De classificatie van sterren

Classificatie van sterren Van de oudheid tot de 17e eeuw naamgeving indeling in sterrenbeelden classificatie volgens helderheid (Hipparchos)

Classificatie van sterren Van de oudheid tot de 17e eeuw 17e eeuw : de telescoop aanvankelijk zeer rudimentair -> geen groot nut wordt geperfecioneerd -> meer sterren preciezere positiebepaling tijdsbepaling via meridiaankijkers astronomie nog alleen maar meetkunde

Classificatie van sterren Vanaf de 17e eeuw 17e eeuw : de telescoop meer details manen van Jupiter kraters op de maan einde 19e eeuw : SPECTROSCOPIE ! Henry Draper : eerste verzameling ster-spectra classificatie kan beginnen

Hertzsprung – Russell diagram

Hertzsprung – Russell diagram Helderheid absolute magnitude logaritmische schaal Oppervlakte-temperatuur spektraalklasse logaritmische schaal

de totale hoeveelheid energie die uitgestraald wordt Magnitude Lichtkracht ster = de totale hoeveelheid energie die uitgestraald wordt uitgedrukt in Watt = Joule per seconde, Bv. lichtkracht zon is 3.8 x 1026 watt Deze energie wordt in alle frekwenties of golflengten uitgestraald, van radiogolven - infrarood – zichtbaar licht – ultraviolet – X-stralen tot gammastralen. = Bolometrische lichtkracht

Bolometrische lichtkracht Schijnbare lichtkracht Magnitude Bolometrische lichtkracht Schijnbare lichtkracht Het ontvangen vermogen (flux) vermindert kwadratisch met de afstand omdat de energie uitgesmeerd wordt over een steeds grotere bol -> schijnbare helderheid is uiteindelijk wat we kunnen zien op aarde

schijnbare magnitude Magnitude Vele amateurs en professionele astronomen gebruiken het magnitude systeem om de helderheid van sterren te beschrijven. Afkomstig van Griekse astronoom Hipparchos (+- 190-120 v chr) Hij klasseerde oorspronkelijk de sterren volgens hoe helder zij te zien zijn voor onze ogen, het enige waarneeminstrument tot begin 17de eeuw. Hipparchos > Bijna 1000 sterren in zes helderheidscategorieën Helderste sterren > eerste magnitude Zo verder tot zesde magnitude : zwakste met het blote oog zichtbare sterren Dus omgekeerde schaal : hoe hoger het getal, hoe zwakker de ster !

schijnbare magnitude m Vandaag nog steeds in gebruik. Maar wel verfijnd : wiskundige definitie met logaritmische verhouding m2 – m1 = -2,5 log S2/S1 niet meer beperkt tot gehele getallen +1 komt overeen met ÷ 2,5 +5 komt overeen met ÷ 100

schijnbare magnitude m Vandaag nog steeds in gebruik. Maar wel verfijnd : wiskundige definitie met logaritmische verhouding m2 – m1 = -2,5 log S2/S1 niet meer beperkt tot gehele getallen +1 komt overeen met lichtintensiteit ÷ 2,5 +5 komt overeen met ÷ 100 Dit geeft slechts de verhouding tussen de lichtsterkten We hebben een nulpunt of referentie nodig = ster Vega (Lier) mVega= 0 in alle golflengten.

schijnbare magnitude m Dit geeft slechts de verhouding tussen de lichtsterkten We hebben een nulpunt of referentie nodig = ster Vega (Lier) mVega= 0 in alle golflengten. Bijv. Sirius (Grote Hond) = -1,46 Zon = -26 Polaris (Kleine Beer) = +2 Mizar (Grote Beer) = +2,23 Rigel (Orion) = +0,12 Krabnevel M1 (Stier) = +9 Halternevel M76 (Perseus) = +12 Met blote oog in goede omstandigheden tot m = +6 Met telescoop in goede omstandigheden tot m = +20 Professionele telescoop in satteliet tot m = +30

Magnitude schijnbare magnitude is niet nuttig om sterren te catalogeren omdat ze afhankelijk is van de afstand. We hebben een referentie-helderheid nodig die niet afhankelijk is van de afstand, maar alleen van de helderheid van de ster.

