Beste Noor,

De allerzwaarste sterren hebben een geschatte leeftijd van een paar miljoen jaar, dus het heeft dan niet veel zin om op die manier een HR-diagram van de evolutie van die ster te tekenen, want dat gaat iets te lang duren. Dit is de reden waarom we naar heel veel sterren kijken in verschillende fases van hun leven en zo aan de hand van al deze momentopnamen kunnen afleiden hoe ze door hun levensloop heen evolueren.

Vergelijk het met hoe je een redelijke voorspelling kan doen hoe je zelf waarschijnlijk er uit zal zien over 10, 20, 30, 40 en 50 jaar door te kijken naar mensen die op dat moment die bijpassende leeftijd hebben.

Dag Noor,
De meeste sterren een beginmassa zoals die van de zon, of minder.
Zo'n ster blijft veruit het grootste deel van zijn 'levensduur' ongeveer op dezelfde plaats op de hoofdreeks. In deze fase van miljarden jaren is er wel evolutie, maar geen grote verandering van de positie in het HR-diagram. Ook als je de hele 'evolutiefilm' versneld in een uur afspeelt, zie je de ster meestentijds weinig bewegen.
Aan het eind van de hoofdreeksfase, als de voorraad waterstof in het centrum uitgeput raakt, zou je een enkele ster op de versnelde film wel zien bewegen. Eerst langs de rode-reuzentak en uiteindelijk naar het gebied van de witte dwergen.
Bij zeer zware sterren verloopt het anders.
Groet, Jaap

Grote zware sterren van de O klasse storten na de hoofdreeks zoveel in dat ze als supernova de buitenschillen wegblazen en als zware witte dwerg, neutronenster of zelfs als zwart gat eindigen. De zon-achtigen verlaten de hoofdreeks, worden rode reus, krimpen uiteindelijk tot witte dwerg. Soms blazen ze ook wat buitenschillen weg: een nova.

Dankuwel!

Ik vroeg me ook nog een ander dingetje af. Hoe komt het uitwerkingenboek aan de waarde 5,78∙10^3 als effectieve temperatuur van de zon bij opdracht 11b?

In aanvulling op het bovenstaande…
• Een witte dwerg ontstaat niet zozeer door krimpen van een rode reus. Het is het centrum van de rode reus, die zijn buitenlagen heeft verloren tijdens de rode-reusfase.
• Sterren van de O-klasse eindigen niet als witte dwerg. Het stercentrum heeft tijdens de supernova een zo grote massa dat het ineenstort tot een neutronenster. Of het genoemde zwarte gat. (De maximale massa van een witte dwerg heet de Chandrasekar-limiet.)
• Zou een neutronenster passen in het HR-diagram van Binas tabel 33? Zo ja, waar ongeveer? Zo nee, waarom niet?
• De effectieve temperatuur van de zon is 5772 K. Binas tabel 32B geeft 5,78×10³ K.
Groet, Jaap

 kun je ook eenvoudig berekenen met de waarde op de x-as van dat HR-diagram.
voor de zon geldt blijkbaar log(T_eff) = 3,76. 

groet, Jan