Gyrochronologie is een nieuwe techniek om de leeftijd van een ster te bepalen, namelijk door te kijken hoe snel een ster om zijn as draait. Het is een universele regel dat jonge sterren sneller roteren dan oudere sterren. Dit geldt ook voor planeten. Zo duurde een dag op aarde vroeger veel korter dan nu.
'Kleine sterren kunnen wel honderd miljard jaar oud worden. Grote worden 'maar' één miljard jaar oud. ' Het proces van verbranding duurt dus zelfs bij heel grote sterren nog ontzettend lang.
Voor zover onderzoekers nu weten is er geen einde aan het heelal. Er is dus geen rand waar de ruimte stopt. Sterker nog: het heelal blijft groeien. Sterren en planeten bewegen steeds verder van elkaar af.
Een ster bereikt haar eindstadium wanneer haar interne brandstof op is. In de beginfase gebruikt ze waterstof, daarna helium, en op het einde de zwaardere chemische elementen. Als de brandstof opraakt, produceert de ster niet meer genoeg energie en worden er geen kernreacties meer veroorzaakt.
Maar hoe wordt de afstand tot een ster precies bepaald? De gemakkelijkste manier om een afstand tot een ster te bepalen is uit het spectrum van de ster te weten te komen hoe helder de ster in werkelijkheid is en vervolgens te meten hoe groot de schijnbare helderheid, gezien vanaf de Aarde is.
De dichtstbijzijnde ster staat op een afstand van ongeveer 4 lichtjaar, dat is een slordige 40.000.000.000.000 km. Veel nulletjes... het gaat dus over veertigduizend miljard km.
Het licht doet er 8 minuten en 21 seconden over om van de zon naar de aarde te reizen (een afstand van 1,58 × 10-5lichtjaar).
De kleur van een ster verwijst naar zijn oppervlaktetemperatuur. Een rode ster is relatief koel met een oppervlaktetemperatuur van minder dan 3.000 graden Celsius. Onze zon is een gele ster: op het oppervlak heerst een temperatuur van meer dan 6.000 graden. En blauwe sterren zijn de heetste, 10.000 graden en meer.
Het kan een ster zijn die ongeveer zo zwaar is als de zon, met een kern van gedegene reerd helium, waaromheen waterstof wordt verbrand. Het kan ook een zware ster zijn waar in de kern helium in koolstof wordt omgezet. In zware sterren raakt het helium niet gedegenereerd.
Als het helder is kan je ze goed zien als glinsterende puntjes in het donker, maar we zien maar één van die sterren alleen overdag. Dat is de zon. Heel groot en heel dichtbij. Toch is de zon maar een klein sterretje vergeleken met de andere sterren in het heelal.
Volgens de hedendaagse kennis is het zichtbare heelal opgebouwd uit grote groepen superclusters en clusters die, samen met slierten sterrenstelsels (filamenten), een draderig netwerk vormen waartussen zich enorme superholtes bevinden.
Waar begint de ruimte? De ruimte begint boven de aardatmosfeer. Naarmate je hoger komt, wordt de lucht dunner en ijler. Op een hoogte van om en nabij 160 kilometer boven het aardoppervlak is de lucht zo ijl, dat er vrijwel geen lucht meer is.
Nee, voor zover wij weten is er geen einde aan de ruimte. Het heelal is oneindig groot.
Als een lichtstraal door die trillende lucht gaat, wordt het licht ietwat gebroken. Het resultaat is een fonkelende ster. Het licht van een ster die laag boven de horizon staat, moet een langere weg door de dampkring afleggen. Daarom zullen die sterren meer flikkeren.
Een ster is een bolvormig hemellichaam bestaande uit lichtgevend plasma met daarin voornamelijk (ongeveer 72% van de massa) waterstof en daarnaast ongeveer 26% helium. In sterren is de druk en temperatuur van de inwendige gasconcentratie zo hoog dat er kernfusiereacties plaatsvinden.
Na uitputting van de waterstof in de kern gaat die omzetting verder in de schil. De buitenlagen van de ster gaan opzwellen: de ster wordt een rode reus. De temperatuur in de kern stijgt tot een waarde van ongeveer 100 miljoen graden. Hierbij ontstaan nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof.
Niemand heeft ooit een ster zien sterven, maar waarschijnlijk doven ze langzaam uit. De grootste sterren sterven heel plotseling. Tegen het einde van hun leven zwellen ze op tot rode superreuzen, waarna ze uiteindelijk zichzelf opblazen in een enorme supernova-uitbarsting.
De evolutie van een ster begint als een deel van een moleculaire wolk zich samentrekt. Er ontstaat een protoster en vervolgens een jong stellair object. Een ster als de zon wordt dan eerst een T Tauri-ster, en beweegt zich in een Hertzsprung-Russelldiagram in enkele miljoenen jaren naar de hoofdreeks.
Kernfusie in sterren
In sterren vindt vooral kernfusie van waterstof plaats. Een deuterium, dat is waterstof met een neutron en een positron in de kern, gaat dan samen met tritium, waterstof met twee neutronen en een positron in de kern. Bij deze reactie ontstaat er een heliummolecuul, een neutron en energie.
De heetste ster in het heelal is ongeveer 40.000 graden. CFBDSIR J1458+1013B blijft echter koud omdat het een zogeheten bruine dwerg is. Zulke 'mislukte sterren' hebben een kleinere massa, waardoor er niet voldoende druk ontstaat en het niet warm genoeg wordt om kernfusie van waterstof te laten plaatsvinden.
De kleur van een ster geeft aan welke temperatuur hij heeft: de koudste en oudste sterren zijn roodachtig, terwijl de heetste en jongste blauwig zijn. Dit komt doordat het blauwe licht energierijker is dan het rode, en hoe heter een ster is, des te meer van dat blauwe licht hij zal uitzenden.
Wel 100 keer groter dan de aarde. Door de felheid waarmee de zon schijnt, zien we overdag de andere sterren niet.
Een lichtjaar is de afstand die licht in een jaar kan reizen - dat is ongeveer 9 460 000 000 000 kilometer! Licht heeft ongeveer 4,2 jaar nodig om de afstand naar de dichtstbijzijnde ster buiten ons zonnestelsel te overbruggen, daarom zeggen sterrenkundigen dat Proxima Centauri 4,2 lichtjaren van ons is verwijderd.
Volgens Einstein en zijn relativiteitstheorie kan niets sneller gaan dan de lichtsnelheid. Iets wat sindsdien keer op keer door experimenten is bevestigd.
Proxima Centauri is de ster die zich, zoals de benaming ook aangeeft, het dichtst bij het zonnestelsel bevindt: op 4,25 lichtjaar.