Sterren

Door Alexander Merz · Gepubliceerd op 13 september 2026 · Gegevens gecontroleerd op 14 september 2026

Bij een blik op de nachtelijke hemel genieten we van een veelheid aan lichtpunten van heel verschillende helderheid. De meeste van die lichtpunten zijn sterren van ons sterrenstelsel. Onze dichtstbijzijnde ster is de Zon in het centrum van ons zonnestelsel. De dichtstbijzijnde ster buiten ons zonnestelsel is Proxima Centauri in het sterrenbeeld Centaur. Haar afstand bedraagt 4,244 lichtjaar of ongeveer 40,318 biljoen kilometer (40 318 000 000 000 km). Sterren zijn reusachtige fusiereactoren waarin een groot deel van de elementen van het periodiek systeem wordt gevormd. Daarbij komt ongelooflijk veel energie vrij in de vorm van straling. Een deel van die energie nemen wij waar als licht.

Wat zijn sterren?

Sterren zijn massarijke, zelflichtende hemellichamen. Naast zeer heet gas bestaan ze ook uit geïoniseerd, elektrisch geleidend gas (plasma). In hun binnenste vindt kernfusie plaats. Daarbij versmelt waterstof onder hoge druk en temperatuur tot helium.

Die reactie is exotherm, wat betekent dat ze energie vrijmaakt. De snelheid waarmee de reactie verloopt, wordt bepaald door de massa van de ster. Die immense vrijkomende energie geeft de ster af in de vorm van straling. Daarbij ontstaat straling over het hele spectrum van de elektromagnetische bandbreedte: van röntgenstraling via zichtbaar licht tot infrarood en zeer langgolvige radiogolven.

Loopt de brandstof ten einde, dan wordt de manier van haar sterven bepaald door haar massa. Uit de overblijfselen van sterren kunnen nieuwe sterren, planeten, kometen en alle andere lichamen met massa ontstaan. Ook de chemische elementen waaruit een mens bestaat, zijn uiteindelijk in een ster gevormd. (“Wij zijn allemaal sterrenstof”, Stefan Klein)

Voor kinderen bestaan er andere ingangen tot de uitleg: Hoe leg je kinderen de sterren uit? [Tips en voorbeelden]

Hoe ontstaan sterren?

Stervorming heeft een wolk van materie nodig. Aan het begin van het heelal bestond de zichtbare materie bijna volledig uit het eenvoudigste element: waterstof (1 proton en 1 elektron).

Een waterstofwolk wordt door een gebeurtenis met zwaartekrachtwerking tot instorten gebracht. Er vormen zich gebieden met geconcentreerde massa, die door de zwaartekracht nog meer massa aantrekken. Dat betekent dat de zwaartekracht de stralingsdruk van de gasdeeltjes overtreft en er zo voor zorgt dat steeds meer deeltjes zich naar het zwaartekrachtcentrum bewegen.

Met toenemende massa stijgen druk en temperatuur in het binnenste van de zich vormende gasbol. Dat proces kan meerdere miljoenen jaren duren. Wordt een kritische grens overschreden, dan begint het waterstofbranden (stellaire kernfusie). Daarbij versmelten waterstofatomen tot helium waarbij energie vrijkomt. Een nieuwe ster is geboren.

Eigenschappen van sterren

Sterren gaan in veel opzichten ons voorstellingsvermogen te boven. Ze laten zich met een paar fundamentele parameters bijna volledig beschrijven:

Het leven van sterren

Nadat de stellaire fusie is ontstoken, begint het leven van een ster zoals wij ons dat voorstellen. De meeste doorlopen in hun leven verschillende stadia van de hoofdreeks. De hoofdreeks beschrijft het verband tussen de absolute helderheid en de kleur van de ster. Daarbij ontstaan dicht bevolkte lijnen waaraan de meeste sterren afhankelijk van hun massa en ontwikkelingstoestand kunnen worden toegewezen.

Hoe snel een ster de hoofdreeks doorloopt en of ze zich van de hoofdreeks verder ontwikkelt, hangt af van haar massa en samenstelling.

Zeer massarijke sterren verbranden hun brandstof in enkele miljoenen jaren, terwijl massa-arme sterren een trage kernfusie onderhouden. Dat blijkt uit de kleuren en oppervlaktetemperaturen. Massa-arme sterren, zoals bruine dwergen, zijn donker en vergelijkenderwijs koud, terwijl massarijke sterren, zoals blauwe superreuzen, blauwachtig stralen en zeer heet zijn.

