak.
Je kunt een supernova buiten ons melkwegstelsel misschien zien zonder telescoop als hij niet verder weg is dan ongeveer 3 miljoen lichtjaren en als er geen gas of stofwolken tussen zijn die het licht absorberen voor het bij ons gekomen is. Alleen de dichtstbijzijnde leden van de Lokale Groep van melkwegstelsels zijn minder dan 3 miljoen lichtjaren van ons vandaan, waaronder de Andromedanevel (M 31) en de Kleine en Grote Magelhaense Wolken. Slechts twee supernova's zijn tot nu toe gezien in die melkwegstelsels: eentje in de Andromedanevel in 1885, en eentje in de Grote Magelhaense Wolk in 1987.
De supernova in de Andromedanevel was op z'n helderst van magnitude 6, wat op de grens ligt van wat je zonder telescoop of verrekijker kunt zien, dus je zou waarschijnlijk niet eens met zekerheid hebben kunnen zeggen dat je hem zag, en hij zou er zeker niet opvallend uitgezien hebben.
Supernova 1987a in de Grote Magelhaense Wolk bereikte een helderheid van magnitude 3, wat vrij gemakkelijk te zien is zonder telescoop of verrekijker als je weet in welke richting (en wanneer) je moet kijken. De supernova verzwakte weer en werd al na een paar weken te zwak om nog zonder telescoop te zien.
Alle sterren bewegen, maar sommige bewegen sneller dan andere. Zelfs als ze om te beginnen niet bewegen zal de gecombineerde zwaartekracht van alle andere sterren en dingen ze aan het bewegen brengen (maar misschien alleen heel langzaam).
Er zijn geen kilometerpaaltjes in de ruimte, dus moet je altijd een ster of iets anders in de ruimte kiezen om de beweging mee te vergelijken. Bijvoorbeeld, de Zon gaat ongeveer 20 kilometer per seconde (km/s) ten opzichte van de andere nabije sterren. Al deze sterren (en de Zon) bewegen rond het centrum van de Melkweg met ongeveer 250 km/s. En de Melkweg beweegt ten opzichte van de andere melkwegstelsels.
Een vaste ster is een lichtpuntje aan de nachtelijke hemel dat van dag tot dag en van jaar tot jaar niet beweegt ten opzichte van de andere vaste sterren aan de hemel. Tegenwoordig noemen we zoiets meestal gewoon een ster.
Heel lang geleden noemden sterrenkundigen alle lichtpuntjes aan de hemel sterren, omdat je aan zo'n puntje niet kon zien wat het nu eigenlijk voor een ding was. Sommige van die sterren bewogen (heel langzaam) ten opzichte van elkaar, maar de meesten niet. De sterren die altijd dezelfde plaats ten opzichte van elkaar hadden en dus vaste patronen (sterrenbeelden) vormden werden de "vaste sterren" genoemd. De sterren die langzaam tussen de vaste sterren door bewogen werden de "bewegende sterren" genoemd. Van de Griekse woorden daarvoor komt ons woord "planeet" voor die dingen.
Tegenwoordig weten we dat "vaste sterren" en "bewegende sterren" niet alleen verschillen in hoe ze aan de hemel bewegen, maar ook heel erg in allerlei andere dingen, zoals hun grootte (vaste sterren zijn véél groter) en temperatuur (vaste sterren zijn véél heter). Daarom wordt een planeet tegenwoordig niet meer als een speciaal soort ster gezien, maar als een totaal anders ding.
Sterren produceren een heleboel hitte. Al het licht dat je van een ster ziet werd zelf door die ster gemaakt, en het soort licht dat een ster uitstraalt komt van de hitte van die ster. De meeste sterren maken hitte in hun centrum door daar waterstof om te zetten in helium in een kernreactie. Alleen sterren die met pensioen zijn (witte dwergen, neutronensterren, zwarte gaten) maken zelf geen hitte meer, hoewel ze toch nog wel heter kunnen worden door energie van buiten te halen.
De dichtstbijzijnde ster is de Zon. Het dichtstbijzijnde stersysteem anders dan het Zonnestelsel heet alfa Centauri, en daarin zit de helderste ster van het sterrenbeeld Centaurus. Alfa Centauri is een stelsel met drie sterren erin. In zulke systemen krijgt elke ster een hoofdletter van het alfabet, te beginnen met A voor de helderste. Van de drie sterren is alfa Centauri C nu het dichtste bij ons (op 4,3 lichtjaren), en die ster wordt daarom ook wel Proxima Centauri genoemd (proxima = latijn voor dichtbij). Voor een foto van dit stelsel kun je terecht op //antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap960526.html (engelstalig).
