Glossarium astronomicum

Terug naar de woordenlijst
Superreuzen zijn de grootste en helderste sterren. Ze kunnen honderden keren groter zijn dan de zon en vele duizenden keren helderder. Ze bevinden zich in het bovenste gedeelte van het Hertzsprung-Russell-diagram met absolute visuele magnitudes tussen −3 en −8. Het temperatuurbereik van superreussterren loopt van ongeveer 3400 kelvin (K) tot meer dan 20.000 K. Het zijn ofwel massieve sterren ofwel sterren die zich in een zeer late fase van hun evolutie bevinden. Superreussterren kunnen worden geïdentificeerd op basis van hun spectra, met kenmerkende lijnen die gevoelig zijn voor hoge helderheid en lage oppervlaktetractie: deze spectraallijnen zijn smal in vergelijking met de breedte van lijnen in kleinere sterren. Typische voorbeelden van superreussterren zijn Betelgeuze in Orion en de Cepheïde-variabelen.

Gerelateerde termen:
• Reuzenster
• Rode superreus
• Sterevolutie
• Lichtkrachtklasse

Terug naar de woordenlijst
Sterevolutie beschrijft het verouderingsproces van sterren en hoe ze veranderen tijdens hun levenscyclus. In tegenstelling tot in de evolutionaire biologie verwijst sterrenevolutie niet naar veranderingen in eigenschappen tussen verschillende generaties sterren.

Sterren brengen het grootste deel van hun leven door in de hoofdreeksfase van stellaire evolutie, waarbij ze waterstof in hun kern tot helium fuseren en energie vrijgeven. Naarmate een ster ouder wordt en de waterstof in zijn kern opraakt, zal de kern samentrekken en mogelijk zo heet worden dat heliumfusie begint. Afhankelijk van de massa van de ster kan dit ertoe leiden dat de ster evolueert tot een reus of superreus. In sommige reuzen en superreuzen produceert fusie steeds zwaardere elementen.

Sterren met een initiële massa tussen de helft en acht keer de massa van onze zon zullen uiteindelijk kernen van koolstof, zuurstof en/of neon hebben, terwijl de fusie van waterstof en helium doorgaat in schillen rond de kern, waardoor ze een gelaagde ui-achtige structuur krijgen. Uiteindelijk zullen ze hun buitenste lagen verliezen, die een planetaire nevel gaan vormen, waardoor alleen de kern overblijft als een kleine, helderwitte dwerg. Sterren met een massa van meer dan acht zonsmassa's blijven zwaardere elementen fuseren totdat de kernen in hun kern zijn gefuseerd tot ijzer. Verdere fusie kan dan geen extra energie vrijmaken. Dit veroorzaakt een supernova-explosie, die een zeer compacte neutronenster achterlaat of, in het geval van zeer massieve sterren, een zwart gat.

Zowel planetaire nevels als supernova-explosies stoten materie van sterren uit in het interstellaire medium. In bepaalde andere fasen van hun evolutie stoten veel sterren ook massa uit door middel van sterrenwinden, extreme pulsaties of explosies. De uitgestoten materie is verrijkt met zware elementen als gevolg van de kernfusie en, in het geval van een explosie, van kernreacties tijdens de explosie zelf. Dit verrijkte materiaal kan worden opgenomen in toekomstige generaties sterren.

De evolutie van sterren tijdens al deze fasen kan worden beïnvloed door interactie met een begeleider in een meervoudig sterrenstelsel.

Gerelateerde termen:
• Zwart gat
• Hoofdreeks
• Neutronenster
• Kernfusie
• Planetaire nevel
• Sterrenresten
• Supernova
• Witte dwerg
• Interstellair medium

Terug naar de woordenlijst

De geboorte van een ster is het resultaat van de gravitationele ineenstorting van koude en dichte gebieden, zogenaamde kernen, binnen reusachtige moleculaire wolken, die vooral in de spiraalarmen van sterrenstelsels voorkomen. Stervorming omvat complexe fysische processen, die zich op verschillende schaalniveaus voltrekken en het gevolg zijn van de effecten van zwaartekracht, druk, straling, magnetische velden, turbulentie, chemie, enz., waarvan sommige nog steeds niet goed worden begrepen. Afhankelijk van de massa van de moederwolk en de accretieprocessen tijdens de vormingsfasen kan de massa van de ster variëren van 0,08 tot enkele honderden zonsmassa's. De meeste sterren ontstaan niet geïsoleerd, maar als onderdeel van een sterrencluster. Tijdens de vormingsfasen bouwt zich rond de centrale ster een protosterrenschijf op, die uiteindelijk het bouwmateriaal levert voor de vorming van planeten.

