Pin
Send
Share
Send


Grote lengtes, zoals de straal van een gigantische ster of de semi-hoofdas van een dubbelstersysteem, worden vaak uitgedrukt in termen van de astronomische eenheid (AU) - ongeveer de gemiddelde afstand tussen de aarde en de zon (150 miljoen km of 93 miljoen mijlen).

Vorming en evolutie

Een ster begint als een instortende wolk van materiaal dat voornamelijk uit waterstof bestaat, samen met helium en sporen van zwaardere elementen. Zodra de stellaire kern voldoende dicht is, wordt een deel van de waterstof gestaag omgezet in helium door het proces van kernfusie.23 De rest van het interieur van de ster voert energie weg van de kern door een combinatie van stralende en convectieve processen. De inwendige druk van de ster voorkomt dat hij verder ineenstort onder zijn eigen zwaartekracht. Zodra de waterstofbrandstof in de kern is uitgeput, hebben die sterren ten minste 0,4 keer de massa van de zon24 uit te breiden tot een rode reus, in sommige gevallen fuseren zwaardere elementen in de kern of in schalen rond de kern. De ster evolueert vervolgens in een gedegenereerde vorm en recyclet een deel van de materie in de interstellaire omgeving, waar hij een nieuwe generatie sterren zal vormen met een groter aandeel zware elementen.

Sterren worden gevormd binnen uitgestrekte gebieden met een hogere dichtheid in het interstellaire medium, hoewel de dichtheid nog steeds lager is dan de binnenkant van een aardse vacuümkamer. Deze regio's worden genoemd moleculaire wolken en bestaan ​​meestal uit waterstof, met ongeveer 23-28% helium en een paar procent zwaardere elementen. Een voorbeeld van een dergelijk stervormend gebied is de Orionnevel.25 Terwijl massieve sterren worden gevormd uit moleculaire wolken, verlichten ze die wolken krachtig. Ze ioniseren ook de waterstof, waardoor een H II-regio ontstaat.

Protostar formatie

De vorming van een ster begint met een zwaartekrachtinstabiliteit in een moleculaire wolk, vaak veroorzaakt door schokgolven van supernovae (enorme stellaire explosies) of de botsing van twee sterrenstelsels (zoals in een starburst-sterrenstelsel). Zodra een regio een voldoende dichtheid van materie bereikt om aan de criteria voor Jeans Instabiliteit te voldoen, begint het in te storten onder zijn eigen zwaartekracht.

Terwijl de wolk instort, vormen individuele conglomeraties van dicht stof en gas zogenaamde Bok-bolletjes. Deze kunnen tot 50 zonnepanelen bevatten. Terwijl een bolletje instort en de dichtheid toeneemt, wordt de zwaartekrachtenergie omgezet in warmte en stijgt de temperatuur. Wanneer de protostellaire wolk ongeveer de stabiele toestand van hydrostatisch evenwicht heeft bereikt, vormt zich een protostar in de kern.26 Deze pre-hoofdreekssterren worden vaak omringd door een protoplanetaire schijf. De periode van zwaartekrachtcontractie duurt ongeveer 10-15 miljoen jaar.

Vroege sterren met minder dan 2 zonnemassa's worden T Tauri-sterren genoemd, terwijl die met een grotere massa Herbig Ae / Be-sterren zijn. Deze nieuw geboren sterren stoten gasstralen uit langs hun rotatieas en produceren kleine stukjes neveligheid die bekend staat als Herbig-Haro-objecten.27

Hoofdreeks

Hoofdartikel: Hoofdreeks

Sterren spenderen ongeveer 90 procent van hun leven aan het fuseren van waterstof om helium te produceren in reacties bij hoge temperatuur en hoge druk in de buurt van de kern. Van dergelijke sterren wordt gezegd dat ze in de hoofdreeks voorkomen en dwergsterren worden genoemd. Beginnend met de hoofdvolgorde van nul leeftijd, zal het aandeel helium in de kern van een ster gestaag toenemen. Als gevolg hiervan zal de ster langzaam in temperatuur en helderheid toenemen om de vereiste kernfusie in de kern te handhaven.28 De zon bijvoorbeeld is naar schatting met ongeveer 40 procent toegenomen in helderheid sinds ze de hoofdreeks 4,6 miljard jaar geleden bereikte.29

