Oosthoek Encyclopedie

Oosthoek's Uitgevers Mij. N.V (1916-1925)

Gepubliceerd op 16-06-2020

ster

betekenis & definitie

v./m . (-ren),

➝dubbelster, ➝Melkwegstelsel, ➝neutronenster, ➝sterre-evolutie, ➝sterrenhoop, ➝sterrenkunde, ➝veranderlijke ster, ➝zon.

1. puntvormig, lichtend hemellichaam: het geflonker van de sterren; (zegsw.) iemand tot de sterren verheffen, hem hemelhoog prijzen; een vallende, een verschietende —, een tijdelijk lichtende meteoor; met betrekking tot de invloed die de hemellichamen hebben op lot en leven van de mens (volgens de astrologie): iemands -, die zijn lot bepaalt;
2. gloeiende gasbol die door zijn eigen inwendige energie tot lichten gebracht wordt (e): de zon is een voorbeeld van een gewone —;
3. persoon die op een bepaald gebied schittert of uitblinkt: zij is een —, kunstenares van de eerste rang; de sterren van het witte doek, de filmsterren;
4. (heraldiek) figuur waarvan de omtrek drie of meer straalsgewijs geplaatste, door diepe insnijdingen gescheiden punten vertoont (e): de joden moesten een gele — dragen; verwijzingsteken in deze vorm: sterretje, asterisk; geheel of samenstel van zaken dat min of meer de figuur van een ster vertoont: een — van diamanten;
5. stervormig ereof onderscheidingsteken: een kapitein heeft drie sterren op zijn kraag;
6. straalsgewijze barst: hij viel een in het ijs; stervormige fout in aardewerk: knop en —; 7. stralen schietend deeltje van vuurwerk;
8. kleine lichttinteling die het oog schijnbaar waarneemt door een slag, een duizeling, een aandoening enz.: hij kreeg zo’n geweldige klap dat hij sterren zag;
9. plant met stervormige bloemen: kerstster.

(e) HERALDIEK, BANISTIEK. Van de hemellichamen in wapens en vlaggen is de ster wel het meest voorkomende embleem. De vorm varieert doorgaans van vier tot zes van het midden uitgaande ‘stralen’. Ned., Duitse en Italiaanse wapens vertonen meestal zespuntige sterren, Franse vijfpuntige. Daarentegen komen op vlaggen in alle landen ter wereld meestal vijfpuntige sterren voor. Op wapens, maar vooral op vlaggen, geeft het aantal sterren dikwijls het aantal wooneenheden (dorp, stad) aan, op de vlag van de VS het aantal staten.

De rode ster geldt als embleem van het communisme (vijfpuntig, naar de vijf werelddelen). De ster (doorgaans vijfpuntig) in combinatie met de halvemaan is het embleem van de islamitische wereld geworden. Het zionisme en thans de staat Israël kennen de davidsster als joods-nationaal symbool.

Op onderscheidingsvlaggen hebben vijfpuntige sterren, aangebracht in de bovenhals of langs de broek, veelal de functie van rangaanduiding.

STERRENKUNDE. Een ster is een gloeiend gasvormig lichaam dat bijeengehouden wordt door de eigen gravitatie. Sterren bevinden zich op afstanden die miljoenen malen groter zijn dan de afstand aarde—zon; daardoor ziet men een ster, ook door de grootste telescoop, als een lichtpunt. De vaste sterren staan niet vast: zij hebben snelheden ten opzichte van elkaar van gemiddeld enkele tientallen kilometers per seconde, maar door de grote afstanden zijn hun verschuivingen aan de hemel, zelfs na honderden jaren, slechts met bijzonder nauwkeurige metingen te constateren. In de loop van de nacht ziet men de sterren in het oosten opkomen en in het westen ondergaan: dit is het gevolg van de aswenteling van de aarde. Een betrekkelijk klein aantal (heldere) sterren heeft een naam die vaak al uit de oudheid stamt, b.v.

Deneb, Algenib. Op voorstel van J.Bayer (1603) worden sterren aangeduid met de afkorting van de Latijnse naam van het sterrenbeeld waarin zij staan, gevolgd door een Griekse letter, een Latijnse letter of een cijfer (naar afnemende helderheid). Sirius b.v. is α CMa, de helderste ster (α) van het sterrenbeeld Grote Hond (Lat.: Canis Major).

