- Advanced
- Basic
een ster is een bol van gas die door zijn eigen zwaartekracht bij elkaar wordt gehouden. De dichtste ster aan de aarde is onze eigen zon, dus hebben we een voorbeeld dat astronomen in detail kunnen bestuderen. De lessen die we leren over theSun kunnen worden toegepast op andere sterren.
vertel me meer over de zon
Het leven van een ster is een constante strijd tegen de zwaartekracht. Zwaartekracht werkt constant om de ster te laten instorten., De kern van de ster is echter erg heet, waardoor er druk ontstaat in het gas. Deze druk gaat de zwaartekracht tegen, waardoor de ster in het zogenaamde hydrostatisch evenwicht komt. Een ster is in orde zolang de ster dit evenwicht heeft tussen zwaartekracht die de ster naar binnen trekt en druk die de ster naar buiten duwt.
Diagram dat de levenscycli van zonachtige en massieve sterren weergeeft. Klik op afbeelding voor een grotere versie., (Credit: NASA and Night Sky Network)
gedurende het grootste deel van de levensduur van een ster worden de inwendige warmte en straling geleverd door kernreacties in de kern van de ster. Deze fase van het leven van de ster wordt de hoofdreeks genoemd.
voordat een ster de hoofdreeks bereikt, krimpt de ster en de kern is nog niet heet of dicht genoeg om kernreacties te beginnen. Dus, totdat het de hoofdreeks bereikt, wordt hydrostatische ondersteuning geboden door de warmte die wordt gegenereerd door de samentrekking.
op een gegeven moment zal de ster geen materiaal meer in zijn kern hebben voor die kernreacties., Als de ster geen nucleaire brandstof meer heeft, komt hij aan het einde van zijn tijd op de hoofdreeks. Als de ster groot genoeg is, kan hij door een reeks minder efficiënte nucleaire reacties gaan om interne warmte te produceren. Uiteindelijk zullen deze reacties echter niet langer voldoende warmte genereren om de ster tegen zijn eigen zwaartekracht te ondersteunen en zal de ster instorten.
stellaire evolutie
een ster wordt geboren, leeft en sterft, net als al het andere in de natuur. Met behulp van waarnemingen van sterren in alle fasen van hun leven, hebben astronomen een levenscyclus geconstrueerd waar alle sterren doorheen lijken te gaan., Het lot en het leven van een ster hangt voornamelijk af van zijn massa.
Hubble image of the Eagle Nebula, astellar nursery. (Credit: NASA/ESA / Hubble Heritage Team)
alle sterren beginnen hun leven vanaf het instorten van materiaal in een gigantische moleculaire wolk. Deze wolken vormen zich tussen de sterren en bestaan voornamelijk uit moleculair gas en stof. Turbulentie in de wolken zorgt ervoor dat er knopen ontstaan die dan kunnen instorten onder zijn eigen zwaartekracht. Als de knoop instort, begint het materiaal in het midden op te warmen., Die hete kern wordt een protoster genoemd en zal een ster worden.
De wolk stort niet in tot slechts één grote ster, maar verschillende stukken materiaal zullen elk zijn eigen protoster worden. Dit is de reden waarom deze kluiten van materiaal vaak stellaire nuseries worden genoemd het zijn plaatsen waar veel sterren vormen.
naarmate de protoster massa krijgt, wordt de kern heter en dikker. Op een bepaald moment is het heet genoeg en dicht genoeg voor waterstof om helium te vormen. Er moet 15 miljoen Kelvin in de kern zitten om te kunnen fuseren., Wanneer de protostar begint met het fuseren van waterstof, gaat het in de “hoofdvolgorde” fase van zijn leven.
sterren in de hoofdreeks zijn sterren die waterstof in hun kernen fuseren. De straling en warmte van deze reactie houden de zwaartekracht tegen dat de ster instort tijdens deze fase van het leven van de ster. Dit is ook de langste fase van het leven van een ster. Onze zon zal ongeveer 10 miljard jaar besteden aan de hoofdreeks. Echter, een meer massieve ster gebruikt zijn brandstof sneller, en kan alleen op de belangrijkste sequentievoor miljoenen jaren.