Elke ster genereert een stellaire wind van deeltjes die een voortdurende uitstroom van gas in de ruimte veroorzaakt. Voor de meeste sterren is de hoeveelheid verloren massa te verwaarlozen. De zon verliest 10−14 zonne-massa elk jaar,30 of ongeveer 0,01 procent van de totale massa over de gehele levensduur. Zeer massieve sterren kunnen echter 10 verliezen−7 tot 10−5 zonne-massa's elk jaar, wat hun evolutie aanzienlijk beïnvloedt.31

Een voorbeeld van een Hertzsprung-Russell-diagram voor een set sterren met de zon (midden). (Zie "Classificatie" hieronder.)

De duur die een ster aan de hoofdreeks doorbrengt, hangt voornamelijk af van de hoeveelheid brandstof die hij moet fuseren en de snelheid waarmee hij die brandstof smelt. Met andere woorden, zijn initiële massa en zijn helderheid. Voor de zon wordt dit geschat op ongeveer 1010 jaar. Grote sterren verbruiken hun brandstof zeer snel en zijn van korte duur. Kleine sterren (rode dwergen genoemd) verbruiken hun brandstof zeer langzaam en duren tientallen tot honderden miljarden jaren. Aan het einde van hun leven worden ze gewoon dimmer en dimmer.24 Aangezien de levensduur van dergelijke sterren echter groter is dan de huidige leeftijd van het universum (13,7 miljard jaar), worden dergelijke sterren nog niet verwacht.

Naast massa kan het aandeel elementen zwaarder dan helium een ​​belangrijke rol spelen in de evolutie van sterren. In de astronomie worden alle elementen die zwaarder zijn dan helium beschouwd als een 'metaal' en de chemische concentratie van deze elementen wordt de metalliciteit genoemd. De metaalachtigheid kan de duur beïnvloeden dat een ster zijn brandstof verbrandt, de vorming van magnetische velden regelen en de sterkte van de stellaire wind wijzigen. Oudere, populatie II-sterren hebben aanzienlijk minder metaalachtigheid dan de jongere, populatie I-sterren vanwege de samenstelling van de moleculaire wolken waaruit ze zijn gevormd. (Na verloop van tijd worden deze wolken steeds meer verrijkt met zwaardere elementen naarmate oudere sterren sterven en delen van hun atmosfeer afwerpen.)

Post-hoofdreeks

Als sterren van ten minste 0,4 zonnemassa's24 putten hun toevoer van waterstof uit in hun kern, hun buitenste lagen breiden enorm uit en koelen om een ​​rode reus te vormen. Bijvoorbeeld, in ongeveer 5 miljard jaar, wanneer de zon een rode reus is, zal deze zich uitbreiden tot een maximale straal van ongeveer 1 AU (150.000.000 km), 250 keer zijn huidige grootte. Als een reus verliest de zon ongeveer 30 procent van zijn huidige massa.2932

In een rode reus van maximaal 2,25 zonnemassa's vindt waterstoffusie plaats in een schillaag rond de kern.33 Uiteindelijk wordt de kern voldoende samengedrukt om heliumfusie te starten, en de ster krimpt nu geleidelijk in radius en verhoogt de oppervlaktetemperatuur. Voor grotere sterren gaat het kerngebied direct over van fuserende waterstof naar fuserend helium.34

Nadat de ster het helium in de kern heeft verbruikt, gaat de fusie verder in een schaal rond een hete kern van koolstof en zuurstof. De ster volgt dan een evolutionair pad dat parallel loopt met de oorspronkelijke rode reuzenfase, maar bij een hogere oppervlaktetemperatuur.

Enorme sterren

Betelgeuse is een rode superreus die het einde van zijn levenscyclus nadert

Tijdens hun heliumverbrandingsfase zetten sterren met een zeer hoge massa met meer dan negen zonnemassa's uit om rode superreuzen te vormen. Zodra deze brandstof in de kern is opgebruikt, kunnen ze elementen die zwaarder zijn dan helium blijven smelten.

