Sterrekunde

Is sterre geneig om alle waterstof saam te smelt, selfs as die massa klein is?

Is sterre geneig om alle waterstof saam te smelt, selfs as die massa klein is?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Gestel 'n bruin dwerg benodig nog net een waterstofatoom om massief genoeg te word om saam te smelt. Wat sal gebeur as ons 'n waterstofatoom daarby voeg?

  1. Dit versmelt totdat die massa val en dan stop die samesmelting skielik

  2. Dit begin smelt totdat alle waterstof op is

Watter een is korrek?


Die verskil tussen 'n bruin dwerg en 'n ster is nie 'n skerp grens nie. 'N Bruin dwerg is bloot 'n bol gas waar die (klein) samesmelting nie in staat is om 'n beduidende fraksie van die helderheid te verskaf nie (wat hoofsaaklik deur gravitasiekrimping voorsien word).

'N Ster sal saamtrek en 'n minimum helderheid bereik, terwyl die helderheid van 'n bruin dwerg gedurende sy hele lewe eentonig sal afneem. Die kern word ontaard en dit is die druk wat 'n bruin dwerg ondersteun, alhoewel dit kouer word.

As u 'n bietjie massa by 'n bruin dwerg voeg, hang die resultaat af wanneer u dit byvoeg. As u dit vroeg byvoeg tydens die sterk sametrekkingsfase, kan u 'n ster met 'n lae massa hê. As dit bygevoeg word nadat die bruin dwerg ontaard het, kan dit verder saamtrek, maar doen dit sonder om die temperatuur genoeg te verhoog om waterstof sterk aan te steek. Dit is 'n interessante probleem wat 'n modellsimulasie verdien!

As samesmelting in 'n sekere mate kan begin, sal konvektiewe vermenging van hierdie voorwerpe met baie lae massa baie geleidelik plaasvindtriljoene jare), draai byna al hul H tot Hy.


Is sterre geneig om alle waterstof saam te smelt, selfs as die massa klein is? - Sterrekunde

Ek verstaan ​​dat sterre in verskillende digthede van gas geskep kan word, maar het altyd aangeneem dat samesmelting altyd sou plaasvind sodra 'n sekere kritieke massa bereik is. Nadat hierdie massa bereik is en samesmelting begin het, sou die uitwaartse druk die invloei van die swaartekrag teenwerk en dat alle sterre ongeveer dieselfde grootte sou hê, maar dit is nie die geval nie.

Eerstens moet u verstaan ​​dat daar verskillende soorte sterre is. Die hoofreekssterre is die wat waterstof in hul kern verbind tot helium. Daar is ander sterre soos reuse-sterre wat waterstof in hul kerne uitgeput het en in verskillende stadiums van evolusie is.

Die digtheid van gasse in hoofreekssterre is ongeveer dieselfde as die hoofbestanddeel is altyd waterstof en helium. Die grootte van die sterre hang hoofsaaklik van die massa daarvan af. Let daarop dat die geboorte van 'n ster nie 'n kritieke massa is nie (alhoewel dit belangrik is om die minimum massa te bepaal wat nodig is om 'n ster te vorm), maar die temperatuur wat in die kern van die ster bereik word. 'N Ster word as 'n hoofreeksster gebore wanneer die temperatuur van die ster se kern hoog genoeg word om waterstof in helium te smelt. Dit is dus nie die massa van die kern wat konstant in sterre is nie, maar die temperatuur van die kern, en dit is ongeveer 15 miljoen grade Kelvin.

Sterre word nou gebore uit digte kerne in molekulêre wolke. Oor die algemeen, hoe groter die massa van die digte kern, hoe massiewer die ster wat daaruit gebore word. Dit is bloot omdat die ster meer materiaal het om van te akkommodeer.

Die radius van 'n ster word bepaal deur hidrostatiese ewewig, wat die balans is tussen die opwekking van energie in die middel van die ster en die swaartekrag wat geneig is om die ster in duie te stort. In massiewe sterre (hoofreeks) is daar meer materie en is die druk in die kern meer. As gevolg hiervan (en 'n paar ander besonderhede) is die samesmeltingstempo in massiewe sterre baie meer as in sterre met lae massa. Hierdie hoër energie-opwekking help om die groter massa te balanseer en die radius van hierdie sterre is meer as dié van lae massa sterre.

Die verhaal is anders in ontwikkelde sterre soos reuse-sterre. Sodra waterstof in die kern van die ster uitgeput is, word die opwekking van energie klein en die kern begin ineenstort. Maar namate die ster ineenstort, styg die temperatuur in die ster en op 'n stadium begin die waterstof in die dop buite die kern versmelt. Dit word skulpverbranding genoem en lewer baie energie in 'n klein tydskaal. Hierdie skielike vrystelling van energie in dopverbranding laat die omhulsel van die ster geweldig groot uitbrei sodat die ster opgeblaas word. Dit is die rede waarom jy sterre vind wat koel buite is (soos Betelguese) en baie groter as die grootte van die son (as jy Betelguese in die posisie van die Son plaas, sal dit tot buite die radius van Jupiter strek).

Hierdie bladsy is op 27 Junie 2015 opgedateer

Oor die skrywer

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep het 'n nuwe ontvanger vir die Arecibo-radioteleskoop gebou wat tussen 6 en 8 GHz werk. Hy bestudeer 6,7 GHz metanol masers in ons Galaxy. Hierdie masers kom voor op plekke waar massiewe sterre gebore word. Hy het in Januarie 2007 sy doktorsgraad aan Cornell behaal en was 'n nadoktorale genoot aan die Max Planck Insitute vir Radiosterrekunde in Duitsland. Daarna werk hy by die Institute for Astronomy aan die Universiteit van Hawaii as die Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep is tans by die Indian Institute of Space Scence and Technology.


Is sterre geneig om alle waterstof saam te smelt, selfs as die massa klein is? - Sterrekunde

1. Hoe lank moet 'n ster leef?

2. Rooi reuse-fase
* Kernwaterstofversmelting stop
* Kernkontrakte, koevert swel
* Waterstofversmelting in die dop
* Aldebaran
2. Horisontale tak
* Helium versmelt tot koolstof in kern (drievoudige alfa-proses)
* Suurstof gesintetiseer
3. Superreusefase
* Geen kernfusie meer nie
* Helium-versmeltende dop
* Kernkontrakte, koevert swel
4. Planetêre newel
* Koevert uitgegooi
* Sterre wind
* Helium flikker
* Kern krimp tot wit dwerg
* Nevel versprei in ISM
5. Wit dwerg
* Radius

Aardradius
* Koolstof, suurstof
* Massalimiet: 1,4 sonmassa
* Lot: koel af tot swart dwerg

1. Wat sal met die son oor 5 miljard jaar van nou gebeur as dit in 'n rooi reus begin ontwikkel?

2. Wat sal in die son gebeur sodat dit op die horisontale tak kom?

3. Wat sal met die son gebeur tydens sy superreusefase?

1. Ongeveer 5 miljard jaar van nou af sal die son die hoofreeks verlaat weens die uitputting van waterstofbrandstof in sy kern. Die kern sal saamtrek en die temperatuur styg. Die koevert sal aansienlik uitbrei terwyl die oppervlaktemperatuur afkoel. Die son sal dus groter en rooier word as tans.

2. Die aankoms op die horisontale tak is die gevolg van die ontsteking van heliumfusie in die sterkern.

3. Die superreusefase word begin deur die heliumbrandstof in die kern van 'n ster met 'n matige massa (minder as 8 sonmassas) op die horisontale tak uit te put. As dit gebeur, verlaat die ster die horisontale tak: sy kern trek saam en verhit sy omhulsel en die oppervlaktemperatuur daal.

4. 'Beweging' op die HR-diagram is die gevolg van veranderinge in 'n ster se helderheid en / of oppervlaktemperatuur, aangesien helderheid en temperatuur die twee veranderlikes is wat langs die asse van die HR-diagram geteken word. Beweging op die HR-diagram stel nie die werklike beweging deur die ruimte voor nie. (In werklikheid dryf alle sterre deur die ruimte, en die son beweeg langs 'n ongeveer sirkelvormige baan om die middel van die Melkwegstelsel.)

5. Oor die algemeen is hoë temperature nodig vir samesmeltingsreaksies, omdat atoomkerne eers by hoë temperature vinnig genoeg beweeg sodat hulle mekaar kan 'vashou' om swaarder kerne te vorm. Byvoorbeeld, 'n temperatuur in miljoene Kelvins is nodig om protone (waterstofkerne) te versmelt omdat die protone geneig is om mekaar af te weer omdat hulle 'n (positiewe) lading het. Om kerne met meer protone (bv. Heliumkerne) te versmelt, is selfs hoër temperature nodig omdat die afstotende krag groter is. Ons kan byvoorbeeld bereken dat die temperatuur in die kern van die son hoog genoeg kan word om waterstof en later helium te versmelt, maar nie koolstof nie (wat 6 protone bevat). Die laaste kernbrandstadium vir sterre soos die son (inderdaad vir sterre tot ongeveer 8 keer die son se massa), is die stadium waarin helium in koolstof omgeskakel word. Daarna moet die ster 'sterf'.

6. Wanneer 'n ster soos die son (of 'n ster tot ongeveer 8 keer die massa van die son) helium in sy kern uitput, sodat die kern uit koolstof en suurstof bestaan, sal dit uitbrei tot 'n superreus - 'n ster waarskynlik groter in deursnee as die aarde se huidige baan. In hierdie toestand is die omhulsel van die ster net swak aan die ster gebind deur swaartekrag, en dit gaan dus maklik verlore. Deur 'n kombinasie van sterwinde en 'heliumdopflitse' word die ster se omhulsel oor 'n tydperk van duisende jare weggedryf in 'n liggaam van gas ('n 'newel') wat die ster omring. Hierdie gasvorm word 'n 'planetêre newel genoem. , 'nie omdat dit planete huisves nie, maar omdat dit in klein teleskope soos 'n planeet kan lyk. Die newel word laat gloei deur ultraviolet lig te absorbeer wat uitgestraal word deur die oorblyfsels van die ster se kern, wat in die middel van die newel agterbly. Uiteindelik verdwyn die newel in die ruimte en laat die ou sterkern agter, wat uiteindelik 'n stabiele konfigurasie as 'n wit dwerg bereik.

7. wit dwerg is wat oorbly van die kern van 'n ster soos die son na die laaste kernfusiestadium (versmelting van helium tot koolstof, en die byproduksie van suurstof). 'N Tipiese wit dwerg is ongeveer die grootte van die aarde (alhoewel miskien 1/2 van die sonmassa), met geen samesmelting binne nie. Uiteindelik word wit dwerge koel tot 'swart dwerge'.

8. Die Indies-Amerikaanse sterrekundige S. Chandresekhar het bevind dat wit dwerge nie meer as 1,4 keer die son se massa kan wees nie. As 'n wit dwerg die massagrens sou oorskry, sou dit in duie stort (waarskynlik tot 'n neutronster). Die limiet is die gevolg van die feit dat wit dwerge opgeblaas word deur 'n soort druk genaamd 'elektron degenerasie' druk, wat die gevolg is van die druk van elektrone wat naby mekaar is wanneer hulle te naby kom. Hierdie soort druk is baie sterker as gewone gasdruk, maar selfs hierdie druk misluk as u te veel massa ophoop (wat die binnekant van swaartekrag verhoog), dus is daar 'n beperking op hoe groot wit dwerge kan wees.


S-proses-elementvorming - Slow Cooking

Sterre met 'n massa van 0,6 Sonmassa tot

10 sonmassas vorm ongeveer die helfte van die natuurlike elemente bo yster op die periodieke tabel. Die S-proses is relatief stadig "stadig". Dit kan sekondes tot tienduisende jare duur, maar die sleutel om te onderskei is die tydsduur voordat ekstra neutronopname gevang word. Die S-proses begin met 'n saadkern en vang 'n neutron op. As die resultaat 'n stabiele isotoop is, bly die element dieselfde. Bykomende neutronopvangs kan voorkom, wat lei tot 'n onstabiele isotoop wat 'n verval ondergaan [1]. Die ekstra proton transformeer die oorspronklike element in 'n nuwe element, want elemente word gedefinieer deur die aantal protone in hul kern.

In kleiner sterre soos ons son word die bron van neutrone voorsien deur 'n koolstof-13 + Helium-4 (alfa-deeltjie) fusie wat suurstof-16 + 'n vrye neutron oplewer. Hierdie tipe sterre sal uiteindelik hul buitenste lae afwerp en 'n wit dwergkern ontbloot.

Groter, massiewer sterre gebruik 'n tweede s-proses om gratis neutrone te produseer. Neon-22 + Helium-4 (alfa-deeltjies) versmelt om Magnesium-25 en 'n vrye neutron te vorm. Hierdie sterre sal ontplof as supernovas.

Die boonste limiet vir die s-proses (ongeag neutronbron) het Polonium [Po 84 Protone + X Neutrone], Bismut [Bi 83 Protone + X Neutrone] of Lood [Pb 82 Protone + X Neutrone] tot gevolg.

'Hier is 'n vraag om u 'n skaalgevoel te gee. Watter van die volgende is helderder in terme van die hoeveelheid energie wat aan u retina gelewer word: 'n Supernova, gesien van so ver as die son van die aarde af is, of die ontploffing van 'n waterstofbom teen u oogbal gedruk? '

- Randall Munroe, Wat as?: Ernstige wetenskaplike antwoorde op absurde hipotetiese vrae

Wat is 'n Wolf-Rayet-ster?

Wolf-Rayet-sterre verteenwoordig 'n laaste uitbarsting van aktiwiteit voordat 'n groot ster begin sterf. Hierdie sterre, wat minstens 20 keer meer massief is as die son, leef volgens NASA vinnig en sterf hard.

Hulle eindstaat is meer bekend as dit ontplof as supernova en die heelal met kosmiese elemente saai dat hulle die meeste aandag kry. Maar om te kyk hoe die ster in daardie plofbare stadium kom, is ook belangrik.

As jy na 'n ster soos die son kyk, is dit 'n fyn ewewig van die ster en swaartekrag wat dinge binnetrek, en kernfusie binne-in om druk uit te druk. As die kragte ongeveer gelyk is, kry u 'n stabiele massa smeltelemente. Vir planete soos ons wat gelukkig genoeg is om naby 'n stabiele ster te woon, kan hierdie tydperk miljarde en miljarde jare duur.

Om naby 'n massiewe ster te wees, is egter soos om met vuur te speel. Hulle word vinnig groot en sterf dus vroeër in hul lewens as die son. En in die geval van 'n Wolf-Rayet-ster, raak die ligter elemente op om binne-in die kern te versmelt. Die son vreet gelukkig waterstof in helium aan, maar Wolf-Rayets ploeg deur elemente soos suurstof om ewewig te probeer behou.

Die kern van 'n rooi of blou superreus oomblikke voordat dit as 'n supernova ontplof, lyk soos 'n ui met veelvuldige elemente & # 8220burning & # 8221 deur die samesmeltingsproses om die hitte te skep om die swaartekrag te bly. Fusie stop by yster. Met geen stroom uit die kern van die kern om die ander elemente aan die kook te hou nie, stort die ster inmekaar en die weerkaatsende skokgolf skeur dit uitmekaar. Krediet: Wikimedia

Omdat hierdie elemente meer atome per eenheid het, skep dit meer energie, spesifiek hitte en bestraling, sê NASA. Die ster begin wind waai wat 2,2 miljoen tot 5,4 miljoen myl per uur (3,6 miljoen tot 9 miljoen kilometer per uur) bereik. Met verloop van tyd stroop die wind die buitenste lae van die Wolf-Rayet weg. Dit elimineer baie van sy massa, en terselfdertyd bevry die elemente om elders in die heelal gebruik te word.

Uiteindelik raak die ster se elemente op om te versmelt (die proses kan nie verder gaan as yster nie). Wanneer die samesmelting stop, hou die druk in die ster op en daar is niks wat die swaartekrag kan keer om in te druk nie. Groot sterre ontplof as supernova. Groter mense sien hul swaartekrag so kromgetrek dat nie eers lig kan ontsnap nie, wat 'n swart gat skep.

Ons moet nog baie leer oor sterre-evolusie, maar 'n paar studies deur die jare het insigte verskaf. In 2004 het NASA byvoorbeeld gerusstellende nuus uitgereik en gesê dat hierdie sterre nie & # 8220die alleen is nie. & # 8221 Die meeste van hulle het 'n sterre metgesel, volgens Hubble Space Telescope-waarnemings.

'N Saamgestelde beeld met Chandra-data (pers) wat 'n & # 8220puntagtige bron & # 8221 toon, langs die oorblyfsels van 'n supernova, wat daarop dui dat 'n metgesel-ster die ontploffing moontlik oorleef het. Waterstof word in optiese lig (geel en siaan) van die Magellanic Cloud Emission Line Survey getoon en daar is ook optiese data beskikbaar by die Digitised Sky Survey (wit). Krediet: X-straal: NASA / CXC / SAO / F.Seward et al. Opties: NOAO / CTIO / MCELS, DSS

Alhoewel dit op die oog af net 'n eenvoudige waarneming is, het kosmoloë gesê dat dit ons kan help om uit te vind hoe hierdie sterre so groot en helder word. Byvoorbeeld: miskien voed die groter ster (die een wat in 'n Wolf-Rayet verander) sy metgesel oor tyd heen en versamel massa totdat dit geweldig groot word. Met meer brandstof brand die groot sterre vinniger uit. Ander dinge wat die kleiner ster kan beïnvloed, kan die groter ster se draai of wentelbaan wees.

Hier is 'n paar ander feite oor Wolf-Rayets, met dank aan die sterrekundige David Darling:

  • Hulle name kom van twee Franse sterrekundiges, Charles Wolf en Georges Rayet, wat die eerste bekende ster van hierdie soort in 1867 ontdek het.
  • Wolfstrale kom in twee geure voor: WN (emissielyne van helium en stikstof) en WC (koolstof, suurstof en waterstof).
  • Sterre soos ons son ontwikkel in meer massiewe rooi reuse namate hulle waterstof opraak om in die kern te brand. Wanneer hierdie sterre hul buitenste lae begin afwerp, gedra hulle hulle soortgelyk aan Wolf-Rayets. So hulle word & # 8220Wolf-Rayet-tipe sterre genoem & # 8221, hoewel hulle nie presies dieselfde is nie.

Ons het baie artikels oor sterre hier op Universe Today geskryf. Hier is 'n artikel oor 'n binêre paar Wolf-Rayet-sterre, en die goeie nuus dat WR 104 ons nie almal sal doodmaak nie. Ons het verskeie episodes van Astronomy Cast oor sterre opgeneem. Hier is twee wat u nuttig kan vind: Episode 12: Waar kom babastertjies vandaan, en episode 13: Waarheen gaan sterre as hulle sterf?


Is sterre geneig om alle waterstof saam te smelt, selfs as die massa klein is? - Sterrekunde

Sterre is die heelal se belangrikste enjins van skepping. Die heelal het met baie min atome van elemente begin
swaarder as waterstof en helium. Geslagte sterre het van hierdie waterstof en helium as brandstof gebruik,
verbrand dit in swaarder elemente, insluitend die koolstof wat die liggame van lewende dinge soos jy opbou! Daarbenewens
die energie wat die produk lewer, word deur lewende stelsels benut, soos deur die proses van fotosintese op aarde.
Sterre is die gewers van die lewe! Hier kyk ons ​​na die reaksies wat in sterre voorkom en sien hoe dit die produseer
materiaal en energie waarvan ons afhanklik is.

Die diagram hierbo toon die belangrikste waterstoffusie in 'n dwergster soos die son, die proton-proton
ketting (eintlik 'n stel vertakte kettings wat aan mekaar verbind is). In hierdie ketting begin ons met protone en produseer ons
helium-4 kerne, positrone (die antimateriële ekwivalent van elektrone), neutrino's en fotone. In hierdie proses twee
waterstofkerne, wat protone is, smelt saam tot 'n deuteron (D) wat die kern van swaar waterstof is
(deuterium) wat bestaan ​​uit een proton en een neutron wat saamgebind is. Deuterone en protone versmelt dan in
helium-3-kerne, bestaande uit 2 protone en een neutron, en dit lewer weer helium-4-kerne, wat
alfa-deeltjies wat elk uit twee neutrone en twee protone bestaan. In wese word ligter atoomkerne saamgesmelt
swaarder atoomkerne, wat swaarder elemente uit waterstof voortbring. Let daarop dat die atome in die son almal geïoniseer is
in plasma, dus behels hierdie reaksies almal atoomkerne, die kern van 'n waterstofatoom is bloot 'n proton.

In aardse kernkragstasies word energie opgewek deur die kernsplitsingsproses - die splitsing van
atoomkerne, wat 'n klein fraksie van die massa in die atome in 'n groot hoeveelheid energie omskakel. Dit
proses is egter ondoeltreffend in vergelyking met kernfusie. Kernfusie is skoner en lewer geen lang lewe nie
radioaktiewe afval, en omskep ook meer van die massa in beskikbare energie - dit is baie meer energiek.

Die lys van kernreaksies soos vervat in die p-p-ketting (diagram) word hieronder getoon. Sommige swaarder atome is
geproduseer as reaksietussenpersone, soos berillium (Be), litium (Li) en boor (B). Die opskrif aangeheg
aan hierdie atoomsimbole is die atoommassa-getal, bv. 7 vir berillium, 3 vir helium-3 en 4 vir helium-4. Die
atoomgetal gee die aantal neutrone plus die aantal protone in die kern. Protone en neutrone
is nukleone, dus is die massagetal ook die nukleongetal. Die tussenprodukte is kortstondig, die enigste net
produkte is helium-4, neutrino's, fotone en positrone. Fotone (vervaardig in die p-p-ketting en ander
prosesse) gee die son natuurlik die meeste van sy helderheid.

Versmelt twee protone in Deuteron

Aangesien 'n neutron geen netto elektriese lading het nie, en die proton een eenheid van netto positiewe lading het, verloor hy sy
lading deur 'n positron uit te straal. Daar word ook 'n elektronneutrino vervaardig wat verseker dat die momentum is
bewaar.

Die probleem met die eerste kernfusiereaksie is dat protone, net soos alle atoomkerne, 'n netto positiewe reaksie het
elektriese lading en soos elektriese ladings afstoot . Die elektriese krag tussen gelaaide deeltjies word die genoem
Coulomb-krag en hierdie afstootlike krag is Afstoting van Coulomb . Die probleem is dan hoe om twee bymekaar te bring
deeltjies wat mekaar afstoot! In die eerste plek as die protone warm genoeg is en dus vinnig beweeg
genoeg (termiese energie is die resultaat van die kinetiese energie van deeltjies as gevolg van hul willekeurige termiese beweging) dan
hulle kan met genoeg krag bots om baie naby aan mekaar te kom voordat hulle mekaar weerkaats of afstoot
en as hulle in hierdie tyd reageer, met een wat 'n neutron word, kan 'n stabiele deuteron gevorm word. Dit is egter
blyk dat as die son alleen op hierdie meganisme vertrou, dan sal dit eenvoudig nie voldoende samesmelting ondergaan nie, maar net nie
warm genoeg.

Die belangrikheid van kernfusie is sterrekoors

In die kern van sterre soos die son genereer kernfusie belangrike energie, insluitend termiese energie wat
vervang die termiese energie wat in die ruimte uitgestraal word. Dit is egter nie korrek om te sê dat sterre warm is nie
as gevolg van kernfusie! Sterre word gebore wanneer koue newels, wolke van gas en stof saamtrek onder die trek van
hul eie swaartekrag (wat gerig is op die massamiddelpunt van enige gaswolk). Soos die wolk saamtrek, is die
gasdeeltjies verloor gravitasie potensiële energie (net soos 'n bal doen soos dit op die aarde val) as hulle na binne val
onder swaartekrag. Net soos 'n bal wat val, versnel die deeltjies gas egter al hoe vinniger en
vinniger en die wolk se digtheid verhoog 'n sitkontrak, sodat hulle meer en meer met mekaar bots en
hierdie kinetiese energie word termiese energie - die wolk word warm! In wese het swaartekrag potensiële energie
in hitte omgeskakel. As die wolk baie massief is, kan sy swaartekragveld so sterk wees dat niks kan ontsnap nie
dit en dit kan in 'n swart gat saamtrek. Dit gebeur egter selde, aangesien die wolk fragmenteer soos dit is
stort in, en elke fragment trek onafhanklik saam om moontlik 'n ster te word. Iets moet egter
weerstaan ​​swaartekrag as 'n stabiele ster gebore moet word. (As die Son in vrye val voortgegaan het, sou dit gedoen het
binne 'n verdere 30 minute of so ineengestort!). Termiese energie weerstaan ​​swaartekrag, aangesien swaartekrag die deeltjies na binne trek,
dus is daar willekeurige termiese bewegings wat geneig is om dit weer te versprei. As die deeltjies warm genoeg is, kan dit weerstaan
verdere ineenstorting. Die ineenstorting sal egter teen 'n baie stadiger tempo voortduur, aangesien die wolk voortdurend sal verloor
hitte as bestraling na die buitenste ruimte. Gelukkig, wanneer die temperatuur in die warm kern van die wolk ongeveer 10 bereik
miljoen Kelvin, skakel kernfusie van protone aan. Dit omskep 'n klein fraksie van die materie in straling en
hitte, wat die energie wat verlore gaan aan die ruimte vervang en die ster stabiel word, nie saamtrek of uitbrei nie, dit
is in ewewig. Dus, kernfusie maak sterre nie warm nie, maar dit voorkom dat verdere ineenstorting en
hou dus eintlik op dat sterre warmer word
! Danksy hierdie proses kan 'n ster so massief soos die son bestaan
'n stabiele toestand vir ongeveer 10 miljard jaar, voordat die proton (waterstof) brandstof te uitgeput raak.

So hoe versmelt genoeg protone?

Die protone het 'n ander manier nodig om die afkeer van Coulomb te oorkom, behalwe brute krag alleen! Kwantum
meganika bied die oplossing in 'n bisarre truuk genaamd kwantumtunnelwerk . Volgens kwantum
meganika-deeltjies kan deur versperrings en mure beweeg deur dit deur te tonnel, of deur te teleporteer
hulle! Hierdie verskynsel kom nie op groot skaal voor nie - gooi 'n tennisbal na 'n stewige muur en dit
sal nooit deur die muur gaan nie. Die atoomwêreld is egter baie anders, en dikwels kan 'n atoom weerkaats
'n atoomwand, maar soms sal dit toevallig net regdeur gaan terwyl die muur ongeskonde agterbly! Die
hoe dunner die muur, hoe groter is die kans dat dit sal gebeur. Wat met ons protone gebeur, is dat hulle warm genoeg is
en energiek genoeg om naby te kom, maar nie naby genoeg om te versmelt nie, en hulle sal gewoonlik weerkaats
mekaar se elektriese kragvelde, maar soms sal een daarvan oor die Coulomb-afstoting teleporteer
versperring, verdwyn aan die ander kant en verskyn weer aan die binnekant! Nou is die protone baie naby aan mekaar
en so versmelt, asof deur towery! (Dit is natuurlik nie towerkuns nie, aangesien kwantumtunnel 'n goed verstaanbare verskynsel is
toegelaat deur die wette van kwantumfisika).

Die p-p-ketting lewer ongeveer 98,4% van die son se energie-uitset, die oorblywende 1,6% word deur 'n ander opgewek
siklus van kernreaksies, genaamd die CNO-siklus of CNO-tweesiklus, die koolstof-stikstof-suurstof siklus . Atome,
of liewer kerne, koolstof, stikstof, suurstof en fluoor word in hierdie siklus geproduseer, maar dit is slegs van verbygang
tussengangers. In sterre groter as ongeveer 1,5 keer die sonmassa, is die CNO-siklus die dominante middel
higrogeenfusie (waterstofverbranding), die p-p-ketting wat oorheers in dwergsterre, insluitend die son. Die CNO-siklus
word hieronder geïllustreer:

Let op dat die insette weer eens protone is en helium-4-kerne, fotone, positrone en neutrino's die
eindproduk, tesame met die energie wat hierdie produkdeeltjies dra!

Die p-p-ketting en CNO-siklus kan die son aan die brand hou, solank dit voldoende waterstof in sy kern het. Een keer
die kernwaterstof is uitgeput, maar die son verlaat die hoofreeks en word 'n rooi reus wat brand
waterstof nog in 'n dop om die kern. Oor 'n paar duisend jaar sal nog ander prosesse, soos heliumverbranding, plaasvind
inskop, waarop die Son 'n rooi superreus word.

By die verbranding van waterstof word ongeveer 0,66% van die massa van die protone in energie omgeskakel (volgens die
vergelyking E = mc ^ 2) en 'n ster gaan die rooi reusefase binne wanneer ongeveer 10% van sy waterstof verbrand is
(die meeste waterstof is nie in die kern nie en word nooit verbrand nie). Heliumverbranding omskep slegs 0,065% van die
heliummassa in energie en lewer dus slegs ongeveer 'n tiende soveel energie per kg helium as
waterstofverbranding en die heliumverbrandingstadium is van korte duur in vergelyking met die waterstofverbrandingsfase.
Heliumverbranding begin as die heliumkern saamtrek (omdat dit waterstof uitgeput het en nie is nie)
energie produseer om swaartekrag teë te werk) en verhit dus verder tot die drempel temperatuur van ongeveer 100
miljoen K vir heliumontsteking.

Helium brand deur die trippel-alfa-proses onderstaande:

Let daarop dat die trippel-alfa-proses drie samesmeltingsreaksies met heliumkerne behels en koolstof en
suurstof. Die eerste hiervan is tussen twee heliumkerne om 'n berillium-8-kern te produseer wat daarop bestaan
gemiddeld vir 'n klein fraksie van 'n sekonde, maar soms versmelt 'n ander helium-4-kern met die berillium
voordat dit weer uitmekaar breek in twee helium-4 kerne om 'n koolstof-12 te produseer. Die koolstof-12-kern is
geproduseer in 'n opgewekte toestand, en gee 'n gammastraalfoton uit terwyl dit in 'n stabiele koolstof-12-kern verval.

'N Helium (helium-4) kern is 'n alfa-deeltjie, bestaande uit twee protone en twee neutrone. Hoe hoër
die temperatuur wat nodig is om helium te verbrand, is omdat die kerne elkeen 'n netto elektriese lading van +2 eenhede het en so
meer energie is nodig om hulle naby genoeg aanmekaar te druk sodat kwantumtunnelwerk effektief kan wees (die
waarskynlikheid van kwantumtunneling verminder eksponensieel met die afstand tussen die deeltjies). Nietemin, die
reaksie sal uiters skaars wees, behalwe dat koolstof-12, die produkkern, toevallig 'n
opgewekte toestand waarvan die energie presies gelyk is aan die van 'n helium-4 + berillium-8-kern! Dit is gelukkig, aangesien
organiese lewe vertrou op hierdie reaksie om die koolstof te produseer wat nodig is om lewende liggame te bou!

Baie klein dwerge kan nooit voldoende temperature bereik nie en sal hul lewens as heliumwit dwerge beëindig.
Sterre soos die son ondergaan 'n heliumverbrandingsfase en beëindig hul lewens as stadig koolstof-suurstofwit
dwerge. Sodra heliumverbranding eindig, trek die kern verder saam totdat dit 'n hoogtepunt bereik
temperatuur om die koolstof en suurstof in nog swaarder elemente te smelt, soos dit in massiewe sterre voorkom, of totdat die
materie word saamgepers in die ontaarde materie wat wit dwerge ondersteun teen swaartekrag.

Verbranding van koolstof en suurstof

Heliumverbranding duur ongeveer 500 duisend jaar. Na hierdie fase, as die temperatuur in die kern die
drempel van 500 miljoen K, dan kan koolstof ontbrand en koolstof (C) atome kan saamsmelt in elemente soos
magnesium (Mg), natrium (Na), Neon (Ne) en suurstof (O). Die skema van koolstofverbranding word hieronder getoon:

Fotodisintegrasie en Silicon Burning

Die massiefste sterre sal die eindpunt bereik as hulle suurstof verbrand! Hulle het nog een
brandstof wat oorbly, kan twee silikonkerne egter saamsmelt om 'n kern van yster-56 te vorm, die stabielste element en die
eindpunt van kernfusie. Die Coulomb-hindernisse is egter eenvoudig te groot. Voor temperature
hoog genoeg word om silikon te verbrand, fotodisintegrasie kom voor - intens energieke fotone
bombardeer kerne, breek hulle op in kleiner kerne. Baie van hierdie reaksies is omkeerbare reaksies, byvoorbeeld
voorbeeld:

Hierdie reaksie verloop meestal in die vorentoe rigting teen een miljard K, wat neon produseer, maar teen 1,5 miljard
K word die omgekeerde reaksie bevoordeel, wat die neon in suurstof en helium breek. Silicium-fotodisintegreer
by en hoër as 3 miljard K. Statistiese ewewigsresultate, met sommige atome in die afgebreekte toestand terwyl
sommige bereik die stabiele yster-56-toestand. Aangesien yster-56 die stabielste is, is dit geleidelik
ophoping van yster-56, en ook van kobalt en nikkel wat stabiel is onder 7 miljard K. Dit is hoe
'silikonverbranding' veroorsaak swaar elemente soos yster, nikkel en kobalt. Eens 'n supermassiewe ster
het 'n ysterkern, geen kernfusie is meer moontlik nie en die kern implodeer in 'n supernova-ontploffing!

Sintese van Superheavy Elemente

As yster-56 die eindpunt van kernfusie is, waar kom die elemente swaarder as yster vandaan?
Hulle is steeds deur sterre gesintetiseer, maar deur verskillende prosesse. Let daarop dat die verbranding van koolstof en suurstof
produseer vrye neutrone, asook silikonverbranding, deur fotodisntegrasie, wat lei tot neutrone as kern
fragmente. Stabiele kerne kan ondergaan neutronvangs , smelt met 'n neutron (wat relatief maklik is as
'n neutron het geen elektriese lading nie en daar is dus geen Coulomb-versperring nie) om swaarder kerne van die
dieselfde isotoop. (Die aantal protone bepaal die element, maar atome van dieselfde element kan hê
verskillende getalle neutrone, en dit word isotope genoem). As die isotoop as gevolg van neutron
vang is ook stabiel, dan kan dit 'n ander neutron vang. Uiteindelik egter die neutron tot proton
verhouding in die kern te hoog word en die kern onstabiel word, is dit 'n radioaktiewe isotoop .

'N Radioaktiewe isotoop sal lukraak verval en ondergaan beta-verval (emissie van 'n hoë-energie elektron) en
'n ligter atoom van 'n ander element word. Byvoorbeeld:

In hierdie voorbeeld vang strontium-87 'n neutron (n) om die stabiele isotoop Sr-88 te vorm, wat
'n ander neutron om die radioaktiewe isotoop strontium-89 te vorm. Sr-89 kan voorheen 'n ander neutron vang
dit verval en vorm Sr-90, of dit kan beta-verval ondergaan na yttrium (Y). Tydens beta-verval het 'n neutron in sy
kern verval in 'n proton, wat 'n energieke elektron (beta-deeltjie) en 'n antineutrino uitstraal.

Neutron-vang en beta-verval is mededingende prosesse werk op die Sr-90-kern. In
s-prosesse , neutronopvang is stadiger as die beta-verval, terwyl in r-prosesse the rate of
neutron-capture is faster than beta-decay. Thus, an s-process favours beta-decay, whilst an r-process
favours neutron-capture. However, these processes remain branch-points in which either reaction is
possible. Operating together, s and r-processes produce many elements, including trace amounts of the
superheavy and radioactive elements. When the star reaches the end of its life, it enters either planetary
nebula phase or undergoes a supernova explosion, either way most of its matter is shed into space,
where it may form the building blocks of future stars and planets.


Wag. *How* big is Antares?

Stars are immense objects. We toss around words like "big" and "huge" all the time, but what does this mean on a human scale?

After all, the Sun is a mind-crushing 1.4 million kilometers in diameter, wide enough that you could line 110 Earths side-by-side across it.

Meer slegte sterrekunde

And there are stars much, veel larger than the Sun.

The highest-resolution visible light image of the photosphere of the red supergiant Antares ever taken, using the Very Large Telescope. Credit: ESO/K. Ohnaka

Antares is a red supergiant, with a dozen or so times the mass of the Sun. Stars like that fuse elements in their core so rapidly that they blast out light, and it may radiate energy at a rate as much as 100,000 times as much as the Sun does. That's why, even though it's something like 500 light years away it's still one of the brightest stars in the night sky, an angry red beacon sometimes called "The Heart of the Scorpion" due to its location in the constellation of Scorpius.

When massive stars near the ends of their lives, they swell up and cool off the spectrum of their light shifts to red, and they become supergiants. But how super is "super"?

In the case of Antares it's enormous. Vast. Its fotosfeer — the part you'd call the surface as seen by eye — is nearly a miljard kilometers in diameter, and would reach well past the orbit of Mars if it were in the center of our solar system.

But new observations show that other parts of it extend well beyond that. If you include its chromosphere, wind acceleration zone, and lower part of its wind, it reaches out to a staggering 12 billion kilometers! Replace our Sun with Antares and that would swallow the entire solar system of major planets.

A schematic showing the various layers of Antares compared to the size of the solar system. On this scale, the Sun is much smaller than a pixel. Credit: NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

The parts of a star you see depend on how you look at it. By eye, the photosphere is the outermost surface of the Sun, for example it's where light from the interior finally frees itself and can fly unabsorbed into space. That's what we normally think of as the "surface" of the Sun. But there's a layer above that called the chromosfeer it's normally invisible by eye but can be seen during a total eclipse. It's a layer of hot hydrogen that glows characteristically red (hence its name, since "chromo" means "color"). The Sun's chromosphere is about 3000 – 5000 km deep (less than 1% of the Sun's radius).

Using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array in Chile, which observes in wavelengths in the millimeter range (between far infrared and radio), astronomers measured the chromosphere of Antares and saw it stretches out to 2.5 times the star's photosphere! That's a radius of roughly 1.2 billion km, comfortably larger than the orbit of Jupiter.

Using the Very Large Array (or VLA) in New Mexico, which sees in radio light, they also measured a layer in Antares above that called the wind acceleration zone. This is where the material at the top of the star is flung outwards, creating a wind analogous to the Sun's solar wind. This part was seen out to six times the size of the photosphere, a radius of nearly 3 billion km, and the wind itself traced out to double that distance!

A radio image of Antares using ALMA (left) shows the star’s immense chromosphere, and then shows that in comparison to observations with VLA (right) that show the wind blowing from the star. The material on the right is lit by the binary companion star to Antares. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), E. O’Gorman NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello

We can't see those layers with our human eyes, but our metal radio-sensitive ones all over Earth can. They saw something else, too. Antares is a binary star, and its companion star is a beast, with a mass 7 times the Sun's, and shining over 2,500 times as bright as the Sun. That star is hot and bright enough to illuminate the wind of gas blowing past it from its much larger primary star, and that can be seen in the VLA images as well.

Observations like this are important. We don't really understand how the winds from red supergiants are accelerated, for one. Pulsations in a star like this generate shock waves that create grains of dust that get lifted away as well, but how that works isn't understood either (as you may recall, that has caused some excitement about the red supergiant Betelgeuse recently). Mind you, red supergiants eventually explode as supernovae, so that's a fairly important reason to figure out what's going here.

Antares is no exception. It's easy enough to see now (literally it's up high in the south for northern hemisphere people after the sky gets dark), but just wait until it goes all supernova on us. It'll be about as bright as the full Moon! After that it will fade as the debris expands, eventually becoming invisible to the eye (which you may already know if you read xkcd). In some ways we understand daardie better than we do the star itself.

So if you can, go out and take a look at Antares. Marvel at its brightness, its ruddy hue, and know that it's bigger than whole solar systems… but also that there's much more to learn about it.


Is the sun capable of running on any kind of material or is it specific to hydrogen?

I've been thinking for my entire life that the sun can only be made out of hydrogen, however, there are a few science articles on the internet stating that the sun can be made out of any material with little to no difference compared to the sun now. This is one of the article btw: http://daleswanson.blogspot.com/2011/03/sun-made-out-of-bananas.html

The sun is fusing hydrogen to helium right now and has trace amounts of other elements from the original solar nebula. In about 5 billion years so much hydrogen would have been converted to helium that hydrogen fusion will stop and the sun's helium core will collapse under gravity increasing temperature and pressure until helium can fuse to carbon. The higher temperature causes the outer layers to expand into a red giant. The sun is not massive enough to fuse carbon. So, a star the size of our sun can't run on carbon or heavier elements.

More massive stars will fuse carbon and with sufficient mass all the way to iron. At which point the core collapses to a neutron star or black hole, typically with a super nova.

Since, iron has the lowest energy per nucleon element no energy can be produced by fission or fusion, so clearly the Sun cannot run on any material because it clearly cannot run on iron.

helium can fuse to carbon. The higher temperature causes the outer layers to expand into a red giant.

No, this is a common inaccurate statement about stellar evolution. The red giant phase does nie occur at the beginning of the helium fusing phase.

Rather, a star goes red giant at the beginning of the hydrogen shell burning phase (as opposed to the hydrogen core burning that it was previously doing). Once it runs out of hydrogen to fuse in both core and shell, it begins helium burning at the core, and shrinks back down in the process to become a horizontal branch star.

Thank you for clearing this up for me, I figured it was wrong but wasn't entirely sure

You are right about that iron cannot be used for fusion. Actually no process that creates a nucleus heavier than iron-56 or nickel-62 will produce energy but instead use energy. So the sun can't run on anything that will fuse into a nucleus heavier any of those two. This is because for elements lighter than those two elements, the reactants together will have a higher mass than the products. This excess of mass will be 'transformed' into energy. This difference in mass is due to difference in atomic binding energy between the reactants and products. The opposite is true for nuclear fission.

massive stars will fuse carbon and with sufficient mass all the way to iron

Iron is important for fusion because it is the first element you can create that releases less energy when it fuses than it takes to cause the fusion. Basically, iron is the last element a star can make without huge shockwaves kicking off fusion into heavier elements.

Those shockwaves are from the star collapsing or going nova. Basically, anything heavier than Iron came from a nova. Led? Uranium? Gold? All from supernovae.

Iron is where core collapse gets really interesting. I find stellar evolution/element genesis to be amazing.

If you throw something onto the surface, you increase the mass of the Sun, while the core will continue to fuse hydrogen - just faster than before. What you throw in doesn't matter as long as it has mass.

If you magically manage to mix your new stuff in: If it has hydrogen, you supply the Sun with more fuel (and more mass). Basically everything organic has hydrogen in it. Without hydrogen, you make the hydrogen burning faster (from the increased mass), after it runs out of hydrogen it will fuse helium to carbon. If you supply enough new matter, it will also be able to fuse carbon with helium to oxygen, and oxygen with helium to neon, and possibly a few other reactions. Nitrogen plus helium to fluorine would be an exotic reaction, but with enough nitrogen it should be possible. That means all the main components of organic matter can be used as fuel - if the star is heavy enough.

What if you throw in pure iron or pure diamond. Will it be used as fuel or simply add to the mass?

No, only lighter elements can fuse in the gravitational conditions of a star. Hydrogen is the most common, but heavier stars also "burn" a fair bit of helium, lithium, and so on. But when the available fuel gets up to iron, that's where stellar fusion can no longer happen, and the star will die if only iron and heavier is available.

OTOH, when a very massive star goes supernova, the energy produced is sufficient to fuse smaller nuclei into heavier elements, all the way up to uranium, the largest naturally-occurring element. ALL naturally-occurring elements heavier than about lithium were created in stars, mainly supernovae.

