Wikipedia

Sterevolusie

Sterevolusie is die proses waardeur ’n ster met verloop van tyd verander. Na gelang van die massa van die ster, kan sy lewensduur verskil van ’n paar miljoen jaar vir die swaarste sterre tot biljoene jare vir die ligste sterre, wat aansienlik langer as die ouderdom van die heelal is. Die lewensduur van sterre hang van hulle massa af.[1] Alle sterre ontstaan wanneer wolke gas en stof ineenstort; dit word dikwels newels of molekulêre wolke genoem. Oor miljoene jare stabiliseer hierdie protosterre in ’n toestand van ewewig en word hulle wat ’n mens ’n hoofreeksster noem.

’n Kunstenaar se voorstelling van die lewensiklus van ’n sontipe ster, wat begin as ’n hoofreeksster links onder en dan uitsit deur die subdwerg- en reusesterfase totdat sy buitenste lae as ’n planetêre newel verdryf word (regs bo).
’n Kaart van sterevolusie.

Kernfusie dryf ’n ster vir die grootste deel van sy bestaan aan. Die energie word aanvanklik opgewek deur die fusie van waterstofatome in die hoofreeksster se kern. Later, wanneer die meeste atome in die kern heliumatome is, begin sterre soos die Son om waterstof in ’n sferiese skil om die kern te verbrand. Dié proses veroorsaak dat die ster stadigaan groter word en deur ’n subreusefase gaan totdat dit ’n rooireus word. Sterre met minstens die helfte van die Son se massa kan ook begin om energie op te wek deur die fusie van helium in hulle kern, terwyl sterre met ’n groter massa swaarder elemente in ’n reeks konsentriese skille kan verbrand. Sodra ’n ster soos die Son al sy kernbrandstof opgebruik het, stort sy kern ineen in ’n digte witdwerg en word die buitenste lae verdryf as ’n planetêre newel. Sterre met ’n massa van omtrent 10 of meer keer dié van die Son kan as ’n supernova ontplof wanneer hulle onaktiewe kerns instort in ’n uiters digte neutronster of swartkolk. Hoewel die heelal nog nie oud genoeg is dat enige van die kleinste rooidwerge die einde van hulle bestaan bereik het nie, dui modelle daarop dat hulle stadigaan helderder en warmer sal word voordat hulle waterstof opraak en hulle witdwerge met ’n klein massa sal word.[2]

Sterevolusie word nie bestudeer deur na die verloop van ’n enkele ster te kyk nie omdat veranderings in sterre te stadig plaasvind om waar te neem, selfs oor baie eeue. Astrofisici verstaan eerder hoe sterre evolueer deur talle sterre in verskeie fases van hulle bestaan waar te neem en deur die simulasie van sterstrukture deur middel van rekenaarmodelle.

Ontstaan van ’n ster

wysig
 
’n Eenvoudige voorstelling van die fases van sterevolusie.

Protoster

wysig

Sterevolusie begin met die swaartekraginstorting van ’n reusagtige molekulêre wolk. Tipiese reusagtige molekulêre wolke is rofweg 100 ligjare in deursnee en bevat tot 6 miljoen sonmassas. Terwyl dit instort, breek dit op in al hoe kleiner dele. In elk van hierdie dele laat die instortende gas swaartekragenergie as hitte vry. Namate die temperatuur en druk toeneem, kondenseer dit in ’n roterende sfeer van superwarm gas bekend as ’n protoster.

’n Protoster hou aan groter word deur die akkresie van gas en stof van die molekulêre wolk en word ’n voor-hoofreeksster terwyl dit sy finale massa bereik. Verdere ontwikkeling word deur sy massa bepaal. Massa word gewoonlik gemeet aan die massa van die Son: 2 × 1030 kg beteken 1 M☉ (sonmassa).

Protosterre word deur stof omhul en is dus makliker sigbaar by infrarooigolflengtes. Waarnemings met die Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) is veral belangrik om talle protosterre in die Melkweg en hul moedersterreswerms waar te neem.[3][4]

Bruindwerge en substellêre voorwerpe

wysig

Protosterre met ’n massa van minder as rofweg 0,08 M☉ bereik nooit temperature wat hoog genoeg is dat kernfusie van waterstof kan begin nie. Hulle is bekend as bruindwerge. Die Internasionale Astronomiese Unie definieer bruindwerge as sterre met ’n groot genoeg massa om die een of ander tyd in hul bestaan deuterium (waterstof-2) te verbrand (13 jupitermassas, 2,5 x 1028 kg of 0,0125 M☉). Voorwerpe kleiner as 13 MJ (jupitermassas) word as subbruindwerge geklassifiseer (maar as hulle om ’n ander stellêre voorwerp wentel, word hulle as planete geklassifiseer).[5] Albei tipes, of hulle deuterium verbrand of nie, skyn dofweg en sterf stadigaan weg terwyl hulle oor honderdmiljoene jare afkoel.

 
’n Digte sterreveld in die Boogskutter.

Hoofreeks

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Hoofreeks.

In ’n protoster met ’n groter massa sal die temperatuur in die kern eindelik 10 miljoen kelvin (K) bereik. Dit sal die proton-proton-kettingreaksie aan die gang sit wat waterstof laat saamsmelt, eers tot deuterium en dan tot helium. Die begin van dié kernfusie lei relatief gou tot ’n hidrostatiese ewewig waarin energie wat deur die kern vrygestel word, ’n hoë gasdruk handhaaf wat die gewig van die ster se materie sal uitbalanseer en verdere swaartekraginstorting sal verhoed. Die ster ontwikkel dus vinnig tot ’n stabiele toestand, en daarmee begin die hoofreeksfase van sy sterevolusie.

’n Nuwe ster sal op ’n spesifieke punt op die hoofreeks van die Hertzsprung-Russell-diagram lê, met sy spektraalklas wat afhang van sy massa. Klein, relatief koue rooidwerge met ’n klein massa sal waterstof stadig verbrand en honderdmiljarde jare of langer in die hoofreeks bly, terwyl swaar, warm O-tipe sterre die hoofreeks ná net ’n paar miljoen jaar sal verlaat. ’n Mediumgroot G-tipe ster soos die Son sal sowat 10 miljard jaar in die hoofreeks bly. Die Son is vermoedelik in die helfte van sy hoofreeksbestaan.

 
Die evolusiespore van sterre met verskillende aanvanklike massas op die Hertzsprung-Russell-diagram. Die spoor begin sodra die ster na die hoofreeks geëvolueer het en eindig wanneer kernfusie eindig (vir swaar sterre) of aan die einde van die rooireusetakfase (vir sterre van 1 of minder sonmassa). Die Son sal ’n rooireus (RR) word nadat sy hoofreeksfase geëindig het voordat dit verder uitsit met die asimptotiese reusetak (ART) langs; dit sal die laaste fase wees waarin die Son fusie ondergaan.

Ontwikkelde sterre

wysig

Eindelik sal die waterstof in die ster se kern uitgeput wees en sal die ster weg van die hoofreeks af begin evolueer. Sonder die uitwaartse druk wat deur die fusie van waterstof teweeggebring word en swaartekrag teenwerk, sal die kern inkrimp totdat óf die druk van elektronontaarding groot genoeg word om die swaartekrag teen te werk óf die kern warm genoeg word (sowat 100 MK) sodat heliumfusie kan begin. Watter een van dié twee plaasvind, hang van die ster se massa af.

Sterre met ’n klein massa

wysig

Wat gebeur wanneer ’n ster met ’n klein massa ophou om energie deur fusie op te wek is nog nie regstreeks waargeneem nie; die heelal is sowat 13,8 miljard jaar oud, wat korter is as die tyd wat nodig is dat fusie in sulke sterre ophou.

Onlangse astrofisiese modelle dui daarop dat rooidwerge van 0,1 M☉ van 6 biljoen tot 12 biljoen jaar in die hoofreeks kan bly terwyl hulle stelselmatig warmer en helderder word. Dit sal verskeie honderdmiljarde jare duur voordat hulle stadig in ’n witdwerg begin instort.[6][7] Sulke sterre sal nie rooireuse word nie omdat die hele ster ’n konveksiesone is en dit nie ’n ontaarde (gedegenereerde) heliumkern sal ontwikkel met ’n skil wat waterstof verbrand nie. In plaas daarvan sal waterstoffusie voortduur totdat feitlik die hele ster uit helium bestaan.

 
Die interne struktuur van hoofreekssterre. Konveksiesones se siklusse word met pyle aangedui en stralingsones met rooi blitse. Van links af is ’n rooidwerg met ’n klein massa; ’n mediumgroot geeldwerg; en ’n swaar blouwit hoofreeksster.

Sterre met ’n effens groter massa word wel rooireuse, maar hulle heliumkerns is nie swaar genoeg om die temperatuur te bereik waar heliumfusie begin nie; hulle bereik dus nooit die bopunt van die rooireusetak nie. Wanneer waterstoffusie in ’n skil om die kern ophou, sal hierdie sterre regstreeks van die rooireusetak af wegbeweeg en ’n witdwerg word.[2] ’n Ster met ’n aanvanklike massa van sowat 0,6 M☉ sal temperature bereik wat hoog genoeg is dat heliumfusie kan begin. Hierdie "mediumgroot" sterre vorder na fases van evolusie verder as die rooireusetak.[8]

Mediumgroot sterre

wysig
 
Die evolusiespoor van ’n ster met ’n massa en metaalinhoud soortgelyk aan dié van die Son, van die hoofreeks na post-ART.

Sterre van rofweg 0,6 M☉ tot 10 M☉ word rooireuse, wat groot niehoofreekssterre van spektraalklas K of M is. Rooireuse lê aan die regtersy van die Hertzsprung-Russell-diagram vanweë hulle rooi kleur en groot ligsterkte. Voorbeelde sluit in Aldebaran in die sterrebeeld Bul en Arcturus in die sterrebeeld Veewagter.

Mediumgroot sterre is rooireuse gedurende twee verskillende fases van hul evolusie ná die hoofreeks: op die rooireusetak, wanneer hulle onaktiewe heliumkerns en waterstofverbrandende skille het; en op die asimptotiese reusetak, wanneer hulle onaktiewe koolstofkerns en heliumverbrandende skille binne die waterstofverbrandende skille het.[9] Tussen dié twee fases lê sterre ’n tyd lank op die horisontale tak met ’n heliumverbrandende kern. Baie van laasgenoemde sterre neig om saam te bondel aan die koel punt van die horisontale tak as K-tipe reuse; daar word na hulle verwys as rooiklontreuse.

Subreusefase

wysig

Wanneer die waterstof in ’n ster se kern uitgeput is, verlaat dit die hoofreeks en begin waterstof in ’n skil buite die kern verbrand. Die kern se massa neem toe terwyl die skil meer helium vervaardig. Na gelang van die massa van die heliumkern, hou dié proses verskeie miljoene tot een of twee miljard jaar aan terwyl die ster uitsit en afkoel tot ’n soortgelyke of effens kleiner ligsterkte as toe dit in die hoofreeks was. Eindelik ontaard die kern, in sterre van omtrent die Son se massa, of die buitenste lae koel soveel af dat hulle deursigtig word, in sterre met ’n groter massa. Enigeen van dié veranderings bring mee dat die waterstofskil se temperatuur en die ster se ligsterkte toeneem, en dan beweeg die ster na die rooireusetak.[10]

Rooiseusetak

wysig

Die uitsittende buitelae van die ster is konvektief, met die materiaal wat gemeng word deur turbulensie van naby die brandende streke na die ster se oppervlak. Tot in dié stadium het die verbrande materiaal in die meeste sterre, behalwe dié met die kleinste massa, diep in die ster se binnekant gebly; dus maak die konvekterende omhulling fusieprodukte vir die eerste keer op die ster se oppervlak sigbaar. In hierdie stadium is die resultate subtiel; die grootste gevolge is veranderings aan die isotope van waterstof en helium, wat onwaarneembaar is.

Die heliumkern hou aan groei op die rooireusetak. Dit is nie meer in termiese ewewig nie en word dus warmer, wat meebring dat die tempo van fusie in die waterstofskil toeneem. Die ster se ligsterkte neem toe terwyl dit na die bokant van die rooireusetak beweeg. Sterre op dié tak met ’n ontaarde heliumkern bereik die bopunt met baie soortgelyke kernmassas en ligsterktes, hoewel die rooireuse met ’n groter massa warm genoeg word om voor daardie punt heliumfusie te begin.

Horisontale tak

wysig

In die heliumkern van sterre met ’n massa van tussen 0,6 M☉ en 2 M☉ sal heliumfusie binne dae met ’n heliumflits begin. In die nie-ontaarde kern van sterre met ’n groter massa begin heliumfusie relatief stadig, sonder ’n flits.[11] Die kernkrag wat vrygestel word gedurende die heliumflits is baie groot, sowat 108 keer die ligsterkte van die Son vir ’n paar dae[10] en 1011 keer die Son se ligsterkte (rofweg die ligsterkte van die Melkweg) vir ’n paar sekondes.[12] Die energie word egter verbruik deur die termiese uitsetting van die aanvanklik ontaarde kern en kan dus nie van buite die ster gesien word nie.[10][12][13] Vanweë die uitsetting van die kern neem die waterstoffusie in die skille en die totale energie-ontwikkeling af. Die ster krimp, hoewel nie tot die grootte van sy hoofreeksfase nie, en dit beweeg na die horisontale tak. Sy radius neem stelselmatig af en sy oppervlaktemperatuur neem toe.

Sterre met ’n heliumflitskern evolueer na die rooi punt van die horisontale tak, maar word nie warmer voordat hulle ’n ontaarde koolstof-suurstofkern kry en helium in ’n skil begin verbrand nie. Sterre met ’n groter massa en heliumkern beweeg met die horisontale tak langs na hoër temperature; sommige word onstabiele pulserende sterre in die geel onstabiele strook (RR Lyrae-veranderlikes), terwyl ander selfs warmer word en ’n blou stert of blou haak na die horisontale tak kan vorm. Die morfologie van die horisontale tak hang af van parameters soos metaalinhoud, ouderdom en heliuminhoud, maar die presiese besonderhde word nog nagevors.[14]

Asimptotiese reusetak

wysig

Nadat die ster die helium in sy kern opgebruik het, gaan waterstof- en heliumfusie voort in skille om die warm kern van koolstof en suurstof. Die ster volg die asimptotiese reusetak (ART) op die Hertzsprung-Russell-diagram, wat parallel loop met die oorspronklike rooireus-evolusie, maar met selfs vinniger energie-ontwikkeling (wat ’n korter tyd duur).[15] Hoewel helium in ’n skil verbrand word, word die meeste energie opgewek deur waterstof wat in ’n skil verder van die kern af verbrand word. Helium wat tydens hierdie waterstoffusie gevorm word, beweeg af na die middel van die ster, en van tyd tot tyd neem die energie-uitset van die heliumskil drasties toe. Dit is bekend as ’n termiese puls en vind plaas naby die einde van die fase op die asimptotiese reusetak, soms selfs vir ’n tyd daarna. Na gelang van die massa en samestelling van die ster kan daar van ’n paar tot honderde termiese pulse wees.

Daar is ’n fase terwyl die ster hoër op in die asimptotiese reusetak beweeg dat ’n diep konveksiesone vorm en dit kan koolstof van die kern na die oppervlak bring. So word ’n koolstofster gevorm, wat baie koel en rooi is en en sterk koolstoflyne in sy spektrum toon. Die koolstof kan ook in suurstof en stikstof omgeskakel word voordat dit na die oppervlak kan beweeg, en die wisselwerking tussen hierdie prosesse bepaal die waargenome ligsterkte en spektrum van koolstofsterre in spesifieke sterreswerms.[16]

Nog ’n bekende soort ART-ster is die Mira-veranderlikes, wat pulseer met goed gedefinieerde periodes van tientalle tot honderde dae en ’n groot toename in magnitude. In sterre met ’n groter massa word die sterre helderder en die pulseringsperiode is langer, wat beteken hulle verloor meer massa en die sterre is moeiliker waarneembaar by sigbare golflengtes. Hulle pulseer in die infrarooi en is ryk aan suurstof, in teenstelling met die koolstofsterre.

Ná die ART

wysig
 
Die Katoognewel, ’n planetêre newel wat gevorm is ná die dood van ’n ster met ’n soortgelyke massa as die Son.

Hierdie mediumswaar sterre bereik eindelik die bopunt van die asimptotiese reusetak en hulle brandstof vir fusie in skille raak op. Hulle massa is nie groot genoeg dat hulle koolstof op groot skaal kan verbrand nie en hulle krimp dus weer. ’n Superwind ontstaan en skep ’n planetêre newel met ’n uiters warm sentrale ster. Die sentrale ster koel dan af en word ’n witdwerg. Die gas wat verdryf word, is relatief ryk aan swaar elemente wat in die ster geskep is, veral suurstof en koolstof, na gelang van die soort ster.

Swaar sterre

wysig
 
’n Gerekonstrueerde beeld van Antares, ’n rooi superreus.

In sterre met ’n groot massa is die kern reeds groot genoeg wanneer waterstoffusie in ’n skil begin dat helium kan begin brand voor elektronontaardingsdruk ’n kans gehad het om heersend te raak. Wanneer hierdie sterre uitsit en afkoel, neem hulle helderheid nie so baie toe soos dié van sterre met ’n laer massa nie; hulle was egter aanvanklik baie helderder as sterre met ’n klein massa en is dus steeds helderder as die rooireuse wat uit laasgenoemde sterre ontstaan het. Hierdie sterre sal waarskynlik nie as rooisuperreuse oorleef nie, maar hulleself vernietig as tipe II-supernovas.