Magnitude schijnbare magnitude is niet nuttig om sterren te catalogeren omdat ze afhankelijk is van de afstand. We hebben een referentie-helderheid nodig die niet afhankelijk is van de afstand, maar alleen van de helderheid van de ster. De Absolute Magnitude is de schijnbare magnitude indien we de ster zouden zien vanop een afstand van 1 parsec wat is een parsec ??

1 parsec = afstand tot object met parallaxhoek 1 boogseconde (1”) 1” = 1/3600 graad 1° = 60’ en 1’ = 60” sin 1” = 4,84814 x 10-6 1 pc = 1AE / sin1” = 1AE / 4,84814 x 10-6 = 206.265 AE (1 AE = 149,6 miljoen km) = 3,09 x 1013 km = 3,26 lj Dus 1 pc = 30.900.000.000.000 km = 3,26 lichtjaar

Magnitude Absolute magnitude is nuttig om sterren te catalogeren omdat ze niet afhankelijk is van de afstand. Er is een wiskundig verband tussen de schijnbare magnitude, de absolute magnitude en de afstand. De schijnbare magnitude kunnen we meten. De afstand is moeilijker. Dichtbij staande sterren : meten van de parallaxhoek Met Hipparchos satelliet : afstand 100.000 sterren gekend Met GAIA satelliet (2013) : afstand tot 1 miljard sterren

Oppervlaktetemperatuur van sterren Tweede basiseigenschap van sterren met oog op classificatie : oppervlaktetemperatuur. Opmeten oppervlaktetemperatuur van sterren is makkelijker dan opmeten lichtkracht ervan omdat de meting niet beïnvloed is door de afstand van de ster. We kunnen de oppervlaktetemperatuur rechtstreeks bepalen op basis van de kleur of het spectrum van de ster.

Rode ster is koeler dan gele die koeler is dan blauwe Temperatuur en spectraalklasse Oppervlaktetemperatuur van een ster bepaalt de kleur van het licht die ze uitstraalt. Rode ster is koeler dan gele die koeler is dan blauwe Met blote oog kleurverschil enkel waarneembaar voor helderste sterren, maar met verrekijker en telescoop duidelijker te zien. Typische temperaturen gaan van 3000K (rood) tot 30.000K (blauw + UV) Bijv. zon = 5800K (= 5527 °C ) Het licht van de zon is eigenlijk blauw-wit, maar de atmosfeer verstrooit de blauwe component, zodat de zon schijnbaar wit-geel is.

Emissielijnen en absorptielijnen in spectrum sterlicht Temperatuur en spectraalklasse Spectraaltype Emissielijnen en absorptielijnen in spectrum sterlicht = onafhankelijke middel om oppervlaktetemperatuur v/e ster te meten Ionisatie (verlies van elektronen) van atomen is afhankelijk van de temperatuur, hoe heter, hoe meer geïoniseerd. Sterspectra met spectraallijnen van sterk geïoniseerde elementen moeten dus zeer heet zijn. Moleculen worden enkel gevormd (stabiel) bij lagere temperaturen. Sterspectra met spectraallijnen van moleculen moeten dus relatief koel zijn.

Heetste sterren (meest blauwe kleur) = spectraaltype O Temperatuur en spectraalklasse Spectraaltype Astronomen klasseren sterren volgens hun oppervlaktetemperatuur door ze tot een spectraaltype te ‘bekeren’ dat bepaald wordt door de spectraallijnen in het sterspectrum Heetste sterren (meest blauwe kleur) = spectraaltype O Gevolgd in orde van afnemende oppervlaktetemperatuur door spectraaltypes B, A, F, G, K en M. O B A F G K M > Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me

Hoe hoger het getal hoe koeler de ster Temperatuur en spectraalklasse Spectraaltype Elk spectraaltype is onderverdeeld in genummerde subcategorieën bv. B0, B1, B2, …, B9 Hoe hoger het getal hoe koeler de ster Bv. de Zon is spectraaltype G2, dus lichtjes heter dan een G3-ster, en net iets koeler dan een G1-ster. Uitbreidingen W = Wolf-Rayet ster R, N, S = koolstofsterren L, T, Y = bruine dwergen W O B A F G K M R N S Wow, Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me Right Now Sweety