De eerstvolgende ster voorbij de afstand van alfa Centauri is de Ster van Barnard, op 5,9 lichtjaren van de Zon. Voor een lijst van de dichtstbijzijnde sterren kun je terecht op (onder andere) //www.astro.wisc.edu/~dolan/constellations/extra/nearest.html (engelstalig).
Het is een beetje oppassen met zulke lijsten, want af en toe wordt er nog een dichtbije ster ontdekt die nog niet in de lijst staat, maar dat zijn dan wel altijd zwakke sterren, want de heldere waren eenvoudiger te ontdekken en zijn al wel bekend.
Het is in principe mogelijk dat er planeten draaien rond Proxima Centauri (de dichtstbijzijnde buurster van de Zon), maar wij zouden op zulke planeten niet overleven. Proxima Centauri is het kleinste lid van het Alfa Centauri stersysteem. Proxima Centauri is een rode dwergster die veel lichtzwakker, kleiner en koeler is dan de Zon. De baan rond die ster die bij dezelfde temperatuur hoort als die van de Aarde is slechts 7 miljoen kilometer van de ster vandaan (vergeleken met 150 miljoen voor de Aarde). Proxima Centauri is een zogenaamde vlamster, want betekent dat de helderheid van de ster af en toe plotseling flink toeneemt omdat er een super-zonnevlam of zoiets gebeurt, veel groter dan de zonnevlammen van de Zon. Dat is slecht nieuws voor leven op planeten dicht bij die ster, want bij zonnevlammen komt altijd veel schadelijke straling vrij. Op Aarde houden de atmosfeer en de Van Allengordels het meeste van die straling tegen, maar bij Proxima Centauri is die straling waarschijnlijk veel sterker.
De andere leden van het Alfa Centauri-systeem heten Alfa Centauri A en Alfa Centauri B (Proxima Centauri heet ook wel Alfa Centauri C) en vooral Alfa Centauri A lijkt veel meer op de Zon. De leden A en B draaien om elkaar heen op een gemiddelde afstand van 23 Astronomische Eenheden. Dat is minder ver dan Neptunus van de Zon is. Het is mogelijk dat er planeten rond Alfa Centauri A of B draaien, en die hebben een betere kans om leven te herbergen dan planeten rond Proxima Centauri. Zie //homepage.sunrise.ch/homepage/schatzer/Alpha-Centauri.html voor meer informatie (in het Engels) over Alfa Centauri.
De afstand tot nabije sterren kan het meest nauwkeurig bepaald worden aan de hand van hun parallax. Parallax is het effect dat een voorwerp iets ten opzichte van de achtergrond lijkt te verschuiven als je het vanaf een iets andere plek bekijkt. Als je bijvoorbeeld je vinger voor je gezicht houdt en dan eerst met alleen je linker oog kijkt en daarna alleen met je rechter oog (zonder de vinger te bewegen), dan lijkt het net alsof je vinger ten opzichte van de achtergrond een stukje verschoven is. Die verschuiving wordt groter als je vinger dichterbij is of als de afstand tussen de waarneemplekken (in dit geval je ogen) groter wordt.
Als je de afstand tot hele verre dingen met behulp van de parallax wilt bepalen dan is het dus zaak om een zo groot mogelijke afstand te hebben tussen de waarneemplekken. De grootste afstand die wij op Aarde kunnen bereiken is de diameter van de aardbaan rond de Zon, die ongeveer 300 miljoen kilometer bedraagt. Als wij dus de afstand tot een nabije ster willen weten, dan nemen wij het hele jaar door regelmatig foto's van die ster en zijn omgeving, en dan kijken wij na een jaar (of langer) of we zien dat de ster in de foto's verschuift ten opzichte van alle andere sterren in de foto.
Als de ster voldoende dichtbij is, dan zal er zo'n verschuiving zijn. Die verschuiving bestaat dan voor een deel uit echte beweging van die ster en voor een deel uit een heen-en-weerbeweging vanwege de parallax en de baan van de Aarde rond de Zon. De eigen beweging van de ster is bijna altijd langs een rechte lijn, dus die kunnen we scheiden van de heen-en-weerbeweging vanwege de parallax. De grootte van de heen-en-weerbeweging aan de hemel is net zo groot als de diameter van de aardbaan als die op dezelfde afstand stond als de ster.