De kern trekt samen totdat de temperatuur en druk voldoende zijn om koolstof te smelten (zie koolstofverbrandingsproces). Dit proces gaat door, waarbij de opeenvolgende fasen worden gevoed door neon (zie neonverbrandingsproces), zuurstof (zie zuurstofverbrandingsproces) en silicium (zie siliciumverbrandingsproces). Tegen het einde van het leven van de ster kan fusie optreden langs een reeks uienlaagschillen in de ster. Elke schaal smelt een ander element, waarbij de buitenste schil waterstof versmelt; de volgende schaal die helium samensmelt, enzovoort.35

De laatste fase wordt bereikt wanneer de ster ijzer begint te produceren. Omdat ijzeren kernen nauwer zijn gebonden dan alle zwaardere kernen, geven ze als ze zijn versmolten geen energie vrij - het proces zou integendeel energie verbruiken. Evenzo, omdat ze nauwer zijn gebonden dan alle lichtere kernen, kan energie niet worden vrijgegeven door splijting.33 In relatief oude, zeer massieve sterren, zal een grote kern van inert ijzer zich ophopen in het midden van de ster. De zwaardere elementen in deze sterren kunnen zich een weg banen naar het oppervlak en vormen geëvolueerde objecten die bekend staan ​​als Wolf-Rayet-sterren met een dichte stellaire wind die de buitenatmosfeer afwerpt.

Ineenstorting

Een geëvolueerde ster van gemiddelde grootte zal nu zijn buitenste lagen afwerpen als een planetaire nevel. Als wat overblijft nadat de buitenatmosfeer is afgeworpen minder dan 1,4 zonnemassa's is, krimpt het in een relatief klein object (ongeveer de grootte van de aarde) dat niet massief genoeg is voor verdere compressie, bekend als een witte dwerg.36 De elektron-gedegenereerde materie in een witte dwerg is niet langer een plasma, hoewel naar sterren in het algemeen wordt verwezen als bollen van plasma. Witte dwergen zullen na een zeer lange periode uiteindelijk veranderen in zwarte dwergen.

De krabnevel, overblijfselen van een supernova die voor het eerst werd waargenomen rond 1050 G.T.

In grotere sterren gaat de fusie door totdat de ijzeren kern zo groot is geworden (meer dan 1,4 zonnemassa's) dat deze niet langer zijn eigen massa kan dragen. Deze kern zal plotseling instorten als zijn elektronen in zijn protonen worden gedreven en neutronen en neutrino's vormen in een uitbarsting van invers bèta-verval of elektronenvangst. De schokgolf gevormd door deze plotselinge ineenstorting zorgt ervoor dat de rest van de ster explodeert in een supernova. Supernova's zijn zo helder dat ze het hele thuisstelsel van de ster even kunnen overtreffen. Wanneer ze zich voordoen binnen de Melkweg, zijn supernovae historisch gezien door blote ogen waarnemers als "nieuwe sterren" waar geen eerder bestond.37

Het meeste van de materie in de ster wordt weggeblazen door de supernovae-explosie (vorming van nevels zoals de krabnevel37) en wat overblijft zal een neutronenster zijn (die zich soms manifesteert als een pulsar of X-ray burster) of, in het geval van de grootste sterren (groot genoeg om een ​​stellair overblijfsel groter dan ruwweg 4 zonnemassa's achter te laten), een zwarte gat.38 In een neutronenster bevindt de materie zich in een staat die bekend staat als neutronen-gedegenereerde materie, met een meer exotische vorm van gedegenereerde materie, QCD-materie, mogelijk aanwezig in de kern. Binnen een zwart gat bevindt de materie zich in een staat die momenteel niet wordt begrepen.

De afgeblazen buitenlagen van stervende sterren bevatten zware elementen die tijdens nieuwe stervorming kunnen worden gerecycled. Deze zware elementen laten de vorming van rotsachtige planeten toe. De uitstroom van supernovae en de stellaire wind van grote sterren spelen een belangrijke rol bij het vormen van het interstellaire medium.37

Distributie

Een witte dwergster in een baan rond Sirius (artist's impression). NASA-afbeelding

Naast geïsoleerde sterren kan een meersterrenstelsel bestaan ​​uit twee of meer door zwaartekracht gebonden sterren die om elkaar heen draaien. Het meest voorkomende meersterrensysteem is een dubbelster, maar er worden ook systemen met drie of meer sterren gevonden. Om redenen van orbitale stabiliteit zijn dergelijke multi-sterrensystemen vaak georganiseerd in hiërarchische sets van dubbelsterren in een omloopbaan.39 Er bestaan ​​ook grotere groepen die sterrenclusters worden genoemd. Deze variëren van losse stellaire associaties met slechts enkele sterren, tot enorme bolvormige clusters met honderdduizenden sterren.