Massa – lichtkracht relatie Wetmatigheden Massa – lichtkracht relatie dus hoe zwaarder de ster, hoe meer energie ze uitstraalt. a = 3,5 voor de meeste sterren

Massa – levensduur relatie Wetmatigheden Massa – levensduur relatie levensduur = tijd die de ster op de hoofdreeks doorbrengt Dus hoe zwaarder de ster, hoe korter haar levensduur. Bijv. zon = 10.000.000.000 jaar 20 x zon = 10.000.000 jaar (1000x minder !) 0,3 x zon = 100.000.000.000 jaar (langer dan de leeftijd van het heelal)

Massa – grootte relatie Wetmatigheden Massa – grootte relatie De doormeter van een ster (op de hoofdreeks !) is ook mathematisch gebonden aan de massa en dus aan de lichtkracht. Voor sterren die de hoofdreeks verlaten hebben, geldt dit niet meer ! Bijgevolg zijn massa - lichtkracht - temperatuur - diameter aan mekaar verbonden (op de hoofdreeks) Dus als we één van deze parameters kennen, kunnen we de andere afleiden.

15.5 Het Hertzsprung-Russell diagram Omstreeks 1910 door twee astronomen onafhankelijk van elkaar bedacht. > Grafiek met lichtkracht op één as en spectraal type op de andere as: Hertzsprung-Russell Diagram (H-R diagram) Ejnar Hertzsprung 1873-1967 Henry Norris Russell 1877-1957

H-R diagram bestuderen = essentieel voor de studie van sterren Door dit diagram werden aantal voordien onverwachte patronen blootgelegd i.v.m. eigenschappen van sterren H-R diagram bestuderen = essentieel voor de studie van sterren Nota : de astrofotografie in de 19e eeuw (en begin 20e) was uitsluitend zwart-wit. Dit verklaart waarom de eerste klassifikaties niet op basis van kleur of temperatuur werden gedaan, maar op basis van de spektrum-eigenschappen. Het verband met kleur en temp. werd pas later gelegd.

Horizontale as > oppervlaktetemperatuur sterren Correspondeert met spectraalklassen Temperatuur stijgt van rechts naar links omdat H en R hun diagram baseerden op de sequentie O B A F G K M

Verticale as > lichtkracht van sterren, uitgedrukt in L (= zon) Lichtkracht sterren loopt over heel brede band => om de grafiek compact te houden is elk merkteken 10 x groter of kleiner dan voorgaande (logaritmische schaal)

Lichtkracht loopt op naar boven toe en opp.temp. naar links sterren bovenaan links = heet en lichtkrachtig sterren bovenaan rechts = koel en lichtkrachtig sterren onderaan rechts = koel en lichtzwak sterren onderaan links = heet en lichtzwak

grootte van sterren moet toenemen als we gaan van hoge temp en lage lichtkracht hoek links beneden naar lage temp en hoge lichtkracht hoek rechts boven

Patronen in het H-R diagram Sterren komen niet zomaar overal in diagram terecht, er tekenen zich patronen of duidelijke stergroepen af

Meeste sterren komen terecht in de zogenaamde hoofdreeks = prominente strook lopend van rechts beneden naar links bovenaan, onze zon is hoofdreeksster.

Sterren helemaal bovenaan worden superreuzen genoemd, want naast dat ze heel lichtkrachtig zijn, zijn ze heel groot

Onder superreuzen hebben we de reuzen, wat kleiner en minder lichtkrachtig dan superreuzen (maar toch veel groter en veel lichtkrachtiger dan sterren hoofdreeks van zelfde spectraalklasse)

Sterren naar links beneden toe zijn klein en zijn wit omdat ze zo’n hoge oppervlaktetemperatuur hebben = witte dwergen

Op dit H-R diagram staan de meeste heldere sterren aan onze sterrenhemel + aantal die dicht in onze buurt staan

Niet op schaal weergegeven, diagonale lijnen in zonnestralen geven grootteverschillen weer t.o.v. zon