De sterren blijken op zulke grote afstanden te staan dat de parallax gemeten wordt in boogseconden of in kleine delen van een boogseconde. Een boogseconde is het 3600ste deel van een graad. Ter vergelijking: een stok van 1 meter lang loodrecht op de kijkrichting bedekt aan de hemel 1 boogseconde als hij op 206 km afstand staat, en de Maan heeft aan de hemel een diameter van ongeveer 1800 boogseconden.
Per definitie heet de afstand waarop een ster een parallax heeft van 1 boogseconde de "parsec". (Hiervoor wordt als parallax niet de volle breedte van de heen-en-weerbeweging genomen, maar de helft daarvan -- dus de grootste afwijking vanaf het gemiddelde.) Een parsec is gelijk aan ongeveer 3,26 lichtjaren.
De dichtstbijzijnde ster (Proxima Centauri) heeft een parallax van 0,772 boogseconden, dus die staat op een afstand van 1/0,772 = 1,29 parsec ofwel 1,29*3,26 = 4,2 lichtjaren.
Pas rond 1830 lukte het voor het eerst om met behulp van de parallax de afstand tot een klein aantal nabije sterren te bepalen. Het bleef moeizaam werk tot de lancering van de Hipparcos-satelliet in 1989. Die satelliet kon veel kleinere parallaxen bepalen dan voorheen, tot ongeveer 0,001 boogseconde aan toe. Daarmee kon je tot ongeveer 500 parsec of 1500 lichtjaren ver weg afstanden bepalen (maar natuurlijk steeds minder nauwkeurig naarmate de sterren verder weg staan). Hiermee hebben we nu afstanden tot enkele tienduizenden sterren direct gemeten. Zie //www.rssd.esa.int/Hipparcos/ (Engels).
De toekomstige Gaia-satelliet, waarvan nu voorzien is dat hij in 2011 zal worden gelanceerd, moet nog veel nauwkeuriger gaan meten dan Hipparcos, en zal daarmee van ongeveer een miljard sterren de afstand kunnen meten. Zie //gaia.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=26 (Engels).
Voor sterren die zo ver weg staan dat we hun afstand (nog) niet met behulp van parallax kunnen meten moeten we andere methoden gebruiken, zoals de "standaardkaarsmethode". Een kaars ziet er helderder uit als hij dichterbij staat en zwakker als hij verder weg staat. Als je weet dat twee kaarsen verder identiek zijn (dus ze voldoen aan dezelfde standaard), dan zal de kaars die zwakker lijkt verder weg moeten staan dan de kaars die helderder lijkt. Deze algemene methode kun je ook voor sterren gebruiken, als je kunt schatten hoeveel licht de ster echt uitzendt. En dat kun je schatten als je goed kijkt hoe het licht van de ster over alle kleuren (en spectraallijnen) verdeeld is, want dat is anders voor een reuzenster dan voor een dwergster, en anders voor een hete ster dan voor een koele ster.
Stel bijvoorbeeld dat je de afstand tot een hele verre ster wilt weten. Als je aan de hand van de lichtverdeling een identieke andere ster kunt vinden die aan de hemel veel helderder lijkt, dan kun je uit de verhouding van hun helderheden aan de hemel de verhouding van hun afstanden uitrekenen. En als je van de heldere ster al weet hoe ver die staat (bijvoorbeeld omdat Hipparcos dat met behulp van de parallax heeft kunnen doen), dan kun je met die verhouding de afstand van de hele verre ster uitrekenen.
Parallax van sterren werd al lang bedacht voor men hem ook echt kon meten. Die parallax werd gebruikt in de 16e eeuw als argument in het gevecht tussen het geocentrische wereldbeeld (waarin de Zon rond de stilstaande Aarde draait) en het heliocentrische wereldbeeld (waarin de Aarde rond de stilstaande Zon draait). Dat er tot dan toe niemand in geslaagd was om de parallax van een ster te meten was het eenvoudigst te verklaren, zo ging het argument, als je aannam dat het geocentrische wereldbeeld klopt, want dan verwacht je helemaal geen parallax, omdat de Aarde dan altijd op dezelfde plek blijft staan. De aanhangers van dit idee konden zich niet voorstellen dat de sterren zo verschrikkelijk ver weg staan dat ze geen toen-meetbare parallax vertonen zelfs als de Aarde wel rond de Zon draait.
Je kunt voor allerlei gegevens over individuele sterren terecht op //simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fbasic. Vul bijvoorbeeld "alpha CMa" of "Sirius" in voor de helderste ster uit de Grote Hond, en je krijgt basisgegevens over die ster te zien, zoals
Parallaxes mas:379.21 [1.58]
Dit geeft aan dat de parallax van Sirius gelijk is aan 379,21 milliboogseconden (milli arc seconds = mas) met een onzekerheid van 1,58 milliboogseconden. De afstand tot een ster gemeten in parsec (pc) is gelijk aan 1000 gedeeld door de parallax gemeten in "mas", dus de afstand tot Sirius is 1000/379,21 pc = 2,63 pc.