uiteindelijk raakt de kern van de ster zonder waterstof., Als dat gebeurt, kan de ster de zwaartekracht niet langer weerstaan. De binnenste lagen beginnen in te storten, die de kern samendrukt, waardoor de druk en temperatuur in de kern van de ster toenemen. Terwijl de kernen samenvouwen, breiden de buitenste lagen van het materiaal in de ster zich naar buiten uit.De ster breidt uit tot groter dan hij ooit is geweest een paar honderd keer groter! Op dit punt wordt de ster een rode reus genoemd.
wat er vervolgens gebeurt hangt af van hoe de massa van de ster.,
het lot van middelgrote sterren
Hubble beeld van planetaire nevel IC 418,ook bekend als de Spirograph nevel. (Credit: NASA / Hubble HeritageTeam)
wanneer een middelgrote ster (tot ongeveer 7 keer de massa van de zon) de rode reuzenfase van zijn leven bereikt, zal de kern voldoende warmte en druk hebben om helium tot koolstof te laten samensmelten, waardoor de kern niet meer instort.
zodra het helium in de kern weg is, zal de ster het grootste deel van zijn massa afstoten en een wolk van materiaal vormen die een planetaire nevel wordt genoemd., De kern van de ster zal afkoelen en krimpen, en een kleine, hete bal achterlatend, awhite dwarf genaamd. Een witte dwerg stort niet in tegen de zwaartekracht omdat de druk van elektronen elkaar afstoot in zijn kern.
the Fate of Massive Stars
Chandra X-ray image of supernova remnantCassiopeia A. de kleuren tonen verschillende golflengten van röntgenstralen die worden uitgestraald door de materie die uit het centrale deel is uitgeworpen. star.In het centrum is een neutronenster., (Credit: NASA/CSC/SAO)
een rode reuzenster met meer dan 7 keer de massa van de zon is fatedvoor een spectaculairder einde.
deze sterren met een hoge massa gaan door dezelfde stappen als de sterren met een gemiddelde massa. Eerst zwellen de buitenste lagen op tot een reuzenster,maar nog groter, en vormen zo een rode superreus. Vervolgens begint de kern te krimpen, en wordt het erg heet en dicht. Dan fusie van helium in koolstofbegins in de kern. Wanneer de toevoer van helium op is, zal de kern weer samentrekken, maar omdat de kern meer massa heeft, zal het heet worden en genoeg zijn om koolstof in neon te versmelten., In feite, wanneer de toevoer van koolstof wordt opgebruikt, andere fusiereacties optreden, totdat de kern is gevuld met ijzeratomen.
tot op dit punt blussen de fusiereacties energie uit, waardoor de ster de zwaartekracht kan bestrijden. Het smelten van ijzer vereist echter een input van energie, in plaats van het produceren van overtollige energie. Met een kern vol ijzer, zal de ster het gevecht tegen de zwaartekracht verliezen.
de kerntemperatuur stijgt tot meer dan 100 miljard graden wanneer de ijzeratomen worden samengeperst., De afstotende kracht tussen de positief geladen kernen overwint de zwaartekracht, en de corerecoiltuit het hart van de ster in een explosieve schokgolf. In een van de meest spectaculaire gebeurtenissen in het universum, drijft de schok het materiaal weg van de ster in een enorme explosie genaamd asupernova. Het materiaal spuwt de interstellaire ruimte in.
ongeveer 75% van de massa van de ster wordt in de supernova in de ruimte uitgeworpen. Het lot van de overgebleven kern hangt af van de massa. Als de kern links boven ongeveer 1,4 tot 5 keer de massa van onze Zon is, zal het samenvallen in een neutronenster., Als de kern groter is, stort hij ineen zwart gat. Om een neutronenster te worden, moet een ster beginnen met ongeveer 7 tot 20 keer de massa van de zon voor de supernova. Alleen sterren met meer dan 20 keer de massa van de zon zullen zwarte gaten worden.
bijgewerkt: februari 2014