Superreuzen / Supergiants Hoofdreekssterren / Main Sequence Om ster te classificeren geven astronomen Spectraaltype ster Lichtkracht klasse, die de regio in H-R diagram beschrijft waarin de ster zich situeert. Lichtkrachtklassen Beschrijving I Superreuzen / Supergiants II Heldere reuzen / Bright giants III Reuzen / Giants IV Kleinere reuzen / Subgiants V Hoofdreekssterren / Main Sequence Klassen I III en V met tussenklassen II en IV

Superreuzen / Supergiants Hoofdreekssterren / Main Sequence Lichtkrachtklassen Beschrijving I Superreuzen / Supergiants II Heldere reuzen / Bright giants III Reuzen / Giants IV Kleinere reuzen / Subgiants V Hoofdreekssterren / Main Sequence Onze Zon met complete spectrale classificatie : G2 V G2 spectraal type Klasse V d.w.z. hoofdreeksster

Superreuzen / Supergiants Hoofdreekssterren / Main Sequence Lichtkrachtklassen Beschrijving I Superreuzen / Supergiants II Heldere reuzen / Bright giants III Reuzen / Giants IV Kleinere reuzen / Subgiants V Hoofdreekssterren / Main Sequence Betelgeuze = M2 I d.w.z. rode superreus Proxima Centauri = M5 V d.w.z. rode dwerg = zelfde kleur en oppervlaktetemperatuur als Betelgeuze, maar veel minder lichtkrachtig want veel kleiner Wd = witte dwerg (i.p.v. Romeins cijfer)

Hoofdreeks Hetgeen hoofdreekssterren gemeenschappelijk hebben is dat ze in hun kern H omzetten in He Aangezien sterren het grootste deel van hun bestaan dit doen, zijn de meeste sterren wel ergens te vinden op de hoofdreeks van het H-R diagram Waarom vertonen hoofdreekssterren zo’n verscheidenheid van lichtkracht en oppervlaktetemperatuur? Bij bepalen massa’s in dubbelstersystemen hebben astronomen ontdekt dat massa’s van sterren groter worden naarmate ze hoger op de hoofdreeks te vinden zijn.

Hoofdreeks Bovenaan de hoofdreeks de hete lichtkrachtige O-sterren kunnen massa’s hebben die oplopen tot 60 keer de massa van de zon (60 M) (extremen nog hoger) Onderaan de hoofdreeks gaat het om koele lichtzwakke sterren van spectraalklasse M die het soms moeten stellen met zowat 0,08 x de massa van de Zon (0,08 M) Er zitten veel meer sterren onderaan de hoofdreeks dan bovenaan, hetgeen inhoudt dat sterren met weinig massa veel meer voorkomen dan sterren met grote massa.

Hoofdreeks Het feit dat stermassa’s ordelijk gerangschikt staan langs de hoofdreeks toont aan dat massa het belangrijkste gegeven is van een ster die aan waterstofverbranding doet. Lichtkracht staat direct in verband met massa, want het gewicht van de buitenste sterlagen bepaalt de snelheid waarmee kernfusie in de kern plaatsvindt : meer gewicht houdt in dat een ster aan een hoger tempo kernfusie moet plegen om het zwaartekrachtsevenwicht in stand te houden (cfr. Bij de zon 14.3). De snelheid waarmee kernfusie plaatsvindt – en dus ook de lichtkracht van een ster is erg afhankelijk van de massa van een ster. Bv. een 10M ster op de hoofdreeks is +- 10.000 keer lichtkrachtiger dan de zon

Hoofdreeks De relatie tussen massa en oppervlaktetemperatuur is ietsje complexer. In algemeen heel lichtkrachtige ster moet ofwel heel groot zijn ofwel heel hoge oppervlaktetemperatuur hebben of combinatie van beide. Sterren aan het einde bovenaan van de hoofdreeks zijn duizenden keren lichtkrachtiger dan de zon, maar zijn slechts tiental keer groter dan de zon. Dus moet hun oppervlaktetemperatuur aanzienlijk heter zijn dan oppervlaktetemperatuur zon om hoge lichtkracht te kunnen verklaren. Dus O-sterren. Hoofdreekssterren die massiever zijn dan de zon hebben bijgevolg hogere oppervlaktetemperatuur dan zon. Hoofdreekssterren die minder massief zijn dan de zon hebben bijgevolg lagere oppervlaktetemperatuur dan zon. = reden waarom hoofdreeks diagonaal loopt van boven links naar beneden rechts in HR diagram