1 pc = 3,26156 lichtjaren, dus de afstand tot een ster is ook gelijk aan 3261,56 lichtjaar gedeeld door de parallax in "mas". De afstand tot Sirius is dan 2,63 * 3,26 = 3261,56/379,21 = 8,6 lichtjaren.
Een andere optie is om het gratis softwarepakket "Stellarium" te installeren (van //www.stellarium.org). Dan kun je de gewenste sterren gewoon op je scherm aanwijzen en dan krijg je gegevens ervan te zien, waaronder de parallax en afstand. (Bovendien geeft dat programma erg realistische plaatjes van de sterrenhemel gezien vanaf een donkere plek.)
Sterren zijn grote gloeiende gasbollen die licht uitstralen dat gevormd is in kernreacties in het binnenste van de sterren. Sterren zijn net als de Zon, maar alleen veel verder weg dan de Zon. Omdat ze zoveel verder weg staan lijken ze veel kleiner en minder helder dan de Zon, net zoals de koplampen van een auto die aan het eind van je straat is kleiner en minder helder lijken dan de koplampen van een auto die langs je huis rijdt.
Een ster is niet hetzelfde als een nevel. Een ster lijkt op een lichtpuntje, maar een nevel lijkt op een lichtvlek. Sommige nevels zijn grote wolken van gas en stof (zoals de Orionnevel), en sommige zijn hele grote groepen van sterren die dicht bij elkaar zijn (zoals de Andromedanevel).
Sterren "sterven" wanneer hun brandstof op raakt. Sterren verliezen energie in de vorm van licht en hitte die ze uitstralen. Om het verlies weer goed te maken genereert de ster nieuwe energie in zijn centrum door brandstof (voornamelijk waterstofgas) te verbruiken. Sterren worden geboren met een beperkte maar heel grote hoeveelheid brandstof, dus die brandstof raakt uiteindelijk op, en dan sterft de ster. Men verwacht dat de Zon zal sterven (in een witte dwerg zal veranderen) over ongeveer vijf miljard jaar.
Sterren genereren energie omdat er binnen in de ster kernfusie gebeurt dat energie oplevert, en die energie komt deels uit de ster als licht. Kernfusie gebeurt alleen bij ontzaglijk grote druk en temperatuur. De eenvoudigste kernfusiereactie die kan gebeuren is de reactie waarin vier waterstofkernen of protonen worden veranderd in een heliumkern, twee positronen, twee neutrino's, en enige fotonen. Deze reactie gebeurt in sterren op verschillende manieren, die bekend staan als de proton-protonreactie en de CNO-cyclus. Deze reacties worden hieronder nader uitgelegd. De symbolen die in de formules gebruikt worden zijn:
| symbool | betekenis | \({q}\) | \({m}\) |
| H = ¹H | waterstof-1-kern (proton) | +1 | 1 |
| D = ²H | waterstof-2-kern (deuteriumkern) | +1 | 2 |
| ³He | helium-3-kern | +2 | 3 |
| ⁴He | helium-4-kern | +2 | 4 |
| ⁷Be | beryllium-7-kern | +3 | 7 |
| ⁸Be | beryllium-8-kern | +3 | 8 |
| ⁷Li | lithium-7-kern | +4 | 7 |
| ⁸B | boor-8-kern | +5 | 8 |
| ¹²C | koolstof-12-kern | +6 | 12 |
| ¹³C | koolstof-13-kern | +6 | 13 |
| ¹³N | stikstof-13-kern | +7 | 13 |
| ¹⁴N | stikstof-14-kern | +7 | 14 |
| ¹⁵N | stikstof-15-kern | +7 | 15 |
| ¹⁵O | zuurstof-15-kern | +8 | 15 |
| γ | foton | 0 | 0 |
| ν | neutrino | 0 | 0 |
| e⁺ | positron | +1 | 0 |
| e⁻ | elektron | −1 | 0 |
In de voorgaande tabel staat \( q \) voor de elektrische lading van het deeltje (gemeten in eenheden van de lading van een elektron) en \( m \) voor het massagetal (gemeten als het aantal nucleonen, ofwel protonen en neutronen).
