Kompakte ster
’n Kompakte ster of soms kompakte voorwerp verwys na witdwerge, neutronsterre of swartkolke wat ontstaan wanneer ’n ster die einde van sy leeftyd bereik het. Dit is dus die eindpunt van die sterevolusie en word dikwels steroorblyfsels genoem.
Die vorm van ’n kompakte ster hang hoofsaaklik af van die massa van die ster toe dit gevorm het. Die term word dikwels gebruik wanneer die presiese aard van die ster onbekend is. ’n Kompakte ster wat nie ’n swartkolk geword het nie, kan ook ’n "ontaarde ster" genoem word.
Witdwerge
wysig
Nadat ’n medium hoofreeksster al sy waterstof en helium verbrand het, sal dit uitsit en ’n rooireus word. As die rooi reus se massa nie groot genoeg is om die temperatuur op te wek waarteen koolstof verbrand word nie, sal ’n onaktiewe massa van koolstof en suurstof in die middel van die ster opbou.
Nadat die ster sy buitenste lae weggestoot het om ’n planetêre newel te vorm, sal net die kern oorbly. Dit is die steroorblyfsel wat ’n witdwerg vorm.[1] Daarom bestaan witdwerge hoofsaaklik uit koolstof en suurstof.
As die aanvanklike massa van die ster tussen 8 en 10,5 sonmassas is, sal die kerntemperatuur hoog genoeg wees om koolstof te verbrand, maar nie neon nie; in so ’n geval kan ’n witdwerg gevorm word wat uit suurstof, neon en magnesium bestaan.[2]
Die elemente in ’n witdwerg ondergaan nie meer fusiereaksies nie. Die ster het dus geen bron van energie nie en sal mettertyd afkoel. Eindelik sal dit nie veel hitte of lig uitstraal nie en ’n swartdwerg word.[1] Dit neem egter langer as die geskatte 13,8 miljard jaar wat die heelal oud is,[3] en daarom bestaan daar nog geen swartdwerge nie.[4][5]
Neutronsterre en swartkolke
wysigSterre met ’n baie groot massa ontwikkel in superreusesterre. Weens hul groot massa is hul leeftyd baie kort – tussen ’n paar honderdduisend en sowat 30 miljoen jaar.[6] Anders as laasgenoemde sterre, kan hulle elemente swaarder as helium verbrand. Hulle stoot dus nie hul buitenste lae weg as die helium op is nie en verloor nie genoeg massa om ’n witdwerg te word nie.
Wanneer die helium in die kern opgebruik is, krimp dit totdat die temperatuur en druk groot genoeg is dat koolstof-fusie kan plaasvind. Daarna vind die fusie van neon, suurstof en silikon plaas. Naby die einde van die ster se leeftyd word fusie voortgesit in ’n reeks lae (soos in ’n ui) in die ster. In elke laag vind die samesmelting van ’n ander element plaas – die buitenste laag is waterstof, gevolg deur helium ens.[7]
Die laaste fase word bereik wanneer die ster yster in sy kern begin vervaardig. Aangesien ysterkerns ’n sterker binding het as enige ligter kerns, sal enige fusie verder as yster geen energie vrystel nie; inteendeel, die proses sal energie gebruik.[8] Ysterkernfusie kan dus nie in sterre plaasvind nie. Die fusie van ligter elemente duur voort totdat die ysterkern so groot is dat dit nie meer sy eie massa kan dra nie en eindelik instort. Die skok van die skielike instorting veroorsaak dat die res van die ster ontplof in ’n supernova. Supernovas is so helder dat hulle vir ’n kort rukkie helderder kan wees as die hele sterrestelsel waarin die ster lê.
Die grootste deel van die ster word weggeblaas deur die ontploffing, en newels soos die Krap-newel word gevorm. Dit wat van die ster oorbly, sal ’n neutronster word of, in die geval van die grootste sterre (groot genoeg dat die steroorblyfsel ’n massa van rofweg 4 M☉ het), ’n swartkolk.[9]
Verwysings
wysig- ↑ 1,0 1,1 Richmond, M. "Late stages of evolution for low-mass stars". Lecture notes, Physics 230 (in Engels). Rochester Institute of Technology. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op 3 Mei 2007.
- ↑ Werner, K.; Hammer, N. J.; Nagel, T.; Rauch, T.; Dreizler, S. (2005). "On Possible Oxygen/Neon White Dwarfs: H1504+65 and the White Dwarf Donors in Ultracompact X-ray Binaries". 14th European Workshop on White Dwarfs. 334: 165. arXiv:astro-ph/0410690. Bibcode:2005ASPC..334..165W.
- ↑ Spergel, D. N.; Bean, R.; Doré, O.; Nolta, M.R.; Bennett, C.L.; Dunkley, J.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Komatsu, E. (2007). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
- ↑ Johnson, J. (2007). "Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars". Lecture notes, Astronomy 162 (in Engels). Ohio State University. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 November 2019. Besoek op 17 Oktober 2011.
- ↑ Fontaine, G.; Brassard, P.; Bergeron, P. (2001). "The Potential of White Dwarf Cosmochronology". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113 (782): 409–435. Bibcode:2001PASP..113..409F. doi:10.1086/319535.
- ↑ Richmond, Michael. "Stellar evolution on the main sequence" (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op 24 Augustus 2006.
- ↑ "What is a star?" (in Engels). Royal Greenwich Observatory. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 25 Oktober 2015. Besoek op 7 September 2006.
- ↑ Hinshaw, Gary (23 Augustus 2006). "The Life and Death of Stars" (in Engels). NASA WMAP Mission. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 13 Mei 2020. Besoek op 1 September 2006.
- ↑ Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309.
Eksterne skakels
wysig
Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia
