We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Die sterre ontwikkel oor miljoene jare. In werklikheid hou hulle nooit op om van geboorte tot dood te ontwikkel en te verander nie.
Hulle word gebore wanneer 'n groot hoeveelheid materie op 'n plek in die ruimte ophoop. Die materiaal word saamgepers en verhit totdat 'n kernreaksie begin wat materie verbruik en dit in energie omskakel. Klein sterre bestee dit stadig en hou langer as groot sterre.
Die teorieë oor die evolusie van sterre is gebaseer op bewyse wat verkry is uit studies van die spektra wat met ligte verband hou. Die waarnemings toon dat baie sterre in 'n gereelde volgorde geklassifiseer kan word, waarin die helderste die warmste en die kleinste, die koudste is.
Hierdie sterreeks vorm 'n band wat bekend staan as die hoofvolgorde in die temperatuur-helderheidskema wat bekend staan as die Hertzsprung-Russell-diagram. Ander groepe sterre wat in die diagram voorkom, sluit die reuse- en dwergsterre hierbo genoem in.
Die lewe van 'n ster
Die lewensiklus van 'n ster begin as 'n groot massa relatief koue gas. Die saamtrek van die gas verhoog die temperatuur totdat die binnekant van die ster 1.000.000 ° C bereik. Op hierdie punt vind kernreaksies plaas, waarvan die resultaat is dat die kerne van die waterstofatome kombineer met die van deuterium om heliumkern te vorm. Hierdie reaksie stel groot hoeveelhede energie vry, en die sametrekking van die ster stop. Dit lyk of dit 'n rukkie stabiliseer.
Maar wanneer die energie-vrystelling eindig, begin die sametrekking weer en neem die ster se temperatuur weer toe. Op 'n gegewe oomblik begin 'n reaksie tussen waterstof, litium en ander ligte metale in die ster se liggaam. Energie word weer vrygestel en die inkrimping stop.
As litium en ander ligte stowwe verbruik word, hervat die sametrekking en neem die ster die finale ontwikkelingsfase waarby waterstof in baie hoë temperature in helium omskep word danksy die katalitiese werking van koolstof en stikstof. Hierdie termonukleêre reaksie is kenmerkend van die hoofvolgorde van sterre en duur voort totdat al die waterstof verteer is.
Die ster word 'n rooi reus en bereik sy grootste grootte wanneer al sy sentrale waterstof helium geword het. As dit aanhou skyn, moet die kerntemperatuur genoeg styg om die samesmelting van heliumkerne te veroorsaak. Tydens hierdie proses is dit waarskynlik dat die ster baie kleiner sal word en dus digter sal wees.
As hy alle moontlike bronne van kernenergie bestee het, trek dit weer saam en word dit 'n wit dwerg. Hierdie laaste fase kan gekenmerk word deur ontploffings wat as 'novas' bekend staan. As 'n ster vrygestel word van sy buitenste dop wat as 'n nova of supernova ontplof, keer hy terug na die interstellêre medium swaarder elemente as die waterstof wat hy binne gesintetiseer het.
Toekomstige generasies sterre wat uit hierdie materiaal gevorm word, sal hul lewe begin met 'n ryker verskeidenheid swaar elemente as vorige generasies. Sterre wat hul buitenste lae op 'n nie-eksplosiewe manier werp, word planetêre newels, ou sterre omring deur sfere gas wat in 'n veelvoud van die golflengtes straal.
Van ster tot swartgat
Sterre met 'n baie groter massa as die van die son ondergaan 'n vinniger evolusie, enkele miljoen jaar vanaf geboorte tot die ontploffing van 'n supernova. Die oorblyfsels van die ster kan 'n neutronster wees.
Daar is egter 'n beperking op die grootte van neutronsterre, waarvoor hierdie liggame gedwing word om saam te trek totdat hulle 'n swart gat word, waaruit geen straling kan ontsnap nie.
Tipiese sterre soos die son kan nog miljarde jare voortduur. Die eindbestemming van dwerge met 'n lae massa is onbekend, behalwe dat hulle ophou om aansienlik te straal. Heel waarskynlik word hulle as of swart dwerge.
| ◄ Vorige | Volgende ► | |
| Hoe is die heelal gevorm? | Materiale en bestraling |