Gerelateerde termen:
• Stof
• Gas
• Protoster
• Zonsmassa
• Spiraalvormig sterrenstelsel
• Ster
• Sterrenhoop
• Sterevolutie
• Magnetisch veld

Terug naar de woordenlijst

Ook bekend als M-superreus

Een rode superreus is een ster met een relatief koel oppervlak, maar met een straal die doorgaans honderden of zelfs duizenden keren zo groot is als die van een hoofdreeksster zoals onze zon. Door de lagere temperatuur ziet het oppervlak er roodachtig uit, terwijl de grote diameter ervoor zorgt dat de ster aanzienlijk helderder schijnt dan onze zon.

Rode superreuzen worden op dezelfde manier gevormd als rode reuzen, maar dan uit voorlopers die aanzienlijk zwaarder zijn. Beide soorten waren oorspronkelijk hoofdreekssterren, dat wil zeggen sterren zoals onze zon die via kernfusie waterstof in hun kern omzetten in helium (hoewel rode superreuzen een veel grotere massa hebben dan de zon). Wanneer een dergelijke ster geen waterstofbrandstof meer heeft, begint hij helium om te zetten in zwaardere elementen. Op dat moment zet de ster uit, waarbij het oppervlak afkoelt, en door de toegenomen omvang wordt de ster helderder. De resterende levensduur van rode superreuzen bedraagt slechts enkele tienduizenden jaren.

Voorbeelden van rode superreuzen zijn Betelgeuze, in Orion, en Antares, in Scorpius. Net als rode reuzen zijn rode superreuzen gevoelig voor pulsatie en massaverlies. De meeste, mogelijk alle, rode superreuzen eindigen in een supernova-explosie, waarbij ze een groot deel van hun gas uitstoten en hun kernen instorten tot neutronensterren of zwarte gaten.

Gerelateerde termen:
• Hoofdreeks
• Rode reus
• Spectraaltype
• Ster
• Sterevolutie
• Supernova
• M-type ster
• Orion

Terug naar de woordenlijst
Een planetaire nevel is een wolk van gas en stof die afkomstig is van de buitenste lagen van een stervende ster en zich uitbreidt in het algemene interstellaire medium. Het gas, dat wordt geactiveerd door ultraviolet licht van de stervende ster, gloeit met een emissielijnspectrum. Sommige planetaire nevels zijn ongeveer bolvormig en kunnen er in een kleine telescoop uitzien als een planeet, maar hun aard is totaal anders. Andere planetaire nevelen zijn niet bolvormig, vanwege de rotatie van de ster, het magnetisch veld of de dubbelsterren.

Gerelateerde termen:
• Stof
• Gas
• Nevel
• Sterevolutie
• Magnetisch veld
• Rotatie

Terug naar de woordenlijst

De hoofdreeks is een lange, dunne groep sterren op het Hertzsprung-Russell-diagram. Deze reeks omvat sterren die zich in de belangrijkste waterstoffusiefase van hun evolutie bevinden. Behalve de minst massieve sterren, verlaat een ster na voltooiing van de waterstoffusie in de kern de hoofdreeks en begint hij te evolueren naar de reuzengroep. Sterren in de hoofdreeks worden vaak dwergen genoemd om ze te onderscheiden van reuzen. Hete sterren op de hoofdreeks zijn helderder dan koele sterren op de hoofdreeks. De heetste sterren fuseren waterstof snel, waardoor ze vaak maar een paar miljoen jaar op de hoofdreeks blijven. Sterren zoals de zon blijven ongeveer tien miljard jaar op de hoofdreeks, terwijl koelere sterren nog langer een stabiele waterstoffusie behouden.

Gerelateerde termen:
• Dwergster
• Reuzenster
• Hertzsprung-Russell (HR)-diagram
• Waterstoffusie
• Sterevolutie

Terug naar de woordenlijst

Sterren die helium tot koolstof fuseren in hun kern worden horizontale taksterren genoemd. De naam komt voort uit het feit dat deze sterren langs een horizontale tak in het Hertzsprung-Russell-diagram liggen, met een reeks “oppervlaktetemperaturen” (effectieve temperaturen) maar een vrijwel constante lichtkracht. Dit zijn sterren die de rode reuzenfase voorbij zijn en waarbij variabele hoeveelheden massa (buitenste lagen) verloren zijn gegaan. Hoofdreekssterren met een massa tot acht keer de massa van de zon kunnen deze evolutionaire fase doorlopen.

Gerelateerde termen:
• Hoofdreeks
• Rode reus
• Sterevolutie
• Effectieve temperatuur