Helderheid. De helderheid van een ster wordt aangegeven door de grootte, grootteklasse of magnitude (symbool: m). Deze benaming slaat op de helderheid van de ster zoals die waargenomen wordt op aarde en heeft niets met de intrinsieke helderheid te maken. In 1850 werd op voorstel van N.R.Pogson afgesproken dat vijf grootteklassen precies zullen overeenkomen met een helderheidsverhouding 100, d.w.z. 1 grootteklasse van 5√100 = 2,512. Een verschil van 5 grootteklassen komt overeen met een (logaritmisch) verschil van 2, één grootteklasse dus met 0,4 (= ⅕.10log 100). Deze schaal wordt voortgezet aan de zijde van de kleinere zowel als aan die van de grotere helderheden, in dit laatste geval met negatieve grootteklassen.

De zwakste sterren die tot hiertoe gemeten werden zijn van de 23e tot 24e magnitude, d.i. enkele procenten van de helderheid van de achtergrondhemel. Sterren van de 24e magnitude stralen ca. een miljard maal zwakker dan die van de 1e magnitude. Radiometrische magnitudes hebben betrekking op de totale straling van alle golflengten; bolometrische magnitudes worden berekend en gelden voor de totale straling, buiten de dampkring waargenomen. Per definitie zijn alle magnitudes (ook infrarode, ultraviolette enz.) aan elkaar gelijk voor sterren van de spectraalklasse A0. Absolute helderheid. Om de werkelijke lichtsterkte van sterren te kunnen vergelijken, moeten zij op dezelfde afstand van ons geplaatst zijn.

Men definieert nu de absolute helderheid van een ster als de helderheid die zij op een afstand van 10 parsec zou hebben. Dit geeft de volgende relatie: m = M + 5I0log r — 5, waarin m = schijnbare helderheid, M = absolute helderheid en r= afstand in parsec. De aldus verkregen absolute helderheden zijn sterk verschillend: de helderheidsverhouding tussen S Doradi (—8m.9) en Wolf 359 (+16m.5) is 1010. De absolute helderheid van de zon bedraagt gemiddeld 4,62m.

Kleur. Reeds met het blote oog ziet men zwakke kleurverschillen tussen de sterren. Deze behoren tot de kleurenreeks: rood-oranje-geel-wit, overeenkomend met toenemende temperatuur (➝spectraalklasse). Deze tinten worden in een getalwaarde uitgedrukt met behulp van de kleurindex = fotografische (blauwe) magnitude minus visuele magnitude. Hoe groter de kleurindex, hoe roder de ster. De beschrijving van de kleur door de kleurindex is slechts vrij ruw en zegt niets over de verdeling van de energie over het spectrum.

Het blijkt dat de straling van een ster vrij goed weergegeven kan worden door de straling van een zwart lichaam, dus volgens de stralingswet van Planck. Hieruit kan de temperatuur aan het oppervlak van de ster worden afgeleid. Enkele van de heetste sterren hebben oppervlaktetemperaturen groter dan 50000 K; de koudste ~ 1000 K (straling vrijwel uitsluitend in het infrarood).

Stertypen. Er zijn enorm veel verschillende typen sterren. Vaak wordt een type genoemd naar een kenmerkende vertegenwoordiger, b.v. de RR-Lyrae-veranderlijken, de T-Tauristerren. Bijzondere stertypen zijn o.a. de ➝dubbelsterren, de ➝neutronensterren, de ➝novae, de ➝supernovae en de ➝veranderlijke sterren. Verder kent men een indeling van sterren naar spectraaltype en een indeling naar lichtkracht. Deze laatste indeling, die uitgaat van de plaats van de ster in het Hertzsprung-Russelldiagram, is afkomstig van W.W.Morgan, P.C.

Keenan en E.Keilman en wordt vaak de MKK-classificatie genoemd. Ook worden de sterren verdeeld in oude en jonge sterren, resp. populatie II en populatie I genoemd (➝sterrenpopulatie); deze classificatie is m.n. van nut bij de studie van het Melkwegstelsel.

Afstand. De enorme afstanden worden gemeten in parsec (1 pc = 3,26 lichtjaar = 3,083 x 1013 km). Men bepaalt de afstand van nabije sterren door het meten van hun trigonometrische ➝parallax, die van verder afgelegen sterren door meer ingewikkelde methoden (➝afstandmeting).

Middellijn. Van zeven zeer grote en nabije sterren heeft men de schijnbare middellijn gemeten: Aldebaran en Arcturus hebben een middellijn van 0,02", Betelgeuze en Mira 0,47". Rekening houdend met de afstand van deze sterren, vindt men dat hun middellijn ligt tussen 23—800 maal die van de zon (Arcturus, resp. α Hercules). Een andere methode bestaat daarin, dat men de absolute helderheid L van een ster vergelijkt met haar oppervlaktetemperatuur T. De uitstraling per oppervlakte-eenheid van een (als ‘zwart’ beschouwd) gloeiend lichaam is evenredig met het kwadraat van de straal en de vierde macht van de temperatuur. Door de uitstraling van de ster te vergelijken met die van de zon kan men dus de staal bepalen.