Levensloop van sterren in de hoofdreeks Sterren hebben een beperkte hoeveelheid waterstof in hun kern om het kernfusieproces gaande te houden en zijn daarom hoofdreeksster voor een beperkte tijd. Alleen de waterstof in de kern, waar de temp hoog genoeg is, kan deelnemen aan de kernfusie. (bij de Zon +-10%) De waterstof in de mantel speelt hierbij geen rol. Aangezien sterren het grootste deel van hun bestaan doorbrengen met het omzetten van waterstof in helium, noemen we de levensloop van sterren als hoofdreekssterren simpelweg als hun levensloop.

Net zoals het geval is met de massa van sterren is de levensloop van sterren ordelijk geschikt langs de hoofdreeks, hoe meer we van bovenaan links naar onderaan rechts evolueren, hoe langer de levensduur.

Waarom hebben meer massieve sterren een kortere levensloop? Levensduur ster heeft te maken met én massa én lichtkracht. Massa bepaalt hoeveel waterstof/brandstof ster initieel in haar kern bevat. Lichtkracht bepaalt hoe snel ster brandstof verbruikt. Massieve sterren leven minder lang alhoewel zij starten met een relatief grotere kern, waar de temp hoog genoeg is voor kernfusie. Dus meer brandstofvoorraad maar die ze aan heel hoog tempo verbruiken, omdat door de hogere temperatuur ook andere kernreakties op gang komen, die meer waterstof omzetten. Grotere ster = ook groter buitenoppervlak, waaruit energie ontsnapt. Dus moet er meer energie geproduceerd worden.

Levensduur zon op hoofdreeks is +- 10 miljard jaar. Ster met 30 x massa zon heeft ruwweg 30 x meer waterstof dan zon maar verbrandt die met lichtkracht +- 300.000 keer hoger => levensduur is ruwweg 30/300.000 = 1/10.000ste van die van zon = slechts enkele miljoenen jaren = op schaal heelal heel korte tijd, één van de redenen waarom heel massieve sterren zo zeldzaam zijn: meeste massieve sterren die ooit zijn ontstaan zijn al sinds lang weer verdwenen. Andere reden: sterren met lagere massa’s ontstaan veel frequenter. Feit dat wij massieve sterren kunnen waarnemen wil zeggen dat er in ons sterrenstelsel voortdurend vorming van sterren plaatsvindt. Massieve heldere O-sterren die we vandaag zien in ons sterrenstelsel zijn pas kortgeleden ontstaan en zullen lang sterven voor ze de kans hadden om één keer rond kern sterrenstelsel te draaien.

Levensduur zon op hoofdreeks is +- 10 miljard jaar. Ster met 0,3 x massa zon heeft lichtkracht van 0,01 x die van de zon Leeft ongeveer 0,3/0.01 = 30 x langer dan de zon In ons heelal dat zo’n 13,7 miljard jaar oud is overleven zelfs de oudste van deze kleine lichtzwakke M-sterren nog steeds en zullen nog honderden miljarden jaren blijven bestaan.

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Volgorde door geschiedenis van de stellaire spectroscopie Astronomisch onderzoek was verre van goed betaald voor midden 20ste eeuw Astronomen voor die periode konden onderzoek doen door eigen of privé kapitaal Henry Draper (1837-1882), pionier van stellaire spectroscopie

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Bij zijn dood deed zijn weduwe grote donaties aan Harvard College Observatory om zijn werk verder te kunnen zetten. Edward Pickering (1846-1919) was toen directeur v/h Harvard Observatory Hij gebruikte fondsen van Draper, eigen fondsen en sponsors om de werkomgeving te verbeteren en om assistenten, ‘computers’ zoals hij ze noemde, in te huren.

