Licht van sterren

Sterren zijn, als je vanuit de aarde kijkt, hele kleine lichtbronnetjes aan de nachtelijke hemel. In werkelijkheid zijn sterren enorm groot. Door het licht van een ster te bestuderen krijgen we veel informatie over de ster.

Kijken in het verleden

De dichtstbijzijnde ster, op de zon na, is Proxima Centauri. Deze staat 4,0⋅10¹⁶ m van de zon. Dat betekent dat het licht er 37 063 uur over doet om van Proxima Centauri bij ons te komen. Dat is 4,2 jaar! Wanneer je vanuit de aarde naar Proxima Centauri kijkt, zie je dus wat er op die ster 4,2 jaar geleden gebeurde. Hoe verder de ster weg staat, hoe meer je in het verleden kijkt. Zo staat de poolster ruim 100 keer verder weg dan Proxima Centauri, waardoor het licht er ook ruim 100 keer zo lang over doet: ruim 420 jaar dus.

Proxima Centauri is de ster die het dichtst bij de zon staat.

Lichtjaar

Omdat in de sterrenkunde de afstanden altijd enorm groot zijn, wordt vaak de eenheid lichtjaar gebruikt. Een lichtjaar is de afstand die het licht in één jaar aflegt. Een jaar is 365,24 x 24 x 3600 = 31 556 736 s. De afstand die het licht in die tijd aflegt is s = v x t = 299 792 x 31 556 736 = 9,46⋅10¹² km. Een lichtjaar is dus 9,46⋅10¹⁵ m.

Telescopen

Om sterren te bestuderen worden telescopen gebruikt. Traditionele telescopen bestaan uit een combinatie van meerdere lenzen of gekromde spiegels, die er samen voor zorgen dat er een beeld ontstaat van een stukje van het heelal. Hoe groter de diameter van de lenzen is, hoe meer licht de telescoop kan opvangen.

Niet alleen zichtbaar licht kan bestudeerd worden met telescopen. Met behulp van computerapparatuur kan ook elektromagnetische straling die niet zichtbaar is geregistreerd worden. Denk aan UV-straling en IR-straling, maar er zijn ook telescopen die zijn ontworpen voor de registratie van radiogolven of röntgenstraling.

Om een goed beeld te krijgen van het heelal is het belangrijk dat het opgevangen licht zo min mogelijk verstoord wordt. De beste telescopen staan daarom op een zo donker mogelijke plek (zodat er zo min mogelijk invloed is van strooilicht van de omgeving) en op een hoge berg in een droge omgeving (zodat er minder straling door de atmosfeer geabsorbeerd wordt). Belangrijke observatoria staan dan ook op bergen in bijvoorbeeld Hawaï of Chili. In 2021 is ook de James Webb Ruimtetelescoop in gebruik genomen. Omdat deze in een baan rond de aarde zweeft kunnen hiermee beelden van het heelal gemaakt worden zonder invloed van de atmosfeer.

Stralingskromme

Door het beeld van een stukje van het heelal op te vangen met een telescoop, kun je vervolgens het licht dat door een ster uitgezonden wordt bestuderen. Met computerapparatuur kan van een ster het spectrum geregistreerd worden: er wordt dan gemeten hoeveel straling er van elke golflengte opgevangen wordt. Wanneer we hier bij sterren een grafiek van maken ontstaat een typische vorm: de stralingskromme. Op de horizontale as staat de golflengte, op de verticale as staat hoeveel energie er in die golflengte opgevangen wordt. Aan de hand van de stralingskromme kun je iets zeggen over de kleur van de ster: als alle golflengtes van het zichtbare licht ongeveer evenveel voorkomen dan is de ster wit. Is er veel minder blauw dan rood licht, dan heeft de ster een rode kleur. Is er veel minder rood dan blauw licht, dan heeft de ster een blauwe kleur.

Temperatuur van de ster

Uit de gemeten stralingskromme van de ster kan de temperatuur van de ster bepaald worden. Hiervoor gebruik je de wet van Wien, waarin de golflengte wordt gebruikt waarin de meeste straling wordt uitgezonden. Dit is dus de golflengte waar de top van de stralingskromme ligt. De constante van Wien is 0,002898 m⋅K.

Bij rode sterren ligt de top van de stralingskromme bij een grote golflengte. Dat betekent dat rode sterren een lage temperatuur hebben. Blauwe sterren hebben juist de top van de stralingskromme bij een kleine golflengte liggen. Daarom hebben blauwe sterren een hoge temperatuur.

Het leven van een ster

De hoge temperatuur van sterren wordt veroorzaakt door de energie die vrijkomt bij kernfusie op de ster. Jonge sterren bestaan voornamelijk uit waterstof. Bij kernfusie komen twee waterstofkernen samen, en deze fuseren dan tot een heliumkern. Hierbij komt veel energie vrij, warmte die ervoor zorgt dat de ster een hoge temperatuur krijgt en licht uit kan stralen. Bij normale sterren is dat licht wit. Bij grote sterren kunnen er meer kernen fuseren en komt er meer energie vrij, waardoor ze een hogere temperatuur hebben en blauw van kleur zijn.

Hoe minder waterstofkernen er over zijn op de ster, hoe moeilijker de kernfusie verloopt. Een ster koelt dan af, de temperatuur wordt lager. Hij wordt daardoor rood van kleur. De ontstane druk in de ster zorgt er ook voor dat de ster groter wordt, je krijgt dan een rode reus of een rode superreus. Deze sterren zijn dus ouder dan de andere sterren.

Wanneer op de ster geen kernfusie meer plaats kan vinden wordt de ster instabiel en valt hij uit elkaar. Dit resulteert in een planetaire nevel met daarin een kleine ster met hele grote dichtheid: een witte dwerg. Deze verandert, als hij geen licht mee uit kan zenden, in een zwarte dwerg. Bij grote sterren kan er een supernova-explosie zijn, die resulteert in het ontstaan van een neutronenster of een zwart gat.