Sterrenclassificatie: uitleg van spectraaltypen, kleur en temperatuur

Sterrenclassificatie: begrijp spectraaltypen, kleur en temperatuur — van koele M-sterren tot hete O-sterren. Leer hoe spectrum en kleur de stertemperatuur bepalen.

In de sterrenkunde is sterrenclassificatie een manier om sterren te groeperen op basis van hun temperatuur. De temperatuur van een ster kan worden gemeten door naar het spectrum te kijken, het soort licht dat de ster uitstraalt.

Sterren worden ook ingedeeld in spectraalklassen op basis van kleur. In het algemeen bepaalt de temperatuur van een ster zijn kleur, van rood tot blauwwit. Spectraaltypen worden aangeduid met een letter. De zeven hoofdtypen zijn M, K, G, F, A, B en O. M-sterren zijn de koudste sterren en O-sterren zijn de heetste. Het volledige systeem bevat nog andere types die moeilijk te vinden zijn: W, R, N en S.

De ster die het dichtst bij de aarde staat, de zon, is een ster van klasse G.

Wat bepaalt een spectraalklasse?

Een spectraalklasse wordt vooral bepaald door de oppervlaktetemperatuur van een ster. Die temperatuur beïnvloedt welke atomaire en moleculaire lijnen zichtbaar zijn in het spectrum. Bijvoorbeeld:

• Waterstof-Balmerlijnen zijn zeer sterk in sterren van type A.
• Heliumlijnen komen vooral voor in de hete O- en B-sterren.
• Metalen (zoals calcium en ijzer) en neutrale atoomlijnen domineren bij koelere F, G en K-sterren.
• Moleculaire banden (bijv. TiO) verschijnen in de koelste M-sterren.

De kleur van een ster volgt uit de temperatuur: hete sterren lijken blauw/wit, koelere sterren roodachtig. Dit verband is ook te begrijpen via de wet van Wien, die zegt dat de golflengte van maximale stralingsintensiteit omgekeerd evenredig is met de temperatuur.

De zeven hoofdtypen en hun ruwe temperatuur

• O — zeer heet, typisch > 30.000 K, blauw
• B — 10.000–30.000 K, blauwwit
• A — 7.500–10.000 K, wit (sterk waterstof)
• F — 6.000–7.500 K, witgeel
• G — 5.200–6.000 K, geel (de Zon is G)
• K — 3.700–5.200 K, oranje
• M — < 3.700 K, rood (gekoelde sterren met moleculebanden)

Deze temperatuurintervallen zijn benaderingen; binnen elke letterklasse bestaan numerieke subtypes van 0 tot 9 (bijv. G0, G2, G5, G9) waarmee fijnere temperatuurverschillen worden aangegeven.

Numerieke subtypes en luminositeitsklassen

Naast de letter en het nummer gebruiken astronomen ook een luminositeitsklasse (het Yerkes- of MK-systeem) om de helderheidsgrootte en grootte van de ster aan te geven. Veelgebruikte klassen zijn:

• I — superreuzen (bijv. Betelgeuze: een M-superreus)
• III — reuzen
• V — dwergen of hoofdreekssterren (zoals de Zon: G2V)

Een volledige classificatie kan er zo uitzien: G2V (de Zon), waarbij "G" de letterklasse is, "2" het subype en "V" de luminositeitsklasse.

Speciale typen en koele objecten

• W — Wolf–Rayet-sterren: zeer hete, massieve sterren met brede emissielijnen.
• R en N — oudere indelingen voor koolstofrijke sterren (koolstofsterren).
• S — sterren met sterke zirkonium- en andere s-process-elementen in hun spectra.
• L, T, Y — klassen voor bruine dwergen en zeer koele objecten (lager dan M-sterren), waarin moleculaire absorptie en methaan belangrijk worden.