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Meeste van die menselijke computers waren vrouwen die natuurkunde of sterrenkunde hadden gestudeerd aan typische vrouwencolleges zoals Wellesley en Radcliffe In die tijd hadden vrouwen haast niet de mogelijkheid om in de wereld van de wetenschappen carrière te maken In Harvard bv. werden vrouwen noch als student noch aan de faculteiten toegelaten

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Project Pickering om sterspectra te bestuderen en te klasseren was een buitenkans en bood veel werk => zo werden heel wat medewerksters aldaar de meest prominente astronomen van eind 19de en begin 20ste eeuw. Ze kregen de bijnaam “Pickering harem”

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Een v/d eerste ‘computers’ was Williamina Fleming (1857-1911)

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Een v/d eerste ‘computers’ was Williamina Fleming (1857-1911) Op suggestie van Pickering classificeerde zij sterspectra volgens de sterkte van hun waterstoflijnen. Type A sterkste, dan B, enz. tot type O met zwakste waterstoflijnen

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Pickering publiceerde in 1890 de classificatie van Fleming van meer dan 10.000 sterren Steeds meer spectra werden steeds meer gedetailleerd bestudeerd => classificatie enkel op basis van waterstoflijnen is inadequaat

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Annie Jump Cannon (1863-1941) kwam met beter classificatiesysteem. Zij vervoegde het Pickering team in 1896

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Bouwde voort op het werk van Fleming en een andere computer, Antonia Maury (1866-1952)

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Zij realiseerde zich dat de spectraalklassen in natuurlijke orde vallen, maar niet alfabetisch op basis van waterstoflijnen alleen. Sommige oorspronkelijke klassen overlapten en sommige klassen konden worden geëlimineerd. Cannon kwam tot O B A F G K M En voegde de onderverdeling met een getal toe In haar leven classificeerde ze meer dan 400.000 sterren !!!

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Veel onderscheidingen, o.a. eerste vrouw ooit die door Oxford University een eredoctoraat kreeg in 1925 In 1910 werd haar systeem van classificatie van sterspectra door astronomische wereld overgenomen en is nog altijd in gebruik. Goed systeem maar het waarom van die sequentie was nog helemaal niet begrepen Boel astronomen dachten (ten onrechte) dat verschillende sets spectraallijnen een weerspiegeling waren van verschillende samenstelling van de sterren.

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Antwoord op de vraag waarom – dat alle sterren voornamelijk bestaan uit waterstof en helium en dat de oppervlaktetemperatuur van een ster de sterkte van de spectraallijnen bepaalt – werd ontdekt door Cecilia Payne-Gaposchkin (1900-1979),

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Cecilia Payne-Gaposchkin kon door de nieuwe inzichten van de kwantummechanica aantonen dat de verschillen in spectraallijnen van ster tot ster louter een weerspiegeling waren van verschillen in de ionisatiegraad van de energie uitstralende atomen. Bv. O-sterren hebben zwakke H-lijnen omdat door hun hoge oppervlaktetemperaturen bijna alle waterstof is geïoniseerd. Zonder een elektron dat tussen energieniveaus kan springen, kan geïoniseerd waterstof zijn typische golflengten niet uitstralen (emissiespectrum) of absorberen (absorptiespectrum).

Ontstaan spectrale sequentie O B A F G K M Bv. M-sterren aan andere eind van spectrale sequentie zijn koel genoeg opdat er zich een aantal stabiele moleculen kunnen vormen, vandaar de sterke moleculaire absorptielijnen. Payne-Gaposchkin publiceerde daar een verhandeling over in 1925 Ze beweerde ook dat alle sterren hoofdzakelijk uit waterstof bestaan en werd daarvoor aanvankelijk uitgelachen. Werd decennia later geroemd in een prestigieus revue “undoubtedly the most briljant Ph.D thesis ever written in astronomy”

Samenvatting sterren worden geklassificeerd volgens oppervlakte-temperatuur en absolute helderheid in het Hersprung-Russell-diagram spektraaltype – kleur – temperatuur zijn aan mekaar verbonden grootte – massa – lichtkracht(helderheid) – levensduur zijn mathematisch verbonden kleine sterren zijn roder en leven zeer lang grote sterren zijn blauwer en leven zeer kort sterren staan het grootste deel van hun bestaan in de hoofdreeks de groepen rode reuzen en witte dwergen staan apart van de hoofdreeks en zijn einde-levensduur fenomenen tijdens hun evolutie kunnen sterren verschuiven binnen het HR-diagram

De classificatie van sterren dit was De classificatie van sterren