Kernreacties kunnen niet willekeurig verlopen, maar moeten zich aan bepaalde behoudswetten houden. Zo moet de totale (netto) hoeveelheid elektrische lading \( q \) tijdens de reactie gelijk blijven, en moet het totale aantal nucleonen \( m \) gelijk blijven. Een andere behoudswet zorgt ervoor dat als een atoomkern een positron uitstoot, dan wordt er ook een neutrino uitgezonden. Er is geen behoudswet voor het aantal fotonen dat uitgezonden wordt.
In gewone sterren (dwergsterren, sterren op de hoofdreeks, sterren van helderheidklasse V), met centrale temperaturen tussen ongeveer 1 miljoen en 20 miljoen kelvin, wordt alleen energie gemaakt met de proton-protonreactie en de CNO-cyclus. In de Zon wordt minder dan 1 procent van de energie met de CNO-cyclus gegenereerd, en meer dan 99 procent met de proton-protonreactie.
De proton-protonreactie of pp-reactie zet waterstofkernen (protonen) om in helium zonder dat daarvoor andere elementen aanwezig hoeven te zijn. Er zijn drie verschillende proton-protonreacties, die bekend staan als PP I, PP II, en PP III. In de Zon wordt ongeveer 70 procent van de energie gemaakt met de PP I-reactie, 29 procent met de PP II-reactie, en 0,1 procent met de PP III-reactie.
De PP I-reactie werkt als volgt:
| 2 H + 2 H | → | 2 D + 2 e⁺ + 2 ν |
| 2 D + 2 H | → | 2 ³He + 2 γ |
| ³He + ³He | → | ⁴He + 2 H + γ |
| netto: | ||
| 4 H | → | ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν + 2 γ |
De PP II-reactie gaat als volgt:
| H + H | → | D + e⁺ + ν |
| D + H | → | ³He + γ |
| ³He + ⁴He | → | ⁷Be + γ |
| ⁷Be + e⁻ | → | ⁷Li + ν |
| ⁷Li + H | → | ⁸Be |
| ⁸Be | → | 2 ⁴He |
| netto: | ||
| 4 H + e⁻ | → | ⁴He + e⁺ + 2 ν + 2 γ |
De PP III-reactie gaat als volgt:
| H + H | → | D + e⁺ + ν |
| D + H | → | ³He + γ |
| ³He + ⁴He | → | ⁷Be + γ |
| ⁷Be + H | → | ⁸B + γ |
| ⁸B | → | ⁸Be + e⁺ + ν |
| ⁸Be | → | 2 ⁴He |
| netto: | ||
| 4 H | → | ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν + 2 γ |
De CNO-cyclus gebruikt koolstof (C), stikstof (N) en zuurstof (O) als katalysator: die elementen worden niet opgebruikt, maar als geen van die elementen aanwezig is, dan kan de CNO-cyclus toch niet gebeuren.
| ¹²C + H | → | ¹³N + γ |
| ¹³N | → | ¹³C + e⁺ + ν |
| ¹³C + H | → | ¹⁴N + γ |
| ¹⁴N + H | → | ¹⁵O + γ |
| ¹⁵O | → | ¹⁵N + e⁺ + ν |
| ¹⁵N + H | → | ¹²C + ⁴He |
| netto: | ||
| 4 H | → | ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν + 3 γ |
Hoe hoger de temperatuur en druk zijn, hoe zwaarder de elementen zijn die door kernfusiereacties gevormd kunnen worden. Bij temperaturen van tenminste pakweg 100 miljoen kelvin kan uit drie helium-4-kernen (via beryllium-8) een koolstof-12-kern gevormd worden en uit vier helium-4-kernen (via koolstof-12) een zuurstof-16-kern. Deze temperaturen vind je niet in dwergsterren zoals de Zon nu is, maar wel in het centrum van rode reuzen (sterren van helderheidsklasse III) zoals de Zon over ongeveer vijf miljard jaar zal zijn.
Bij temperaturen van tenminste pakweg 600 miljoen kelvin kan uit koolstof en zuurstof natrium (Na), neon (Ne), magnesium (Mg), silicium (Si), fosfor (P) en zwavel (S) gevormd worden, zoals schematisch aangegeven in de volgende tabel (met weglating van niet-nucleonen). Deze temperaturen komen alleen voor in superreuzen (sterren van helderheidsklasse I) en in supernovae.
| 2 ¹²C | → | ²⁰Ne + ⁴He |
| 2 ¹²C | → | ²³Na + ¹H |
| 2 ¹²C | → | ²⁴Mg |
| 2 ¹⁶O | → | ²⁸Si + ⁴He |
| 2 ¹⁶O | → | ³¹P + ¹H |
| 2 ¹⁶O | → | ³²S |
Als een superreus aan het eind van zijn leven tijdelijk een supernova wordt, dan kunnen weer andere typen van kernreacties optreden waardoor nog zwaardere elementen gevormd kunnen worden, zoals ijzer en uranium.