Het is een lang aangenomen veronderstelling dat de meerderheid van de sterren voorkomt in zwaartekrachtgebonden systemen met meerdere sterren. Dit geldt met name voor zeer massieve sterren uit de O- en B-klasse, waarvan wordt aangenomen dat 80 procent van de systemen meervoudig is. Het aandeel van enkele sterrenstelsels neemt echter toe voor kleinere sterren, zodat bekend is dat slechts 25 procent van de rode dwergen stellaire metgezellen hebben. Aangezien 85 procent van alle sterren rode dwergen zijn, zijn de meeste sterren in de Melkweg waarschijnlijk single vanaf de geboorte.40

Sterren zijn niet uniform verspreid over het universum, maar zijn normaal gegroepeerd in sterrenstelsels samen met interstellair gas en stof. Een typisch sterrenstelsel bevat honderden miljarden sterren. Volgens een team van astronomen onder leiding van Christopher Conselice bevat het universum minstens twee triljoen sterrenstelsels, tien keer meer dan eerder gedacht.41 Hoewel vaak wordt aangenomen dat sterren alleen binnen sterrenstelsels bestaan, zijn intergalactische sterren ontdekt.42 Astronomen schatten dat er minstens 70 sextillion (7 × 10 zijn22) sterren in het waarneembare universum.43

De dichtstbijzijnde ster op de aarde, afgezien van de zon, is Proxima Centauri, wat 39,9 biljoen is (1012) kilometers of 4,2 lichtjaar verwijderd. Het duurt 4,2 jaar voordat Proxima Centauri de aarde bereikt. Reizend met de omloopsnelheid van de Space Shuttle (5 mijl per seconde - bijna 30.000 kilometer per uur), zou het ongeveer 150.000 jaar duren om daar te komen.44 Dergelijke afstanden zijn typisch binnen galactische schijven, ook in de buurt van het zonnestelsel.45 Sterren kunnen veel dichter bij elkaar liggen in de centra van sterrenstelsels en in bolvormige clusters, of veel verder uit elkaar in galactische halo's.

Vanwege de relatief grote afstanden tussen sterren buiten de galactische kern worden botsingen tussen sterren zeldzaam geacht. In dichtere gebieden zoals de kern van bolvormige clusters of het galactische centrum kunnen botsingen vaker voorkomen.46 Dergelijke botsingen kunnen produceren wat bekend staat als blauwe achterblijvers. Deze abnormale sterren hebben een hogere oppervlaktetemperatuur dan de andere hoofdreekssterren met dezelfde helderheid in het cluster.47

Kenmerken

De zon is de dichtstbijzijnde ster op aarde

Bijna alles aan een ster wordt bepaald door zijn initiële massa, inclusief essentiële kenmerken zoals helderheid en grootte, evenals de evolutie, levensduur en uiteindelijk lot van de ster.

Leeftijd

De meeste sterren zijn tussen de 1 miljard en 10 miljard jaar oud. Sommige sterren kunnen zelfs bijna 13,7 miljard jaar oud zijn - de waargenomen leeftijd van het universum. De oudste ster die tot nu toe is ontdekt, HE 1523-0901, is naar schatting 13,2 miljard jaar oud.48

Hoe massiever de ster, hoe korter de levensduur, vooral omdat massieve sterren een grotere druk op hun kernen hebben, waardoor ze sneller waterstof verbranden. De meest massieve sterren gaan gemiddeld ongeveer een miljoen jaar mee, terwijl sterren met minimale massa (rode dwergen) hun brandstof zeer langzaam verbranden en tientallen tot honderden miljarden jaren duren.

Chemische samenstelling

Wanneer sterren worden gevormd, zijn ze samengesteld uit ongeveer 70 procent waterstof en 28 procent helium, gemeten in massa, met een kleine fractie zwaardere elementen. Gewoonlijk wordt het aandeel zware elementen gemeten in termen van het ijzergehalte van de sterrenatmosfeer, omdat ijzer een gemeenschappelijk element is en de absorptielijnen ervan relatief eenvoudig te meten zijn. Omdat de moleculaire wolken waar sterren worden gevormd gestaag worden verrijkt door zwaardere elementen van supernova-explosies, kan een meting van de chemische samenstelling van een ster worden gebruikt om de leeftijd ervan te bepalen. Het gedeelte zwaardere elementen kan ook een indicatie zijn van de waarschijnlijkheid dat de ster een planetair systeem heeft.49

De ster met het laagste ijzergehalte ooit gemeten is de dwerg HE1327-2326, met slechts 1 / 200.000ste het ijzergehalte van de zon.50 De supermetaalrijke ster μ Leonis heeft daarentegen bijna het dubbele van de overvloed aan ijzer als de zon, terwijl de planeetdragende ster 14 Herculis bijna het drievoudige ijzer heeft.51 Er bestaan ​​ook chemisch eigenaardige sterren die een ongebruikelijke overvloed aan bepaalde elementen in hun spectrum vertonen; vooral chroom en zeldzame aardelementen.52

Diameter

Vanwege hun grote afstand tot de aarde, verschijnen alle sterren behalve de zon voor het menselijk oog als stralende punten in de nachtelijke hemel die fonkelen vanwege het effect van de atmosfeer van de aarde. De zon is ook een ster, maar hij is dicht genoeg bij de aarde om in plaats daarvan als schijf te verschijnen en daglicht te bieden. Anders dan de zon is de ster met de grootste schijnbare grootte R Doradus, met een hoekdiameter van slechts 0,057 boogseconden.53

De schijven van de meeste sterren zijn veel te klein in hoekgrootte om te worden waargenomen met huidige op de grond gebaseerde optische telescopen, en daarom zijn interferometertelescopen vereist om beelden van deze objecten te produceren. Een andere techniek voor het meten van de hoekgrootte van sterren is door occultatie. Door precies de daling van de helderheid van een ster te meten terwijl deze door de maan wordt afgesloten (of de toename van de helderheid wanneer deze weer verschijnt), kan de hoekdiameter van de ster worden berekend.54

Sterren variëren in grootte van neutronensterren, die overal variëren van 20 tot 40 km in diameter, tot superreuzen zoals Betelgeuse in het sterrenbeeld Orion, die een diameter heeft van ongeveer 650 keer groter dan de zon, ongeveer 0,9 miljard kilometer. Betelgeuze heeft echter een veel lagere dichtheid dan de zon.55

Kinematica

De beweging van een ster ten opzichte van de zon kan nuttige informatie bieden over de oorsprong en leeftijd van een ster, evenals de structuur en evolutie van het omringende sterrenstelsel. De bewegingscomponenten van een ster bestaan ​​uit de radiale snelheid in de richting van of weg van de zon, en de dwarse hoekbeweging, die de juiste beweging wordt genoemd.

Radiale snelheid wordt gemeten door de dopplerverschuiving van de spectrale lijnen van de ster en wordt gegeven in eenheden van km / s. De juiste beweging van een ster wordt bepaald door nauwkeurige astrometrische metingen in eenheden van milli-boogseconden (mas) per jaar. Door de parallax van een ster te bepalen, kan de juiste beweging vervolgens worden omgezet in snelheidseenheden. Sterren met een hoge mate van goede beweging zijn waarschijnlijk relatief dicht bij de zon, waardoor ze goede kandidaten zijn voor parallax-metingen.56

Zodra beide bewegingssnelheden bekend zijn, kan de ruimtesnelheid van de ster ten opzichte van de zon of de melkweg worden berekend. Onder nabije sterren is gevonden dat populatie I-sterren over het algemeen lagere snelheden hebben dan oudere populatie II-sterren. De laatste hebben elliptische banen die neigen naar het vlak van de melkweg.57 Vergelijking van de kinematica van nabije sterren heeft ook geleid tot de identificatie van stellaire associaties. Dit zijn hoogstwaarschijnlijk groepen sterren die een gemeenschappelijk punt van oorsprong delen in gigantische moleculaire wolken.

Magnetisch veld

Magnetisch oppervlakteveld van SU Aur (een jonge ster van het type T Tauri), gereconstrueerd door middel van Zeeman-Doppler-beeldvorming

Het magnetische veld van een ster wordt gegenereerd binnen gebieden van het interieur waar convectieve circulatie plaatsvindt. Deze beweging van geleidend plasma functioneert als een dynamo en genereert magnetische velden die zich door de ster uitstrekken. De sterkte van het magnetische veld varieert met de massa en samenstelling van de ster en de hoeveelheid magnetische oppervlakteactiviteit hangt af van de rotatiesnelheid van de ster. Deze oppervlakteactiviteit produceert sterrenspots, gebieden met sterke magnetische velden en lager dan normale oppervlaktetemperaturen. Coronale lussen zijn gebogen magnetische velden die vanuit actieve gebieden de corona bereiken. Stellaire flares zijn uitbarstingen van hoog-energetische deeltjes die worden uitgestoten als gevolg van dezelfde magnetische activiteit.58

Jonge, snel roterende sterren hebben meestal een hoge oppervlakte-activiteit vanwege hun magnetisch veld. Het magnetische veld kan echter op de stellaire wind van een ster werken en als een rem werken om de rotatiesnelheid geleidelijk te vertragen naarmate de ster ouder wordt. Oudere sterren zoals de zon hebben dus een veel lagere rotatiesnelheid en een lager niveau van oppervlakteactiviteit. De activiteitsniveaus van langzaam draaiende sterren hebben de neiging om op een cyclische manier te variëren en kunnen periodes helemaal worden uitgeschakeld.59 Tijdens het Maunder-minimum onderging de Zon bijvoorbeeld een periode van 70 jaar met vrijwel geen zonnevlekactiviteit.

Massa

Een van de meest massieve bekende sterren is Eta Carinae,60 met 100-150 keer zoveel massa als de zon; de levensduur is zeer kort, hoogstens enkele miljoenen jaren. Een recente studie van het Arches-cluster suggereert dat 150 zonnemassa's de bovengrens zijn voor sterren in het huidige tijdperk van het universum.61 De reden voor deze limiet is niet precies bekend, maar het is gedeeltelijk te wijten aan de Eddington-helderheid die de maximale hoeveelheid helderheid definieert die door de atmosfeer van een ster kan passeren zonder de gassen in de ruimte te stoten.

De reflectienevel NGC 1999 wordt schitterend verlicht door V380 Orionis (midden), een variabele ster met ongeveer 3,5 keer de massa van de zon. NASA-afbeelding

De eerste sterren die zich na de oerknal vormden, kunnen groter zijn geweest, tot 300 massa's zon of meer,62 vanwege de volledige afwezigheid van elementen die zwaarder zijn dan lithium in hun samenstelling. Deze generatie superzware populatie III-sterren is echter al lang uitgestorven en momenteel alleen theoretisch.

Met een massa van slechts 93 keer die van Jupiter is AB Doradus C, een metgezel van AB Doradus A, de kleinste bekende ster die kernfusie ondergaat.63 Voor sterren met een soortgelijke metaalsoort als de zon, wordt de theoretische minimale massa die de ster kan hebben en nog steeds kernfusie ondergaat, geschat op ongeveer 75 keer de massa van Jupiter.64 Wanneer de metaalsoort erg laag is, bleek uit een recent onderzoek van de zwakste sterren dat de minimale stergrootte ongeveer 8,3 procent van de zonnemassa, of ongeveer 87 keer de massa van Jupiter, lijkt te zijn.6564 Kleinere lichamen worden bruine dwergen genoemd, die een slecht gedefinieerd grijs gebied tussen sterren en gasreuzen innemen.

De combinatie van de straal en de massa van een ster bepaalt de zwaartekracht van het oppervlak. Reuzensterren hebben een veel lagere oppervlaktezwaartekracht dan hoofdreekssterren, terwijl het tegenovergestelde het geval is voor gedegenereerde, compacte sterren zoals witte dwergen. De zwaartekracht van het oppervlak kan het uiterlijk van het spectrum van een ster beïnvloeden, waarbij een hogere zwaartekracht een verbreding van de absorptielijnen veroorzaakt.11

Omwenteling

De rotatiesnelheid van sterren kan worden geschat door middel van spectroscopische meting, of nauwkeuriger worden bepaald door de rotatiesnelheid van starspots te volgen. Jonge sterren kunnen een hoge rotatiesnelheid van meer dan 100 km / s hebben op de evenaar. De B-klasse ster Achernar heeft bijvoorbeeld een equatoriale rotatiesnelheid van ongeveer 225 km / s of groter, waardoor het een equatoriale diameter heeft die meer dan 50 procent groter is dan de afstand tussen de polen. Deze rotatiesnelheid ligt net onder de kritische snelheid van 300 km / s waar de ster uit elkaar zou breken.66 De zon roteert daarentegen slechts eenmaal per 25 - 35 dagen, met een equatoriale snelheid van 1.994 km / s. Het magnetische veld van de ster en de stellaire wind dienen om de rotatiesnelheid van een hoofdvolgorde-ster aanzienlijk te vertragen terwijl deze zich ontwikkelt op de hoofdvolgorde.67

Gedegenereerde sterren zijn samengetrokken tot een compacte massa, wat resulteert in een hoge rotatiesnelheid. Ze hebben echter relatief lage rotatiesnelheden in vergelijking met wat zou worden verwacht door behoud van hoekmomentum - de neiging van een roterend lichaam om een ​​samentrekking in grootte te compenseren door de spinsnelheid te verhogen. Een groot deel van het impulsmoment van de ster verdwijnt als gevolg van massaverlies door de stellaire wind.68 Desondanks kan de rotatiesnelheid voor een pulsar zeer snel zijn. De pulsar in het hart van de krabnevel roteert bijvoorbeeld 30 keer per seconde.69 De rotatiesnelheid van de pulsar zal geleidelijk afnemen als gevolg van de emissie van straling.

Temperatuur

De oppervlaktetemperatuur van een hoofdreeksster wordt bepaald door de snelheid van energieproductie in de kern en de straal van de ster en wordt vaak geschat op basis van de kleurindex van de ster.70 Het wordt normaal gegeven als de effectieve temperatuur, dat is de temperatuur van een geïdealiseerd zwart lichaam dat zijn energie uitstraalt met dezelfde helderheid per oppervlakte als de ster. Merk op dat de effectieve temperatuur echter slechts een representatieve waarde is, omdat sterren eigenlijk een temperatuurgradiënt hebben die afneemt met toenemende afstand van de kern.71 De temperatuur in het kerngebied van een ster is enkele miljoenen Kelvin.72

De stellaire temperatuur zal de snelheid van bekrachtiging of ionisatie van verschillende elementen bepalen, wat resulteert in karakteristieke absorptielijnen in het spectrum. De oppervlaktetemperatuur van een ster, samen met zijn visuele absolute grootte en absorptiekenmerken, wordt gebruikt om een ​​ster te classificeren (zie classificatie hieronder).11

Massieve hoofdreekssterren kunnen oppervlaktetemperaturen van 50.000 K hebben. Kleinere sterren zoals de Zon hebben oppervlaktetemperaturen van enkele duizenden graden. Rode reuzen hebben relatief lage oppervlaktetemperaturen van ongeveer 3.600 K, maar ze hebben ook een hoge helderheid vanwege hun grote buitenoppervlak.73

Bestraling

De door sterren geproduceerde energie, als bijproduct van kernfusie, straalt zowel de ruimte in als elektromagnetische straling en deeltjesstraling. De deeltjesstraling uitgestraald door een ster manifesteert zich als de stellaire wind74 (die bestaat als een gestage stroom elektrisch geladen deeltjes, zoals vrije protonen, alfadeeltjes en bèta-deeltjes, afkomstig van de buitenste lagen van de ster) en als een gestage stroom neutrino's die afkomstig zijn van de kern van de ster.

De productie van energie in de kern is de reden waarom sterren zo helder schijnen: elke keer dat twee of meer atoomkernen van één element samensmelten tot een atoomkern van een nieuw zwaarder element, komen gammastralingsfotonen vrij uit de kernfusiereactie. Deze energie wordt omgezet in andere vormen van elektromagnetische energie, inclusief zichtbaar licht, tegen de tijd dat het de buitenste lagen van de ster bereikt.

De kleur van een ster, zoals bepaald door de piekfrequentie van het zichtbare licht, is afhankelijk van de temperatuur van de buitenste lagen van de ster, inclusief de fotosfeer.75 Naast zichtbaar licht, zenden sterren ook vormen van elektromagnetische straling uit die onzichtbaar zijn voor het menselijk oog. Stellaire elektromagnetische straling overspant in feite het gehele elektromagnetische spectrum, van de langste golflengten van radiogolven en infrarood tot de kortste golflengten van ultraviolette, röntgenstralen en gammastralen. Alle componenten van stellaire elektromagnetische straling, zowel zichtbaar als onzichtbaar, zijn typisch significant.

Met behulp van het stellaire spectrum kunnen astronomen ook de oppervlaktetemperatuur, de zwaartekracht van het oppervlak, de metalliciteit en de rotatiesnelheid van een ster bepalen. Als de afstand van de ster bekend is, zoals door het meten van de parallax, kan de helderheid van de ster worden afgeleid. De massa, straal, oppervlaktezwaartekracht en rotatieperiode kunnen vervolgens worden geschat op basis van stellaire modellen. (Massa kan direct worden gemeten voor sterren in binaire systemen. De techniek van gravitatie microlensing levert ook de massa van een ster op.76) Met deze parameters kunnen astronomen ook de leeftijd van de ster schatten.77

Helderheid

In de astronomie is helderheid de hoeveelheid licht en andere vormen van stralingsenergie die een ster per tijdseenheid uitstraalt. De helderheid van een ster wordt bepaald door de straal en de oppervlaktetemperatuur. Veel sterren stralen echter geen uniforme flux uit - de hoeveelheid energie die per oppervlakte-eenheid wordt uitgestraald - over hun hele oppervlak. De snel roterende ster Vega heeft bijvoorbeeld een hogere energieflux aan zijn polen dan langs zijn evenaar.78

Oppervlaktepleisters met een lagere temperatuur en helderheid dan gemiddeld staan ​​bekend als starspots. Klein, dwerg sterren zoals de zon hebben over het algemeen in wezen karakterloze schijven met slechts kleine starspots. groter, reusachtig sterren hebben veel grotere, veel meer voor de hand liggende starspots,79 en ze vertonen ook sterke donkerder wordende ledematen. Dat wil zeggen, de helderheid neemt af naar de rand van de stellaire schijf.80 Rode dwerg flare sterren zoals UV Ceti kunnen ook prominente starspot-kenmerken hebben.81

Omvang

De schijnbare helderheid van een ster wordt gemeten door zijn schijnbare grootte, die de helderheid van een ster is met betrekking tot de helderheid van de ster, de afstand tot de aarde, en de verandering van het licht van de ster terwijl het door de atmosfeer van de aarde passeert. Intrinsieke of absolute magnitude is wat de schijnbare magnitude een ster zou zijn als de afstand tussen de aarde en de ster 10 parsecs (32,6 lichtjaar) zou zijn, en het is direct gerelateerd aan de helderheid van een ster.

Aantal sterren helderder dan magnitude
schijnbaar
omvang
Aantal
van sterren82
04
115
248
3171
4513
51,602
64,800
714,000

Zowel de schijnbare als de absolute magnitudeschaal zijn logaritmische eenheden: één geheel getalverschil in grootte is gelijk aan een helderheidsvariatie van ongeveer 2,5 keer83 (de 5e wortel van 100 of ongeveer 2.512). Dit betekent dat een ster van de eerste magnitude (+1,00) ongeveer 2,5 keer helderder is dan een ster van de tweede magnitude (+2,00), en ongeveer 100 keer helderder dan een ster van de zesde magnitude (+6,00). De zwakste sterren zichtbaar voor het blote oog onder goed ziende omstandigheden zijn ongeveer magnitude +6.

Op zowel schijnbare als absolute magnitudeschalen, hoe kleiner het magnitudegetal, hoe helderder de ster; hoe groter het magnitude-getal, hoe zwakker. De helderste sterren, op elke schaal, hebben negatieve magnitudegetallen. De variatie in helderheid tussen twee sterren wordt berekend door het magnitudegetal van de helderdere ster af te trekken (mb) uit het magnitude-nummer van de zwakkere ster (mf), gebruik dan het verschil als een exponent voor het basisnummer 2.512; Het is te zeggen:

variatie in helderheid

Met betrekking tot zowel de helderheid als de afstand tot de aarde, zijn absolute magnitude (M) en schijnbare magnitude (m) niet equivalent voor een individuele ster;83 de heldere ster Sirius heeft bijvoorbeeld een schijnbare magnitude van −1,44, maar hij heeft een absolute magnitude van +1,41.

De zon heeft een schijnbare magnitude van −26.7, maar zijn absolute magnitude is slechts +4.83. Sirius, t

Pin
Send
Share
Send