Uiters swaar sterre (met ’n massa van meer as 40 M☉), wat baie helder is en dus baie vinnige sterwinde het, verloor massa so vinnig vanweë stralingsdruk dat hulle omhullings afgestroop word voordat hulle kan uitsit en rooisuperreuse word; hulle het dus uiters hoë oppervlaktemperature (en ’n blouwit kleur) vandat hulle in die hoofreeks is. Die grootste sterre van die huidige generasie is sowat 100 M☉ tot 150 M☉ en word nie groter as dit nie, omdat hulle hulle buitenste lae weens die uiterse straling verloor. Hoewel sterre met ’n kleiner massa gewoonlik nie hulle buitenste lae so vinnig verloor nie, kan hulle ook gekeer word om rooireuse of rooisuperreuse te word as hulle in ’n dubbelsterstelsel is waar die twee komponente naby genoeg aan mekaar is dat die metgeselster die ander ster se omhulling afstroop terwyl dié ster uitsit. Dit kan ook gebeur dat hulle vinnig genoeg roteer dat konveksie die hele pad van die kern tot die oppervlak strek, en dit kan lei tot die afwesigheid van ’n aparte kern en omhulling vanweë deeglike vermenging.[17]

Die kern word warmer en digter namate materiaal verkry word uit die fusie van waterstof by die basis van die omhulling. In alle sterre met ’n groot massa is elektronontaardingsdruk onvoldoende om op sigself te keer dat die ster instort; namate swaar elemente in die middel verbruik word, begin al hoe swaarder elemente brand en dit keer instorting tydelik. As die massa van die ster se kern nie te groot is nie (minder as sowat 1,4 M☉, met inagneming van die massaverlies teen hierdie tyd) kan die ster ’n witdwerg vorm (moontlik omring deur ’n planetêre newel), soos hierbo beskryf is vir sterre met ’n kleiner massa. Die verskil sal wees dat die witdwerg in dié geval uit hoofsaaklik suurstof, neon en magnesium sal bestaan.

 
Die ui-agtige skille van ’n swaar, geëvolueerde ster voordat die kern instort (nie volgens skaal nie).

Bo ’n sekere massa (geraam op sowat 2,5 M☉), as die aanvanklike ster sowat 10 M☉ was, sal die kern ’n temperatuur (sowat 1,1 GK) bereik waar neon gedeeltelik afbreek en suurstof en helium vorm. Laasgenoemde sal onmiddellik met van die oorblywende neon saamsmelt en magnesium vorm; daarna versmelt suurstof om swael, silikon en kleiner hoeveelhede ander elemente te vorm. Eindelik is die temperatuur hoog genoeg dat enige atoomkern gedeeltelik afgebreek kan word. Dit stel gewoonlik ’n alfadeeltjie (heliumkern) vry wat dadelik met ’n ander kern saamsmelt, sodat verskeie kerns in effek herrangskik word in ’n kleiner hoeveelheid swaarder kerns, met ’n netto vrystelling van energie omdat meer energie nodig is vir die toevoeging van fragmente by kerns as om hulle van die moederkerns af te breek.

’n Ster met ’n kernmassa wat te groot is om ’n witdwerg te vorm, maar nie groot genoeg vir die volgehoue omskakeling van neon in suurstof en magnesium nie, se kern sal instort (vanweë elektronvangs) voordat die swaarder elemente fusie ondergaan.[18] Beide die verhitting en afkoeling wat deur elektronvangs veroorsaak word van elemente waarvan daar min is (soos aluminium en kalium) voordat die kern instort, kon ’n betekenisvolle impak op die totale energie-ontwikkeling in die ster hê kort voordat dit instort.[19]

Supernovas

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Supernova.
 
Die Krapnewel, die oorblyfsel van ’n ster wat as ’n supernova ontplof het.