Toont de samenstelling van een ster een hoog aandeel zware elementen zoals ijzer, dan kan ze een sterk magneetveld ontwikkelen, wat het massaverlies door de sterrenwind beïnvloedt.

Laat stadium en einde van een sterrenlichaam

In de ster werken tijdens haar levensduur twee krachten tegen elkaar in: de stralingsdruk die door de stellaire fusie ontstaat, en de zwaartekracht. Loopt de brandstof ten einde, dan neemt de stralingsdruk geleidelijk af en krijgt de zwaartekracht de overhand.

De druk in de kern begint verder te stijgen, zodat het verder vormen van zware elementen door fusie mogelijk wordt. Bij het heliumbranden dat nu inzet, ontstaat koolstof. Koolstof kan verder tot zuurstof versmelten. Aan het einde van het zogenoemde schilbranden ontstaat ijzer. Verbazend is de duur van de afzonderlijke fusiereacties. Terwijl het waterstofbranden 10 miljard jaar en langer kan duren, eindigt het siliciumbranden al na een week.

Het verloop van het late stadium hangt af van de massa.

Massa-arme sterren 

tot 0,3 zonsmassa’s

Massa-arme sterren doorlopen het schilbranden niet volledig. Doordat het schilbranden voortijdig uitdooft, nemen de temperatuur en de stralingsdruk in de kern af en trekken ze onder de zwaartekracht samen tot witte dwergen. In die toestand blijven ze tot ze volledig zijn afgekoeld; vanaf dat moment stralen ze ook geen licht meer uit (zwarte dwerg).

0,3-2,3 zonsmassa’s

Massa-arme sterren van deze categorie doorlopen het schilbranden verder dan de hierboven beschreven sterren. Daarbij groeit de stralingsdruk in betrekkelijk korte tijd sterk aan en zet de ster op tot een veelvoud van haar diameter. Er ontstaat een rode reus (voorbeeld: Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion). Bij dat proces worden de buitenste omhulsels afgestoten en ontstaat een planetaire nevel. Na het uitdoven van het schilbranden stort de ster in tot een witte dwerg.

Massarijke sterren 

2,3-3 zonsmassa’s

Deze massarijke sterren doorlopen het schilbranden volledig tot aan de versmelting tot ijzer. Met het ontstaan van ijzer worden magneetvelden gevormd. Magneetvelden wekken een sterrenwind op van elektrisch geladen zonnedeeltjes. Dat draagt bij aan een bovenkritisch massaverlies, zodat ook zij tot witte dwergen instorten.

>3 zonsmassa’s

Extreem massarijke sterren versmelten bijna alle elementen tot ijzer. In de enkele duizenden kilometers grote ijzerkern die zo ontstaat, concentreert zich vrijwel de hele stermassa. Bij overschrijding van een grenswaarde van de massa stort de ijzerkern in fracties van seconden in. Daarbij komt een exorbitante hoeveelheid energie vrij die alle omliggende lagen uiteenrijt. De ster gaat ten onder in een supernova. Als massa-afhankelijk resultaat ontstaat een neutronenster of een zwart gat.

Soorten sterren

Indeling van de sterren naar kleur en spectrale eigenschappen

Populatie III-sterren

De eerste sterren van het heelal hadden als uitgangsstof bijna uitsluitend waterstof ter beschikking. Ze ontstonden vermoedelijk 200 miljoen jaar na de oerknal. Op dat moment was het heelal nog duidelijk dichter dan vandaag, zodat ze zeer massarijk en groot waren.

Hun levensduur was uiterst kort, zodat er vandaag vermoedelijk geen sterren van die eerste generatie meer bestaan. Maar ze hebben al zwaardere elementen dan waterstof en helium gevormd en zo de uitgangsstof voor de volgende sterrengeneratie geschapen.

Populatie II-sterren

Die bestaan vandaag nog. Ze kenmerken zich vooral door hoge ouderdom en rode kleur. Veel van hen verbranden hun brandstof zeer langzaam en zullen een hoge leeftijd bereiken.

Populatie I-sterren

Deze sterren zijn jong en stralen blauw. Ze laten zich verder onderverdelen. De Zon wordt tot de “oude populatie I” gerekend.

Dubbelsterren

Dubbelsterren zijn sterren die schijnbaar of werkelijk een nauwe ruimtelijke band met elkaar hebben. Men spreekt van een optische dubbelster wanneer de sterren door een nauwe kijkrichting van de waarnemer aan het firmament dicht bij elkaar lijken te liggen, maar in werkelijkheid ver van elkaar verwijderd zijn. Dat is bijvoorbeeld het geval wanneer een ster dicht bij de waarnemer staat en een andere er schijnbaar naast lijkt te staan, maar in werkelijkheid veel verder van de waarnemer af staat dan de eerste. 

