Saturnus avondster – Google Play SterHemel app MijnHemel App Store – Hemel vannacht – Weer – Meer vragen over sterren – FAQ – Gegevens van sterren – Astrokalender – Hemelkaart – Maanfasekalender Google Play App Store YouTube Google agenda Facebook Twitter

Welke temperaturen hebben sterren?

Sterren hebben verschillende kleuren doordat ze verschillende temperaturen hebben. Maar welke temperaturen hebben sterren dan precies?

We hebben het hier over de temperatuur die de kleur van een ster bepaalt. We hebben het dan dus over de oppervlaktetemperatuur, in tegenstelling tot bijvoorbeeld de centrale temperatuur (voor een tabel met onder andere de centrale temperatuur, zie Hoe ontstaan, leven en eindigen sterren?). De oppervlaktetemperatuur wordt ook wel de effectieve temperatuur (\(T_{\mathrm{eff}}\)) genoemd en is gedefinieerd door \begin{equation} L = 4\pi R^2 \sigma T_{\mathrm{eff}}^4, \end{equation} waarbij \(L\) de lichtkracht van de ster is, \(R\) zijn straal en \(\sigma\) de constante van Stefan-Bolzmann. De oppervlaktetemperaturen van de meeste sterren die we aan de hemel kunnen zien ligt tussen ruwweg 3000K en enkele tienduizenden kelvins. De kelvinschaal is de temperatuurschaal die in de wetenschap meestal wordt gebruikt. Om van kelvin (K) naar graden Celsius (°C) om te rekenen, moet je 273 graden van de temperatuur aftrekken. Een temperatuur van 273K is dus gelijk aan 0°C, 0K is -273°. In het dagelijks leven is er een groot verschil tussen de beide temperatuurschalen, als we een ster van 10.000K beschouwen is dat verschil veel kleiner (9730°C), zodat het (zeker voor dit verhaal) niet veel uitmaakt of een temperatuur nu in kelvin of in graden Celsius wordt uitgedrukt.

De temperatuur van sterren wordt bepaald door naar het spectrum te kijken. Een spectrum van het sterlicht wil zeggen dat het licht van de ster in al z'n kleuren uiteengerafeld wordt, zodat de intensiteiten van de verschillende kleuren met elkaar vergeleken kunnen worden. In de negentiende eeuw werden sterren in categorieën A t/m Q ingedeeld. Aan het begin van de twintigste eeuw kwam men erachter dat deze indeling feitelijk gebaseerd was op de temperatuur, maar niet in de oorspronkelijke volgorde. De volgorde is nu: O-B-A-F-G-K-M (te onthouden door het ezelsbruggetje Oh Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me, waarbij het geslacht vrij te kiezen is). Dit wordt de spectraalclassificatie of classificatie naar spectraaltypen genoemd. O-sterren zijn de heetste sterren die we kennen, M-sterren de koelste. Een O-ster wordt ook wel een vroeg-type ster genoemd, een M-ster een laat-type ster. Dit is een misleidende term, omdat het suggereert dat alle sterren van het vroege naar het late spectraaltype evolueren en dat is (meestal) niet het geval. Binnen een spectraaltype zijn de sterren weer onderverdeeld met een nummer tussen 0 en 9. Zo loopt de classificatie van F via G naar K als volgt: ...-F8-F9-G0-G1-...-G8-G9-K0-K1-... Hier wordt een G0-ster een vroeg type G-ster en een G9-ster een laat type G-ster genoemd. De Zon is een G2-ster.

De ruwe eigenschappen van een ster kunnen we dus opschrijven per spectraaltype, zie Tabel 1. Deze tabel geldt strikt genomen voor hoofdreekssterren (met name de massa's).

Spectraaltype	Temperatuur (K)	Kleur	Massa (M_o)	Levensverwachting (jaren)
O	30 000 - 60 000	Blauwachtig	20 - 120	10⁵ - 10⁶
B	10 000 - 30 000	Blauw-wit	3 - 20	10⁸
A	7 500 - 10 000	Wit-blauw	1,5 - 3	paar keer 10⁹
F	6 000 - 7 500	Wit	1,0 - 1,5	10¹⁰
G	5 000 - 6 000	Geel-wit	0,8 - 1,0	paar keer 10¹⁰
K	3 500 - 5 000	Oranje-achtig	0,5 - 0,8	> 10¹⁰
M	2 000 ? - 3 500	Roodachtig	0,08 - 0,5	> 10¹¹
Tabel 1: Globale eigenschappen van hoofdreekssterren per spectraaltype.

Hete sterren zijn meestal heet doordat ze erg lichtkrachtig zijn. Een vierkante meter heet gas (lees: steroppervlak) zendt namelijk (veel) meer licht uit dan een vierkante meter koeler gas. De manier waarop hele hete sterren al dat licht door hun oppervlak kunnen laten ontsnappen is dus door zo heet te zijn. Zou de ster dezelfde oppervlakte hebben (dus dezelfde straal), maar een veel lagere temperatuur, dan zou de ster ook veel lichtzwakker zijn. Koele sterren kunnen dus hele lichtzwakke sterren zijn, met name als ze zich op de hoofdreeks bevinden (de zogenaamde M-dwergen). Deze sterren hebben een lage temperatuur (stralen dus weinig licht uit per vierkante meter) en een kleine straal (dus weinig oppervlak) en deze twee eigenschappen samen zorgen ervoor dat deze sterren in totaal weinig licht uitstralen. Er zijn echter ook hele heldere (lichtsterke), koele sterren. Dit zijn dus ook of M-sterren, die per vierkante meter heel weinig licht uitstralen. De enige manier waarop deze sterren in totaal toch zoveel licht uit kunnen zenden, is door een heel groot oppervlak (dus een hele grote straal) te hebben. Dit zijn de zogenaamde rode reuzen en AGB-sterren. Voor laat-type sterren (K-M) kan er dus nogal wat variatie zijn in de straal en dus lichtkracht van de ster. Zo heeft een typische M-dwerg een lichtkracht van enkele procenten van een zonslichtkracht, terwijl een typische rode reus enkele honderden tot enkele duizenden zonslichtkrachten kan hebben. Beide hebben echter spectraaltype M.

Om dit te ondervangen zijn de zogenaamde helderheidsklassen ingevoerd, aangegeven met de Romeinse cijfers I tot VII. In feite geeft de helderheidsklasse aan of een ster met een bepaald spectraaltype een dwergster (en dus lichtzwak, klasse V) is of een reuzenster (en dus lichtsterk, klasse II of III). Hoofdreekssterren hebben klasse V. Er bestaan ook superreuzen (klassen I) en subreuzen (klasse IV). Er zijn nog meerdere klassen en verdere onderverdelingen, maar die zijn voor dit verhaal onbelangrijk.

Zie ook:
Welke kleuren hebben sterren?
Hoe ontstaan, leven en eindigen sterren?
Hoe komt de Zon aan haar energie?

Vannacht aan de hemel: Maan, planeten en deepsky-objecten
De 100 helderste sterren
Eigenschappen van sterren naar spectraaltype
Eigenschappen van sterren naar massa
Gegevens van sterrenbeelden
Deepsky-objecten

@hemel_waarnemen volgen