Sodra die nukleosinteseproses yster-56 bereik, verbruik die proses energie weens die toevoeging van fragmente by kerns. As die massa van die kern die Chandrasekhar-limiet oorskry, sal elektronontaardingsdruk nie meer swaartekrag kan uitbalanseer nie, en die kern sal skielik en katastrofies instort om ’n neutronster te vorm (of in gevalle waar die kern die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-limiet oorskry, ’n swartkolk). Deur ’n proses wat nie ten volle verstaan word nie, veroorsaak die swaartekragenergie wat deur die instorting van die kern vrygestel word, ’n tipe Ib-, tipe Ic- of tipe II-supernova. Dit is bekend dat die kerninstorting ’n massiewe stuwing van neutrino's verooraak, soos gesien is met die supernova SN 1987A. Die uiters energieke neutrino's fragmenteer sommige van die atoomkerns; ’n deel van hulle energie word verbuik in die vrystelling van nukleone, insluitende neutrone, en ’n deel van hulle energie word omgeskakel in hitte en kinetiese energie. Dit vergroot die skokgolf wat begin is deur die terugskieting van ’n deel van die invallende materiaal vanweë die instorting van die kern. Elektronvangs in baie digte dele van die invallende materiaal kan bykomende neutrone produseer. Omdat van die terugskietende materie deur die neutrone gebombardeer word, vang sommige kerns van die materie hulle en skep ’n spektrum van materie swaarder as yster, insluitende die radioaktiewe elemente tot by (en waarskynlik swaarder as) uraan.[20] Hoewel rooireuse, wat nie ontplof nie, ook aansienlike hoeveelhede elemente swaarder as yster kan voortbring deur middel van neutrone wat in newereaksies van vroeëre kernreaksies vrygestel is, stem die veelheid nie ooreen met dié wat in supernovas vrygestel word nie. Nie een van dié veelhede op sy eie stem ooreen met die veelheid swaar elemente wat in die Sonnestelsel voorkom nie, en dus is vrystellings uit supernovas én rooireuse nodig om dié veelheid te verduidelik.

Steroorblyfsels

wysig

Nadat ’n ster sy brandstofvoorraad opgebruik het, kan sy oorblyfels een van drie vorme aanneem, na gelang van sy massa gedurende sy bestaan.

Wit- en swartdwerge

wysig

Vir ’n ster van 1 M☉ is die resultaat ’n witdwerg met ’n massa van sowat 0,6 M☉ wat ineengedruk is tot omtrent die grootte van die Aarde. Witdwerge is stabiel omdat die inwaartse druk van swaartekrag uitgebalanseer word deur die ontaardingsdruk van die ster se elektrone, ’n gevolg van die Pauli-uitsluitingsbeginsel. Dit bied ’n relatief lae weerstand teen verdere instorting, en witdwerge met ’n groter massa het dus ’n kleiner volume. Sonder enige brandstof oor om te brand, straal die ster sy oorblywende hitte miljarde jare lank uit.

Wanneer ’n witdwerg vorm, is dit baie warm, meer as 100 000 K op die oppervlak en selfs warmer aan die binnekant. Dit is so warm dat baie van sy energie in die eerste 10 miljoen jaar van sy bestaan verlore gaan in die vorm van neutrino's, maar ná ’n miljard jaar sal dit die meeste van sy energie verloor het.[21]

Die chemiese samestelling van die witdwerg sal afhang van sy massa. ’n Ster van ’n paar sonmassas sal koolstoffusie ondergaan en magnesium, neon en kleiner hoeveelhede ander elemente vorm. Dit sal ’n witdwerg tot gevolg hê wat hoofsaaklik uit suurstof, neon en magnesium bestaan – mits dit genoeg massa kan verloor om nie die Chandrasekhar-limiet te oorskry nie en die ontbranding van koolstof nie so gewelddadig is dat dit die hele ster in ’n supernova uitmekaarskiet nie.[22] ’n Ster met min of meer die Son se massa sal nie koolstoffusie kan begin nie en sal ’n witdwerg tot gevolg hê wat hoofsaaklik uit koolstof en suurstof bestaan, en met ’n massa wat te klein is om in te stort tensy materie later by hom gevoeg word. ’n Ster met ’n kleiner massa as sowat die helfte van die Son s’n sal nie heliumfusie kan ondergaan nie en ’n witdwerg tot gevolg hê wat hoofsaaklik uit helium bestaan.

Al wat op die ou end oorbly, is ’n koue, donker massa wat soms ’n swartdwerg genoem word. Die heelal is egter nog nie oud genoeg dat enige swartdwerge bestaan nie.

As ’n witdwerg deel van ’n nabydubbelster is, kan waterstof van die groter komponent om en op die witdwerg versamel totdat dit warm genoeg word vir ontbranding in ’n wegholreaksie op sy oppervlak. So ’n ontploffing word ’n nova genoem.