Veel sterren hebben convectiezones waarin hun gas niet in rust is maar borrelt alsof het kookt. Netto gaat warm gas daar omhoog en koud gas naar beneden, en op die manier wordt netto energie (warmte) naar het oppervlak van de ster vervoerd. Convectie treedt op waar dat een efficiëntere manier van energietransport is dan straling is.
Volgens [BowersDeeming] hebben hoofdreekssterren met meer dan ongeveer twee zonsmassa's een convectieve kern, omdat die hun energie voornamelijk uit de CNO-cyclus halen waarbij de energieproductie heel erg sterk van de temperatuur afhangt, wat naar steile temperatuurgradiënten neigt. Hoofdreekssterren met minder dan ongeveer twee zonsmassa's halen hun energie uit proton-protonreacties waarbij de energieproductie veel minder sterk van de temperatuur afhangt, wat een niet-convectieve kern toelaat. Voor sterren met minder dan 1,1 zonsmassa's blijft de kern niet-convectief, maar voor zwaardere sterren kan hij tegen het eind van de hoofdreeks blijkbaar toch nog convectief worden. Dat zal wel te maken hebben met omzetting van helium naar koolstof, waar dan misschien weer een steile temperatuursafhankelijkheid bij hoort. Als helium het eindproduct is (voor minder zware sterren), dan heb je uiteindelijk een kern van bijna alleen helium waar geen kernreacties in gebeuren, en dan is die kern isotherm, en dus blijft hij convectieloos.
Aan de andere kant hebben koele sterren (zoals de Zon) een flinke convectielaag aan de buitenkant, omdat de relatief lage temperatuur een flinke zone geeft waarin waterstof maar deels geïoniseerd is, en dat geeft flinke opaciteit waardoor straling er moeilijker doorheen komt, wat betekent dat convectie effectiever kan zijn. Bij hetere sterren is waterstof al snel helemaal geïoniseerd en dan is de opaciteit een stuk lager, en dan is er geen convectie aan de buitenkant.
Dus: Op de hoofdreeks hebben koele, lichte sterren (M > 2) een convectieve buitenkant, en hete, massieve sterren (M > 2) een convectieve binnenkant. Hoe het zit in het overgangsgebied is mij niet helemaal duidelijk. Sommigen zeggen dat een A-ster geheel convectievrij kan zijn, maar anderen spreken juist over twee convectielagen in een A-ster. Het zal wel erg afhangen van het specifieke model, en van de precieze abundanties.
Na de hoofdreeks, op weg naar het rode-reuzenstadium, wordt de buitenkant voor alle sterren convectievrij, maar voor lichte sterren komt de buitenconvectie uiteindelijk weer terug, als de buitenlagen voldoende afgekoeld zijn.
Overdag zijn de sterren er nog steeds, maar dan zie je ze niet omdat de lucht dan zo mooi helder blauw is (als het niet bewolkt is, tenminste). Het blauw van de lucht is licht dat van de Zon komt en onderweg was naar een andere plek dan waar jij bent, maar dat onderweg tegen een luchtdeeltje botst en dan toch nog naar jou toe komt. Wetenschappers noemen dat verstrooiing van licht. Zulke botsingen gaan het beste met blauw licht, en daarom is de lucht blauw. De lucht is veel minder helder dan de Zon zelf, maar toch nog veel helderder dan de sterren, en daarom kun je de sterren overdag niet zien.
Het helpt niet als je de hoeveelheid hemel die je ziet beperkt, bijvoorbeeld door door een hoge schoorsteen omhoog te kijken, want dat vermindert de helderheid van de hemel net naast de ster niet en verhoogt ook niet de helderheid van de ster zelf, dus het maakt de ster niet beter zichtbaar.
Je zou de ster alleen kunnen zien als je de hoeveelheid hemel die je zag naast de ster zo ver verminderde dat je niet meer kunt zeggen waar de hemel eindigt en de ster begint, maar dan is er een hele goede kans dat er helemaal geen heldere ster meer door het hele kleine beeldveld passeert terwijl je kijkt, en dan zou een ster in slechts een paar seconden door dat beeldveld bewegen. Het lijkt niet de moeite waard om dit te proberen.