The sun as a whole has tons of other elements in it but it’s source of energy is hydrogen fusion which occurs in the core. A star begins to die when it starts to run out of Hydrogen and it starts to fuze helium. This is the red giant stage. This reaction keeps escalating until Iron is produced in the core. At this point fusion stops and the star dies.

There is so much wrong in your comment.

Potassium is one of those elements

It is not, at least not in any relevant amount. The fusion products are the products of multiple helium nuclei, so they all have an even number of protons, and typically as many neutrons as protons. Potassium has 19 protons and 20 to 22 neutrons.

growing to eat up the closest planets before shedding the outer layers and becoming a dwarf star.

The Sun is a dwarf star now. It won't become one. It becomes a white dwarf, but that is something different.

If the star can sustain iron fusion

No star can sustain iron fusion. It is an endothermic reaction, that cannot be sustained.

as bananas are slightly radioactive

This has nothing to do with fusion, fission, or stars in general.

and at that scale could theoretically begin a chain reaction

You can't start a chain reaction with potassium-40 (the main radioactive component in bananas).

Current theory is that the Big Bang produced only hydrogen initially.

Protostars blobbed out that fused it not just into helium but ALL MATTER of heavier elements that currently exists.

The protostars were fusing hydrogen into gold in a many-step process. And everything else- silicon, uranium, carbon. The environment that made this possible probably no longer exists. Adding a neutron to a lighter element to make it heavier doesn't produce significant energy like hydrogen fusion, nor is it likely, but the density of homeless neutrons flying around looking for a place to crash was something very unlike known stars.

The protostars eventually exploded, essentially starting the universe we know now.

Well, a lot of matter has undergone changes since then, many original heavy elements were unstable and spontaneously decayed to new, lighter, stable elements after the protostars.

Current theory is that the Big Bang produced only hydrogen initially.

Protostars blobbed out that fused it not just into helium but ALL MATTER of heavier elements that currently exists.

Primordial nucleosynthesis is believed by most cosmologists to have taken place in the interval from roughly 10 seconds to 20 minutes after the Big Bang, and is calculated to be responsible for the formation of most of the universe's helium as the isotope helium-4 (4He), along with small amounts of the hydrogen isotope deuterium (2H or D), the helium isotope helium-3 (3He), and a very small amount of the lithium isotope lithium-7 (7Li).

The protostars were fusing hydrogen into gold in a many-step process. And everything else- silicon, uranium, carbon. The environment that made this possible probably no longer exists.

No. Fusion of nuclei heavier than ⁵²Fe is endothermic and does not proceed in stellar cores

Adding a neutron to a lighter element to make it heavier doesn't produce significant energy like hydrogen fusion, nor is it likely, but the density of homeless neutrons flying around looking for a place to crash was something very unlike known stars.

Die slow neutron capture process of s-process is a series of reactions in nuclear astrophysics which occur in stars, particularly AGB stars. The s-process is responsible for the nucleosynthesis of approximately half the atomic nuclei heavier than iron.

In the s-process, a seed nucleus undergoes neutron capture to form an isotope with one higher atomic mass. If the new isotope is stable, a series of increases in mass may occur, but if it is unstable then beta decay will occur, producing an element of the next highest atomic number.

This process is slow in the sense that there is sufficient time for this beta decay to occur before another neutron is captured. Decades may elapse between consecutive neutron captures by a given nucleus.A series of these reactions produces stable isotopes by moving along the valley of beta decay stable isobars in the chart of isotopes.

A range of elements and isotopes can be produced by the s-process, because of the intervention of alpha decay steps along the reaction chain. The relative abundances of elements and isotopes produced depends on the source of the neutrons and how their flux changes over time. Each branch of the s-process reaction chain eventually terminates at a cycle involving lead, bismuth, and polonium.


Will we ever be able to see the first stars directly?

Short answer: Maybe, if we are very lucky.

So far, the only real evidence we have for the first stars is in the tracks they&rsquove left behind: the metals they formed that we see in later generations of stars the effects of their ionizing radiation on the primordial gas in the universe and perhaps their remnant black holes. If the first stars were massive and short-lived, any that existed nearby are long gone.

Even if they no longer exist, it is theoretically still possible to see them. Telescopes like Hubble allow us to see billions of light-years away and thus billions of years back in time. When the James Webb Space Telescope is launched, it will have the advantage of being able to detect even dimmer infrared light. Although most of the light given off the first massive stars was in the ultraviolet part of the spectrum when it was emitted, the universe has expanded so much since then that much of it is now in the visible and infrared. (Hubble also covers this portion of the spectrum, but Webb&rsquos mirror is much larger, allowing it to detect much lower levels of light.)

Redshift of the first stars Since the first stars formed more than 13.4 billion years ago, their light has stretched with the expansion of space, becoming dimmer and redder over time. The James Webb Space Telescope is designed to detect the very dim light in the red and infrared part of the electromagnetic spectrum. CREDIT: STScI GET THE FULL IMAGE IN RESOURCE GALLERY >

But as powerful as Webb is, it will still be difficult to see individual stars that far back in time. Although these stars were extremely bright, they are so far away that very little of their light actually reaches us.

We will almost certainly be able to see ancient galaxies that contain first-generation stars, and will be able to make some inferences about individual stars from the light coming from the galaxy as a whole. But galaxies contain hundreds of thousands to millions of stars, each at a different point in its lifecycle. Even if some of the stars are metal-free, new stars will have begun forming from the metallic stardust scattered through the galaxy.

Making things even more difficult, the fog of neutral hydrogen gas that filled the universe when the very first stars were forming would have absorbed their ultraviolet light. Until the ultraviolet radiation ionized enough atoms to allow light to pass through, our view of the first stars would be blocked.

Even so, we might get lucky. We may be able to see individual stars with the help of a strong gravitational lens: a cluster of galaxies that forms a natural magnifying glass in just the right place in the sky. Maybe we will catch the bright explosion of a Population III star at the very end of its life. Maybe some of the first stars were very small and are still shining, visible in nearby galaxies&mdashperhaps even in our own Milky Way.

Ancient galaxy Galaxy SPT0615-JD, imaged by the Hubble Space Telescope as it existed 13.3 billion years ago, may contain some of the first generation of stars that formed in the universe. This small, distant galaxy is visible in such detail because it is magnified by the gravitational effects of a cluster of much closer galaxies. Astronomers think that gravitational lensing may make it possible for us to observe some of the first star clusters directly using the James Webb Space Telescope. CREDIT: NASA, ESA, and B. Salmon (STScI)