Neutronsterre

wysig
 
’n Bolvormige skokgolf wat steeds uitsit ná ’n supernova 15 000 jaar gelede.

Atome bestaan gewoonlik hoofsaaklik uit elektronwolke, met baie kompakte kerns in die middel. (As atome die grootte van ’n rygbyveld was, sou hul kerns so groot soos stofmyte gewees het.) Wanneer ’n ster se kern instort, veroorsaak die druk dat elektrone en protone deur elektronvangs saamsmelt. Sonder elektrone, wat atoomkerns van mekaar weghou, word die neutrone saamgepers in ’n digte bol met ’n dun omringende laag ontaarde materie (hoofsaaklik yster). Die neutrone bied deur die Pauli-uitsluitingsbeginsel weerstand teen verdere instorting, soortgelyk aan elektronontaardingsdruk, maar sterker.

Dié digte bolle neutrone, wat neutronsterre genoem word, is uiters klein – hul radius is in die omgewing van 10 km – en wonderbaarlik dig. Hulle rotasieperiode word drasties korter namate die ster krimp, van omtrent 1,5 millisekondes (meer as 600 revolusies per sekonde) tot verskeie sekondes.[23] Wanneer hierdie vinnig tollende sterre se magnetiese pole met die Aarde oplyn, neem ons met elke revolusie ’n puls van straling waar. Sulke neutronsterre word pulsars genoem en was die eerste neutronsterre wat ontdek is. Hoewel elektromagnetiese straling wat van pulsars waargeneem word, meestal in die vorm van radiogolwe is, is dit ook al waargeneem by sigbarelig-, X-straal- en gammastraalgolflengtes.[24]

Swartkolke

wysig
Die hoofartikel vir hierdie afdeling is: Swartkolk.

As die massa van die steroorblyfsel groot genoeg is, sal die neutronontaardingsdruk nie genoeg wees om instorting tot onder die Schwarzschild-radius te voorkom nie. Die steroorblyfsel word dan ’n swartkolk, of swartgat. Die konsentrasie van massa is so groot dat die swaartekrag alles verhoed om te ontsnap, selfs ligstrale. Derhalwe word dit as "swart" beskryf. Die massa waarby dit gebeur, is nie met sekerheid bekend nie, maar word tans geraam op tussen 2 M☉ en 3 M☉.

Swartkolke word voorspel deur die teorie van algemene relatiwiteit. Volgens klassieke algemene relatiwiteit kan geen materie of inligting uit ’n swartkolk na ’n waarnemer ontsnap nie, hoewel kwantumeffekte afwykings van hierdie streng reël toelaat.

Modelle

wysig

’n Sterevolusiemodel is ’n wiskundige model wat gebruik kan word om die evolusiefases van ’n ster te bereken, van sy vorming totdat dit ’n oorblyfsel word. Die ster se massa en chemiese samestelling word in ’n rekenaar gevoer, en sy ligsterkte en oppervlaktemperatuur is die enigste ander beperkings.

Modelformules word geskoei op ’n fisieke begrip van die ster, met die aanname dat dit in hidrostatiese ewewig is. Uitgebreide rekenaarberekenings word dan gedoen om die ster se veranderings oor tyd te bepaal, en so kan die evolusiespoor van die ster oor die Hertzsprung-Russell-diagram bepaal word, asook ander eienskappe.[25] Akkurate modelle kan gebruik word om die huidige ouderdom van die ster te beraam deur sy fisieke eienskappe te vergelyk met dié van ander sterre met ’n soortgelyke evolusiespoor.[26]