Voorbeelden en observaties

• De zon is ongeveer G2V — een gele hoofdreeksster.
• Sommige bekende voorbeelden: Sirius A (rond A1V), Vega (A0V), Rigel (B-type superreus), Betelgeuze (M-type superreus).
• Voor afstanden wordt classificatie gebruikt in de techniek van spectroscopic parallax: als je het spectraaltype (en dus absolute helderheid) kent, kun je de afstand schatten uit de waargenomen helderheid.

Waarom is sterrenclassificatie belangrijk?

Classificatie helpt astronomen begrijpen in welke fase van hun leven sterren zich bevinden, hoe hun massa en samenstelling zijn, en hoe ze evolueren. Het is ook praktisch voor het vergelijken van sterren in verschillende sterrenstelsels en voor het bepalen van afstanden en samenstellingen van sterrenpopulaties.

Samengevat: spectraalklassen geven op een compacte manier informatie over temperatuur, kleur, samenstelling en vaak ook grootte en levensfase van sterren. Door spectra te bestuderen leren we veel over de fysica van sterren en hun rol in het heelal.

Harvard spectrale classificatie

Het Harvard-classificatiesysteem is een eendimensionaal classificatiesysteem. Sterren variëren in oppervlaktetemperatuur van ongeveer 2.000 tot 40.000 kelvin. Fysiek gezien geven de klassen de temperatuur van de atmosfeer van de ster aan en worden ze gewoonlijk gerangschikt van het heetst naar het koudst, zoals in de volgende tabel:

Opmerking: De conventionele kleurbeschrijvingen beschrijven alleen de piek van het sterrenspectrum. De werkelijke schijnbare kleuren die het oog ziet, zijn echter lichter dan de conventionele kleurbeschrijvingen.

Klasse	Oppervlaktetemperatuur (kelvin)	Conventionele kleurbeschrijving	Werkelijke schijnbare kleur	Massa (zonsmassa's)	Straal (zonnestraal)	Helderheid (bolometrisch)	Waterstofleidingen	Fractie van alle hoofdreekssterren
O	≥ 33,000 K	blauw	blauw	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Zwakke	~0.00003%
B	10,000-33,000 K	blauw wit	diepblauw wit	2.1-16 M☉	1.8-6.6 R☉	25-30,000 L☉	Medium	0.13%
A	7,500-10,000 K	wit	blauw wit	1.4-2.1 M☉	1.4-1.8 R☉	5-25 L☉	Sterk	0.6%
F	6,000-7,500 K	geel wit	licht blauwachtig wit	1.04-1.4 M☉	1.15-1.4 R☉	1.5-5 L☉	Medium	3%
G	5,200-6,000 K	geel	wit	0.8-1.04 M☉	0.96-1.15 R☉	0.6-1.5 L☉	Zwakke	7.6%
K	3,700-5,200 K	oranje	geelachtig wit	0.45-0.8 M☉	0.7-0.96 R☉	0.08-0.6 L☉	Zeer zwak	12.1%
M	2,000-3,700 K	rood	oranje geel	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Zeer zwak	76.45%

De massa, straal en lichtkracht die voor elke klasse worden vermeld, gelden alleen voor sterren op de hoofdreeks en dus niet voor rode reuzen. De spectraalklassen O tot en met M zijn onderverdeeld met Arabische cijfers (0-9). Zo staat A0 voor de heetste sterren in de A-klasse en A9 voor de koelste. De zon is ingedeeld in G2.

Het Hertzsprung-Russell-diagram wordt vaker gebruikt in de sterrenkunde. Het legt een verband tussen de absolute magnitude en de oppervlaktetemperatuur. Het is voor de astronomie even belangrijk als het periodiek systeem voor de scheikunde.

Conventionele en schijnbare kleuren

De conventionele kleurbeschrijvingen zijn traditioneel in de sterrenkunde en geven kleuren weer ten opzichte van de gemiddelde kleur van een A-klasse ster, die als wit wordt beschouwd. De schijnbare kleurbeschrijvingen zijn wat de waarnemer zou zien als hij de sterren onder een donkere hemel probeert te beschrijven zonder hulp van het oog, of met een verrekijker.

De zon zelf is wit, hoewel hij soms een gele ster wordt genoemd. Dit is een natuurlijk gevolg van de evolutie van de menselijke optische zintuigen: de responscurve die de totale efficiëntie tegen zonnestraling maximaliseert, zal de zon per definitie als wit waarnemen, hoewel er enige subjectieve variatie is tussen waarnemers.

Klasse O

Sterren van type O zijn sterren met temperaturen van ~35.000 graden Celsius of Kelvin. Ze zijn blauw van kleur en kunnen even groot zijn als de zon. Ze zijn ook zeer massief, maar tegelijkertijd zeer zeldzaam.

Voorbeelden:

• Mu Columbae (hoofdreeks)
• Alnitak

Klasse B

Sterren van type B zijn blauwe sterren met een temperatuur van ~25.000 graden (Celsius of Kelvin). Zij hebben veel heliumspectrumlijnen en een hoge helderheid (helderheid in vergelijking met de zon), met matig sterke waterstoflijnen. Sterren van het B-type met Balmer-lijnen in hun spectra behoren tot het subtype Be-sterren.

Voorbeelden:

• VV Cephei B (hoofdreeks)
• Rho Leonis (reus)
• Rigel (superreus)
• Pistoolster (hyperreus)

Klasse A

Sterren van type A zijn witte sterren met de sterkste waterstoflijnen. Zij behoren tot de helderste sterren aan de hemel. Temperaturen ~10.000 graden Celsius of Kelvin.

Voorbeelden:

• Sirius A (hoofdreeksster)
• Deneb (superreus)

Klasse F

Type F-sterren zijn gele sterren met dominante calciumlijnen in hun spectrum. Zij hebben temperaturen van ~7.500 graden Celsius of Kelvin.

Voorbeelden:

• Procyon (dwerg)
• Polaris (reus)
• Arneb (superreus)
• Rho Cassiopeiae (hyperreus)

Klasse G

Sterren van type G zijn gele sterren met temperaturen tussen 5.700-6.400 graden Kelvin. In hun spectra komen geïoniseerd calcium en ijzer voor.

Voorbeelden:

• De zon (G2-dwerg)
• Capella (reus)
• V382 Carinae (hyperreus)

Klasse K

Sterren van type K zijn oranje tot oranjerode sterren met temperaturen tussen 4.100-5.100 graden. Moleculen beginnen te verschijnen in zwakke spectraallijnen.

Voorbeelden:

• Alpha Centauri B (dwerg)
• Pollux (reus)
• Zeta Cephei (superreus)
• HR 5171 (hyperreus)

Klasse M

Sterren van het type M zijn het meest voorkomende type ster in het heelal. Rode dwergen, kleiner dan de zon, hebben een temperatuur van 3.000-4.000 graden Kelvin en komen vaker voor dan rode reuzen, dat zijn oude sterren van 3.100 graden Celsius in de laatste fase van hun leven. Rode hyperreuzen zijn ook de grootste sterren, terwijl rode dwergen, die een volledig convectieve structuur hebben, hun waterstofbrandstof zeer langzaam uitputten in vergelijking met andere sterren. Deze sterren zijn koel genoeg om moleculen in hun atmosfeer te laten bestaan; deze laten veel donkere spectraallijnen achter.

Voorbeelden:

• Proxima Centauri (dwerg)
• Mira A (reus)
• Antares (superreus)
• VY Canis Majoris (hyperreus)

 
Indeling van sterren van O tot M.  


Het Hertzsprung-Russell-diagram verbindt stellaire classificatie met absolute magnitude, helderheid en oppervlaktetemperatuur.  

Vragen en antwoorden

V: Wat is stellaire classificatie?

V: Hoe kan de temperatuur van een ster worden gemeten?

V: Wat zijn de zeven belangrijkste spectraaltypen?

V: Welk type ster is het koudst?

V: Welk type ster is het heetst?

V: Zijn er naast deze zeven hoofdtypen nog andere typen?

V: Tot welke klasse behoort onze ster die het dichtst bij de aarde staat, de zon?

Zoek op letter