Echte dubbelsterren zijn twee sterren die ruimtelijk zo dicht bij elkaar liggen dat ze elkaar via de zwaartekracht beïnvloeden. Ze draaien om een gemeenschappelijk zwaartepunt en maken ongeveer 50% van de sterren in het heelal uit.

Veranderlijke sterren

Veranderlijke sterren kenmerken zich door schommelingen van hun helderheid. Dat moet echter niet worden verward met het fonkelen of flikkeren van sterren, waarvan de oorzaak in atmosferische storingen ligt. Naargelang de oorzaak van de helderheidsschommeling van de ster kan onderscheid worden gemaakt tussen:

Bedekkingsveranderlijke sterren

Dubbelstersysteem met verschillend heldere partners, waarvan het rotatievlak ongeveer haaks op de waarnemer staat.

Rotatieveranderlijke sterren

Sterren die niet in alle richtingen dezelfde lichtintensiteit uitstralen, zoals bijvoorbeeld een pulsar. Een pulsar is een snel roterende neutronenster waarvan de as van het magneetveld afwijkt van haar rotatieas. Aan de polen van het magneetveld wordt straling uitgezonden. Ligt de Aarde in de stralingskegel van de roterende pulsar, dan wordt dat waargenomen als een periodiek terugkerende stralingspiek.

Pulsatieveranderlijke sterren

Sterren doorlopen in hun ontwikkeling instabiele fasen waarin de toestandsgrootheden en de lichtkracht periodiek veranderen. Dat gebeurt meestal aan het einde van het hoofdreeksstadium.

Hoeveel sterren zijn er?

Wie op een donkere plek naar de nachthemel kijkt, kan zonder technische hulpmiddelen ongeveer 5000 lichtende hemellichamen onderscheiden. Bijna al die lichtpunten komen uit ons sterrenstelsel, de Melkweg.

In ons sterrenstelsel zijn er echter duidelijk meer sterren dan die we met het oog kunnen ontwaren. Het aantal in de Melkweg wordt geschat op 300 miljard (300 000 000 000 sterren). In het hele heelal bestaat een veelheid aan sterrenstelsels. Begin jaren negentig werd het aantal bestaande sterrenstelsels op 100 miljard geschat. Nieuwere inzichten wijzen er echter op dat 9 van de 10 sterrenstelsels door ons niet waargenomen kunnen worden. Dat zou hun aantal vertienvoudigen.

Uit het aantal sterren per sterrenstelsel en de geschatte hoeveelheid sterrenstelsels in het heelal kan het aantal in de hele ruimte bij benadering worden bepaald:

300 000 000 000 000 000 000 000 sterren

Spectaculaire gegevens, cijfers en feiten over sterren

1. De grootste bekende ster is UY Scuti, een rode superreus in het sterrenbeeld Slangendrager, die ongeveer 1.700 keer groter is dan de Zon.
2. De Zon is ongeveer 4,6 miljard jaar oud en heeft nog ongeveer 5 miljard jaar tot het einde van haar levensduur als hoofdreeksster.
3. De dichtstbijzijnde ster bij het zonnestelsel is Proxima Centauri, die ongeveer 4,24 lichtjaar ver weg staat.
4. De helderste ster aan de nachthemel is Sirius, die ongeveer 8,6 lichtjaar ver weg staat en een schijnbare helderheid van -1,46 mag heeft.
5. Een neutronenster is een extreem dichte ster die uit de overblijfselen van een supernova-explosie bestaat en maar ongeveer 20 kilometer doorsnede heeft.
6. Een zwart gat is een astronomisch object met zo’n sterke zwaartekracht dat niets, zelfs licht niet, eraan kan ontsnappen.
7. De oppervlaktetemperatuur van de Zon bedraagt ongeveer 5.500 graden Celsius, terwijl de temperatuur in de kern rond 15 miljoen graden Celsius ligt.
8. Een ster met 10 keer de massa van de Zon zal ongeveer 10 miljoen jaar branden voordat ze als supernova explodeert.
9. De helderste ster in het heelal is R136a1 in de Tarantulanevel, die ongeveer 10 miljoen keer helderder is dan de Zon.
10. Een supernova-explosie kan kortstondig zo helder zijn als een heel sterrenstelsel en genoeg energie vrijmaken om elementen zwaarder dan ijzer te vormen.

De helderste sterren in portret