Maar er is een betere manier. Je kunt de helderheid van de hemel verminderen door het met vergroting te bekijken, zoals door een telescoop. Als je naar de hemel kijkt door een telescoop, dan ziet een bepaald stuk hemel er groter uit, dus wordt zijn helderheid over een groter oppervlak uitgesmeerd en lijkt minder. Een ster ziet er nog altijd uit als een punt, dus is de helderheid daarvan niet uitgesmeerd en lijkt de ster helderder als je het vergelijkt met de hemel er omheen. Als de vergroting van de telescoop voldoende groot is, dan kun je er ook overdag sterren mee zien.
Ik weet niet precies hoeveel vergroting je nodig hebt om dit te doen, maar het kan niet zo veel zijn, want het schijnt dat je soms Venus (magnitude −4) overdag kunt zien zelfs zonder vergroting, als je weet waar je moet kijken.
De sterren verschijnen 's avonds ook niet allemaal tegelijk. De helderste sterren kun je het eerste zien, want dan is de lucht al donkerder dan de helderste sterren, maar nog steeds lichter dan de zwakke sterren.
Als er geen lucht was op Aarde, dan zou de lucht ook niet blauw zijn, en dan zou je overdag wel sterren aan de hemel kunnen zien, als je tenminste niet naar de Zon keek, want je kunt een klein lichtje niet goed zien als die net naast een heel helder licht staat.
Op de Maan of in de ruimte is geen lucht, dus daar kun je de sterren overdag wel aan de hemel zien.
Op Aarde kun je toch nog de sterren overdag aan de hemel zien als je een hele grote telescoop gebruikt (zodat er naast de ster maar een heel klein beetje lucht in beeld is) of als je een totale zonsverduistering meemaakt. Tijdens een totale zonsverduistering schuift de Maan helemaal voor de Zon en houdt zo bijna al het zonlicht tegen. Dan wordt het donker alsof het nacht is, en dan kun je de helderste sterren zien.
Vestrooiing van licht gebeurt ook 's nachts. Van het licht van lantarenpalen en kassen en auto's en huizen dat omhoog de lucht in gaat wordt een beetje door de luchtdeeltjes weer terug naar beneden verstrooid. Daarom zijn vanuit een stad of een kassengebied de zwakste sterren of de melkweg ook tijdens een heldere nacht niet goed te zien. Daarom gaan astronomen met hun telescopen naar afgelegen plekken waar geen steden of kassen dichtbij zijn: dan is de lucht 's nachts nog echt donker en kun je veel meer sterren zien.
Met bijvoorbeeld een prisma kun je het licht van een ster uiteen laten vallen in zijn afzonderlijke kleuren, in een zogenaamd spectrum. Toen men dit met het licht van sterren deed vond men dat ze niet allemaal hetzelfde waren. Sommige sterren hadden meer blauw licht en andere meer rood. Ook waren er dunne donkere lijnen (spectraallijnen) te zien in de spectra en die waren ook niet hetzelfde voor alle sterren, maar wel waren er spectra van groepen sterren die ongeveer hetzelfde waren. Men begon de sterren in klassen te verdelen aan de hand van hun spectra. Ze begonnen met klas A en gingen zo het alfabet af. Sommige van die klassen werden later samengevoegd en daarom bleven uiteindelijk alleen A, B, F, G, K, M, N, O, R en S over. De Zon is een ster van klasse G.
Vele jaren later ontdekte men dat de meeste spectraalklassen vooral iets zeiden over de oppervlaktetemperatuur van de sterren. Toen men die klassen in de volgorde van afnemende oppervlaktetemperatuur zette kreeg men O B A F G K M en dat is de volgorde waarin je de spectraalklassen nu meestal ziet. Sterren van klasse O zijn het heetste en die van klasse M het koudste. De klassen R, N, en S zijn zeldzaam en hebben niet alleen met de temperatuur te maken (hoewel ze wel altijd op koele sterren duiden) en worden meestal in die volgorde na M gezet.
Deze reeks is niet eenvoudig om te onthouden, dus probeerden generaties sterrenkundestudenten om er ezelsbruggetjes voor te verzinnen. Ik ken er geen in het Nederlands, omdat wij voornamelijk Engelse studieboeken hadden, maar een hele bekende in het Engels is: "Oh, Be A Fine Girl Kiss Me Right Now, Smack". Dat betekent "O, wees een leuke meid kus me nu meteen, smak".
De meeste sterren zijn niet altijd even helder, maar soms een beetje helderder en soms een beetje zwakker. Voor de meeste sterren is de variatie zo klein dat je het alleen met gevoelige apparaten kunt meten. Voor sommige sterren is de variatie zo groot dat je het kunt opmerken als je regelmatig naar die sterren kijkt. Zulke sterren worden variabele sterren genoemd.
