Voorhoofreeksster

’n Voorhoofreeksster (of VHR-ster) is ’n ster in ’n stadium voordat dit die hoofreeks bereik. Vroeër in sy ontwikkeling is die voorwerp ’n protoster wat groei deur die verkryging van massa uit die omringende sirkumstellêre skyf stof en gas. Nadat die protoster dié skyf weggeblaas het, is dit opties sigbaar en verskyn dit op die sterontwikkelingslyn op die Hertzsprung-Russell-diagram.

Ontwikkeling

In dié stadium het die ster reeds al sy massa, maar het hy nog nie begin met die verbranding (dus kernfusie) van waterstof nie. Die ster krimp dan saam, sy interne temperatuur neem toe totdat dit waterstof begin verbrand op die nulposisie van die hoofreeks. Dié tydperk van inkrimping is die voorhoofreeksfase.^[1]^[2]^[3]^[4]

’n VHR-voorwerp wat waargeneem kan word, kan óf ’n T Tauri-ster wees as sy massa kleiner as 2 sonmassas (M_☉) is óf ’n Herbig Ae/Be-ster as sy massa tussen 2 en 8 M_☉ is. Swaarder sterre het geen voorhoofreeksstadium nie, omdat hulle te vinnig inkrimp as protosterre. Teen die tyd dat hulle sigbaar word, het die kernfusie in hulle kern reeds begin en is hulle al hoofreekssterre.

Die energiebron van VHR-voorwerpe is swaartekraginkrimping, terwyl dit in hoofreekssterre waterstofverbranding is. Op die Hertzsprung-Russell-diagram beweeg voorhoofreekssterre met ’n massa van meer as 0,5 M_☉ eers vertikaal na onder en dan links en horisontaal totdat dit eindelik die hoofreeks bereik. Dié met ’n massa van minder as 0,5 M_☉ bly vertikaal beweeg.

VHR-voorwerpe kan van hoofreekssterre onderskei word deur sterspektrums te gebruik om oppervlakswaartekrag te meet. ’n VHR-voorwerp het ’n groter radius as ’n hoofreeksster met dieselfde massa en dus ’n kleiner oppervlakswaartekrag. Hoewel VHR-voorwerpe opties sigbaar is, is hulle skaars in vergelyking met dié op die hoofreeks, omdat hulle inkrimping net 1% van hulle tydperk as waterstofverbrandende sterre beloop. Tydens die vroeë deel van die VHR-stadium het die meeste sterre sirkumstellêre skywe, wat die bron van planeetvorming is.

Sien ook

Verwysings

↑ Richard B. Larson (10 September 2003). "The physics of star formation" (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–1673. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. S2CID 18104309.
↑ Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. p. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.
↑ Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press. p. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.
↑ Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40559-6.

Skakels

Hierdie artikel is in sy geheel of gedeeltelik uit die Engelse Wikipedia vertaal.

[1] Richard B. Larson (10 September 2003). "The physics of star formation" (PDF). Reports on Progress in Physics. 66 (10): 1669–1673. arXiv:astro-ph/0306595. Bibcode:2003RPPh...66.1651L. doi:10.1088/0034-4885/66/10/r03. S2CID 18104309.

[2] Neil F. Comins; William J. Kaufmann III (2011). Discovering the Universe. p. 350. ISBN 978-1-4292-5520-2.

[3] Derek Ward-Thompson; Anthony P. Whitworth (2011). An Introduction to Star Formation. Cambridge University Press. p. 119. ISBN 978-1-107-62746-8.

[4] Stahler, S. W.; Palla, F. (2004). The Formation of Stars. Weinheim: Wiley-VCH. ISBN 978-3-527-40559-6.

[1]

[2]

[3]

[4]