Verwysings

wysig
  1. ↑ Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
  2. ↑ 2,0 2,1 Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  3. ↑ "Wide-field Infrared Survey Explorer Mission" (in Engels). NASA. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020.
  4. ↑ Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
  5. ↑ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement (in Engels). 28 Februarie 2003. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Desember 2013. Besoek op 30 Mei 2012.
  6. ↑ "Why the Smallest Stars Stay Small". Sky & Telescope (22). November 1997. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  7. ↑ Adams, F. C.; P. Bodenheimer; G. Laughlin (2005). "M dwarfs: planet formation and long term evolution". Astronomische Nachrichten. 326 (10): 913–919. Bibcode:2005AN....326..913A. doi:10.1002/asna.200510440. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  8. ↑ Lejeune, T; Schaerer, D (2001). "Database of Geneva stellar evolution tracks and isochrones for  , HST-WFPC2, Geneva and Washington photometric systems". Astronomy & Astrophysics. 366 (2): 538. arXiv:astro-ph/0011497. Bibcode:2001A&A...366..538L. doi:10.1051/0004-6361:20000214.
  9. ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution (2de uitg.). Springer-Verlag. ISBN 0-387-20089-4. {{cite book}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 125. ISBN 0521133203. {{cite book}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  11. ↑ Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 125. ISBN 0521133203. {{cite book}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  12. ↑ 12,0 12,1 Prialnik, Dina (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. ISBN 0-521-65065-8. {{cite book}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  13. ↑ Deupree, R. G. (1 November 1996). "A Reexamination of the Core Helium Flash". The Astrophysical Journal. 471 (1): 377–384. Bibcode:1996ApJ...471..377D. CiteSeerX 10.1.1.31.44. doi:10.1086/177976.
  14. ↑ Gratton, R. G.; Carretta, E.; Bragaglia, A.; Lucatello, S.; d'Orazi, V. (2010). "The second and third parameters of the horizontal branch in globular clusters". Astronomy and Astrophysics. 517: A81. arXiv:1004.3862. Bibcode:2010A&A...517A..81G. doi:10.1051/0004-6361/200912572.
  15. ↑ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  16. ↑ van Loon; Zijlstra; Whitelock; Peter te Lintel Hekkert; Chapman; Cecile Loup; Groenewegen; Waters; Trams (1998). "Obscured Asymptotic Giant Branch stars in the Magellanic Clouds IV. Carbon stars and OH/IR stars" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 329: 169–85. arXiv:astro-ph/9709119v1. Bibcode:1996MNRAS.279...32Z. CiteSeerX 10.1.1.389.3269. doi:10.1093/mnras/279.1.32. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  17. ↑ D. Vanbeveren; De Loore, C.; Van Rensbergen, W. (1998). "Massive stars". The Astronomy and Astrophysics Review. 9 (1–2): 63–152. Bibcode:1998A&ARv...9...63V. doi:10.1007/s001590050015. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  18. ↑ Ken'ichi Nomoto (1987). "Evolution of 8–10 solar mass stars toward electron capture supernovae. II – Collapse of an O + Ne + Mg core". Astrophysical Journal. 322. Part 1: 206–214. Bibcode:1987ApJ...322..206N. doi:10.1086/165716. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  19. ↑ Claudio Ritossa; Enrique García-Berro; Icko Iben, Jr. (1999). "On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, URCA Cooling, and Other Properties of an 11 M_solar Population I Model Star". The Astrophysical Journal. 515 (1): 381–397. Bibcode:1999ApJ...515..381R. doi:10.1086/307017. {{cite journal}}: Onbekende parameter |displayauthors= geïgnoreer (hulp); Ongeldige |ref=harv (hulp)
  20. ↑ How do Massive Stars Explode? Geargiveer 27 Junie 2003 op Wayback Machine
  21. ↑ Fossil Stars (1): White Dwarfs
  22. ↑ Ken'ichi Nomoto (1984). "Evolution of 8–10 Solar mass stars toward electron capture supernovae. I – Formation of electron-degenerate O + Ne + Mg cores". Astrophysical Journal. Part 1. 277: 791–805. Bibcode:1984ApJ...277..791N. doi:10.1086/161749. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  23. ↑ D'Amico, N.; Stappers, B. W.; Bailes, M.; Martin, C. E.; Bell, J. F.; Lyne, A. G.; Manchester, R. N. (1998). "The Parkes Southern Pulsar Survey - III. Timing of long-period pulsars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 297: 28–40. Bibcode:1998MNRAS.297...28D. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  24. ↑ Courtland, Rachel (17 Oktober 2008). "Pulsar Detected by Gamma Waves Only". New Scientist (in Engels). Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Julie 2015. Besoek op 3 Julie 2019.
  25. ↑ Demarque, P.; Guenther, D. B.; Li, L. H.; Mazumdar, A.; Straka, C. W. (Augustus 2008). "YREC: the Yale rotating stellar evolution code". Astrophysics and Space Science. 316 (1–4): 31–41. arXiv:0710.4003. Bibcode:2008Ap&SS.316...31D. doi:10.1007/s10509-007-9698-y. ISBN 9781402094408. {{cite journal}}: Ongeldige |ref=harv (hulp)
  26. ↑ Ryan, Seán; Norton, Andrew J. (2010). "Assigning ages from hydrogen-burning timescales". Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 79. ISBN 0-521-13320-3.

Eksterne skakels

wysig
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Sterevolusie&oldid=2429565"