Toch even een paar dingetjes waar ik het niet helemaal eens ben met Eendavid (komt niet zó vaak voor overigens
) Het diagram heet
Hertzsprung-Russell, vernoemd naar twee geleerden die ik meen elk afzonderlijk met vergelijkbare schema's afkwamen die niet veel later werden samengevoegd tot dit ene diagram.
Een ster begint op een plaats ergens ver rechtsonder buiten dit plaatje( een grote koude gaswolk met eigenlijk al een bepaalde massa). Die gaswolk trekt samen, en warmt hierbij op ( omzetting van zwaartekracht-energie naar warmte), waardoor de temperatur toeneemt en ze naar links opschuift (de horizontale as geeft een temperatuur die van rechts naar links TOEneemt). Voldoende opgewarmd begint in de kern waterstoffusie plaats te vinden (protoster), waardoor nog meer warmte vrijkomt en ze fel genoeg begint te stralen om ook naar boven op te schuiven (volgens de verticale as die een oplopende lichtsterkte logaritmisch weergeeft. 10
0op die schaal geeft de lichtsterkte van de zon weer.
Het blijkt nu dat alle sterren die zover zijn allemaal terechtkomen op die hoofdreeks, dat is die langgerekte groep sterren van linksboven naar rechtsonder. De lichtsterkte en temperatuur die bereikt kunnen worden hangen grotendeels alleen af van de massa van de oorspronkelijke gaswolk die nu een ster is geworden. De ster komt dus zijdelings binnen op die hoofdreeks en krijgt hier dan ook een stabiele plaats, die voorlopig helemaal niet meer verandert (
en al zeker niet van linksboven naar rechtsonder).
Na verloop van tijd raakt de waterstof in de kern van de ster grotendeels omgezet in helium, en neemt het fusieproces af. Hierdoor mindert ook de stralingsdrukvan binnenuit (die voorkwam dat de ster zich verder samentrok). De kern trekt zich verder samen, waardoor de kern toch heet genoeg blijft voor waterstoffusie in een schil rond die heliumkern, de zg schilbronfase. Ondanks een samentrekkende kern zet heirbij de ster als geheel toch uit. Minder warmte verlaat de ster door een groter oppervlak, de ster wordt aan de buitenzijde minder heet, krijgt daardoor ook een steeds rodere kleur en wordt al vrij vlot een rode reus. In het hertzsprung-russell diagram (HRD) betekent dit een vrijwel horizontale reis naar rechts.
Hoe het allemaal verder afloopt hangt af van de oorspronkelijke massa van de ster. Aan het einde van het (enkele) schilbronstadium zijn sterren met massa's van ruim één zonnemassa tot ongeveer 4 zonnemassa's rode reuzen geworden, sterren met massa's van ruim 5 t/m 9 zonnemassa's zijn dan rode superreuzen en sterren met ongeveer 15 maal de massa van de Zon blauwwitte superreuzen.
De fusiestappen in de kern en in de schillen eromheen volgen zich nu steeds sneller op (als de massa van de ster groot genoeg is, anders houdt het ergens onderweg gewoon op). Lichtere sterren zoals de zon blazen hun buitenste gaslagen weg (zg planetaire nevel) en worden tenslotte witte dwergen (verhuizing naar linksonder) De hele zware sterren eindigen vaak in een supernova-explosie, waarna voor de gewoon zware sterren meestal een neutronenster overblijft, en van de hele zware sterren uiteindelijk een zg "zwart gat" ontstaat.
Dat je zo weinig sterren buiten die hoofdreeks vindt komt omdat elke ster lang op die hoofdreeks verblijft, en dat de evolutie daarvoor en daarna in verhouding (ontzettend) snel gaat.
Hieronder een ruwe weergave van het evolutiespoor dat onze zon gevolgd heeft en nog zal volgen:
- evolutiespoor_zon 905 keer bekeken