Bij eclipserende dubbelsterren kan men uit de lichtkromme aflezen hoeveel tijd de donkere component nodig heeft om over de heldere te schuiven. Samen met de uit het spectrum af te leiden baansnelheid levert dit de afgelegde weg. Dit is dan tevens de middellijn van de heldere component.

Massa. Een directe bepaling van de massa van een ster is alleen mogelijk bij dubbelsterren. Is A de afstand tussen de twee componenten, P hun omlooptijd, dan is de som van hun massa’s mx + m2 = A3/P2. De verhouding van de massa’s is gelijk aan de verhouding van de stralen van de door ieder beschreven baan om het gemeenschappelijk zwaartepunt. De massa’s blijken uiterste waarden te hebben van 0,08 en ca. 100 maal de zonsmassa. Door A.

S.Eddington is de massa-lichtkrachtwet gevonden, die zegt dat de lichtkracht van een ster evenredig is met de vierde macht van zijn massa. Alleen voor de witte dwergen geldt de wet niet.

Volumieke massa. Uit de straal van een ster berekent men het volume en, als de massa bekend is, ook de gemiddelde volumieke massa (of wat gebruikelijker is, de relatieve dichtheid) van de sterren. Bij reuzensterren vindt men waarden voor de relatieve dichtheid van de orde 0,0001—0,001, bij dwergsterren van de orde 0,5—4, bij witte dwergen ca. 106, bij neutronensterren 1014.

Samenstelling. Het ➝spectrum van een ster geeft zeer volledige inlichtingen over de samenstelling van zijn buitenste lagen. Het blijkt dat alleen op sterren van lage temperatuur moleculen voorkomen; bij hetere sterren zijn alle moleculen uiteengevallen in atomen, bij nog hogere temperatuur hebben de atomen een of meer elektronen verloren (zijn dus ionen). Men kan uit het spectrum van een ster ook aflezen in welke mate de atomen geïoniseerd zijn, en daaruit de temperatuur afleiden. Sterren blijken voornamelijk te bestaan uit waterstof en helium, die samen ca. 98-99,8 % van alle atomen uitmaken, met geringe bijmengingen van koolstof, stikstof, zuurstof en nog geringere hoeveelheden van de overige elementen (metalen enz.). De verschillen tussen de spectra van de verschillende sterren zijn vrijwel geheel toe te schrijven aan verschillen in temperatuur. De sterren hebben waarschijnlijk voor het merendeel dezelfde samenstelling als de zon; slechts enkele sterren hebben iets afwijkende samenstellingen.

Het sterinwendige. De evenwichtsvoorwaarden waaraan een gasbol moet voldoen, houden in dat temperatuur en druk naar binnen snel toenemen. In het centrum van de zon nemen zij waarden aan van 14 mln. K en 1017 Pa. Bij zulke hoge temperatuur en druk beginnen er zich reacties af te spelen tussen de lichtste atoomkernen (➝primaire emissie). In het geval van de zon is de ➝protonenreeks het belangrijkste.

Bij hetere sterren komt de koolstofcyclus in actie; de energie-ontwikkeling van deze cyclus is zeer sterk van de temperatuur afhankelijk (-T18), zij geschiedt dan ook alleen in een centraal gebiedje van de ster. In deze ‘kern’ van de ster ontstaan tevens heftige stromingen en wervelingen. Daaromheen strekt zich de mantel van de ster uit, waarin de materie bijna volledig in rust is. In uiterst hete sterren wordt de energie geproduceerd door de 3a-reactie, waarbij tenslotte een koolstofkern ontstaat door successieve opbouw uit heliumkernen via een instabiele berylliumkern. ➝sterre-evolutie.

Het Melkwegstelsel. Alle als zodanig waarneembare sterren vormen samen een ontzaglijk grote lensvormige zwerm, het ➝Melkwegstelsel, waarvan optisch slechts de directe omgeving te zien is.

LITT. A.S.Eddington, The internai constitution of the stars (1926; 2e dr. 1959); A.Unsöld, Physik der Sternatmospharen (1955); M.Schwarzschild, Structure and évolution of the stars (1958); C.de Jager, Sterrenkunde (4 dln. 1969); F.P.Israël (red.), Astronomie in beweging (1976); Sterrengids der Ned. Ver. voor Weeren Sterrenkunde (jaarlijkse uitgave).