Er zijn veel verschillende oorzaken mogelijk waarom een bepaalde ster variabel is. Sommige variëren zo regelmatig dat je je horloge er gelijk op kunt zetten, en hun helderheid varieert altijd bijna even veel, terwijl de helderheid van anderen op onvoorspelbare tijden met telkens andere hoeveelheden verandert.
Eén soort van variabele ster is een bedekkingsvariabele ster. Dat is een dubbelster (een systeem waarin twee sterren om elkaar draaien) waarin één van de sterren regelmatig een deel van de andere ster bedekt, gezien vanaf de Aarde. Als de ene ster voor de andere ster langs beweegt dan bedekt degene die dichter bij ons is een deel van de andere ster en dan kan het licht van dat deel van de andere ster ons niet bereiken, dus dan komt er in totaal minder licht van de dubbelster. Een bedekkingsvariabele ster is dus niet periodiek helderder maar juist periodiek zwakker.
Het is mogelijk dat een dubbelster periodiek helderder wordt, maar dan is het niet vanwege onderlinge bedekkingen, maar omdat één van de sterren periodiek gas van de andere ster afpikt. Dat gas wordt verschrikkelijk heet als het op de ene ster neerstort en dat betekent dat het heel helder wordt en heel veel röntgenstraling uitzendt. Zo een ster kunnen we een vlamster noemen.
Het is vrij gemakkelijk om die twee soorten dubbelsterren te onderscheiden: een vlamster geeft meestal een enorme piek in röntgenstraling terwijl de hoeveelheid röntgenstraling van een bedekkingsvariabele daarmee vergeleken bijna niet verandert.
Het Hertzsprung-Russelldiagram (vaak afgekort to HR-diagram) is een grafiek waarin op de horizontale as een maat voor de oppervlaktetemperatuur (spektraalklasse, kleur) staat en op de vertikale as een maat voor de absolute helderheid (de helderheid gezien vanaf een standaardafstand). Als je voor elke ster in het HR-diagram een punt zet op de plek die overeenkomt met zijn temperatuur en absolute helderheid dan zie je dat de sterren niet overal staan maar voorkeur hebben voor bepaalde gebieden.
De meeste sterren zijn in het HR-diagram te vinden op de hoofdreeks, die van linksboven (helder en heet) naar rechtsonder (zwak en koel) door het diagram loopt. Dat zijn sterren die waterstof omzetten in helium.
De (gewone) reuzentak is de route die een ster als de Zon volgt in het HR-diagram als de waterstof in zijn kern op is (door omzetting naar helium) en de ster een rode reus wordt. Intussen wordt die kern steeds heter, en uiteindelijk (voor een ster met voldoende massa, ook voor de Zon) heet genoeg om helium om te gaan zetten naar koolstof. Dan beweegt de ster in het HR-diagram langzaam naar links. Veel sterren die in deze fase zijn zitten in het HR-diagram dicht bij elkaar in een horizontale wolk, die de horizontale tak wordt genoemd.
Uiteindelijk raakt ook de helium op, en dan beweegt de ster in het HR-diagram weer terug naar de plek waar de heliumverbranding begon: dan word het weer een rode reus. De afgelegde route ligt dicht naast de route die de ster aflegde toen hij voor het eerst een rode reus werd, en wordt de asymptotische reuzentak genoemd, omdat hij op het laatst bijna gelijk loopt met de eerdere reuzentak.
Het is een beetje verwarrend dat sommige namen (zoals "hoofdreeks" en "horizontale tak") horen bij dingen die je in het HR-diagram van een gegeven moment van een heleboel sterren kunt zien, en andere namen (zoals "reuzentak" en "asymptotische reuzentak") horen bij dingen die je pas kunt zien als je de levensloop van een losse ster heel lang volgt.
Je kunt een recent HR-diagram met een heleboel sterren zien op //en.wikipedia.org/wiki/File:HRDiagram.png. Daarin zijn de hoofdreeks en horizontale tak te herkennen.
Je kunt een HR-diagram met wat evolutiesporen van sterren zien op //en.wikipedia.org/wiki/File:Stellar_evolutionary_tracks-en.svg.
![[vorige]](../../pic/docsleft.gif "vorige"){kind=small}
![[volgende]](../../pic/docsrigh.gif "volgende"){kind=small}
//aa.quae.nl/nl/antwoorden/sterren.html;
Laatst vernieuwd: 2021-07-19
