STERREN: KENMERKEN, HOE ZE WORDEN GEVORMD, LEVENSCYCLUS, STRUCTUUR - WETENSCHAP - 2026

Een ster is een astronomisch object dat bestaat uit gas, voornamelijk waterstof en helium, en dat in evenwicht wordt gehouden dankzij de zwaartekracht, die de neiging heeft om hem samen te drukken, en de druk van het gas, dat hem uitzet.

In dit proces produceert een ster enorme hoeveelheden energie uit zijn kern, waarin zich een fusiereactor bevindt die helium en andere elementen uit waterstof synthetiseert.

Figuur 1. De Pleiaden, in het sterrenbeeld Stier, zichtbaar tijdens de noordelijke winter, vormen een cluster van ongeveer 3.000 sterren op 400 lichtjaar afstand. Bron: Wikimedia Commons.

Bij deze fusiereacties wordt de massa niet volledig behouden, maar wordt een klein deel omgezet in energie. En aangezien de massa van een ster enorm is, zelfs als hij een van de kleinste is, geldt dat ook voor de hoeveelheid energie die hij per seconde afgeeft.

Kenmerken van de sterren

De belangrijkste kenmerken van een ster zijn:

- Massa : zeer variabel, variërend van een kleine fractie van de massa van de zon tot superzware sterren, met massa's die vele malen groter zijn dan de massa van de zon.

- Temperatuur : het is ook een variabele hoeveelheid. In de fotosfeer, het lichtgevende oppervlak van de ster, ligt de temperatuur tussen de 50.000 en 3.000 K. In het midden bereikt ze miljoenen Kelvin.

- Kleur : nauw verwant aan temperatuur en massa. Hoe heter een ster is, hoe blauwer zijn kleur en omgekeerd, hoe kouder hij is, hoe meer hij naar rood neigt.

- Helderheid : het hangt af van het vermogen dat door de ster wordt uitgestraald, die meestal niet uniform is. De heetste en grootste sterren zijn het meest lichtgevend.

- Magnitude : het is de schijnbare helderheid die ze hebben gezien vanaf de aarde.

- Beweging : de sterren hebben relatieve bewegingen ten opzichte van hun veld, evenals rotatiebeweging.

- Leeftijd : sterren kunnen zo oud zijn als het universum - ongeveer 13,8 miljard jaar - en zo jong als 1 miljard jaar oud.

Hoe ontstaan ​​sterren?

De zon, een van de miljoenen sterren in de Melkweg.

Sterren worden gevormd door de zwaartekracht ineenstorting van enorme wolken van kosmisch gas en stof, waarvan de dichtheid voortdurend fluctueert. Het oorspronkelijke materiaal in deze wolken is moleculaire waterstof en helium, en ook sporen van alle bekende elementen op aarde.

De beweging van de deeltjes waaruit deze enorme hoeveelheid massa verspreid in de ruimte bestaat, is willekeurig. Maar af en toe neemt de dichtheid op een gegeven moment iets toe, waardoor compressie ontstaat.

De druk van het gas heeft de neiging om deze compressie ongedaan te maken, maar de zwaartekracht, die de moleculen naar elkaar trekt, is iets hoger, omdat de deeltjes dichter bij elkaar staan ​​en dit effect dus tegengaat.

Bovendien is de zwaartekracht verantwoordelijk voor een nog grotere massa. En terwijl dit gebeurt, stijgt de temperatuur geleidelijk.

Stel je nu dit condensatieproces voor op grote schaal en met alle beschikbare tijd. De zwaartekracht is radiaal en de aldus gevormde wolk van materie zal een sferische symmetrie hebben. Het wordt een protoster genoemd.

Bovendien is deze stofwolk niet statisch, maar roteert hij snel naarmate het materiaal samentrekt.

Na verloop van tijd zal zich bij zeer hoge temperatuur en enorme druk een kern vormen die de fusiereactor van de ster wordt. Hiervoor is een kritische massa nodig, maar als het gebeurt, bereikt de ster een evenwicht en begint zo als het ware aan zijn volwassen leven.

De massa en de daaropvolgende evolutie van sterren

Het soort reacties dat in de kern kan plaatsvinden, hangt af van de massa die deze aanvankelijk heeft en daarmee de daaropvolgende evolutie van de ster.

Voor massa's van minder dan 0,08 keer de massa van de zon - ongeveer 2 x 10 30 kg - zal de ster zich niet vormen, omdat de kern niet zal ontbranden. Het aldus gevormde voorwerp zal geleidelijk afkoelen en de condensatie zal vertragen, waardoor een bruine dwerg ontstaat.

Aan de andere kant, als de protoster te massief is, zal hij ook niet het noodzakelijke evenwicht bereiken om een ​​ster te worden, dus zal hij gewelddadig instorten.

De theorie van stervorming door gravitationele ineenstorting is te danken aan de Engelse astronoom en kosmoloog James Jeans (1877-1946), die ook de theorie van de stabiele toestand van het universum voorstelde. Tegenwoordig is deze theorie, die stelt dat materie continu wordt gecreëerd, verworpen ten gunste van de oerknaltheorie.

Levenscyclus van sterren

Zoals hierboven uitgelegd, worden sterren gevormd door het condensatieproces van een nevel gemaakt van gas en kosmisch stof.

Dit proces kost tijd. Geschat wordt dat het tussen de 10 en 15 miljoen jaar gebeurt, terwijl de ster zijn uiteindelijke stabiliteit verwerft. Zodra de druk van het expansieve gas en de kracht van de compressieve zwaartekracht in evenwicht zijn, komt de ster in wat de hoofdreeks wordt genoemd.

Volgens zijn massa bevindt de ster zich op een van de lijnen van het Hertzsprung-Russell-diagram of kortweg HR-diagram. Dit is een grafiek die de verschillende lijnen van de evolutie van de sterren laat zien, allemaal gedicteerd door de massa van de ster.

In deze grafiek worden sterren gerangschikt op basis van hun helderheid op basis van hun effectieve temperatuur, zoals hieronder weergegeven:

Figuur 2. HR-diagram, onafhankelijk gemaakt door astronomen Ejnar Hertzsprung en Henry Russell rond 1910. Bron: Wikimedia Commons. DAT.

Stellaire evolutielijnen

De hoofdreeks is het ongeveer diagonale gebied dat door het midden van het diagram loopt. Daar komen op een gegeven moment de nieuw gevormde sterren binnen, volgens hun massa.

De heetste, helderste en zwaarste sterren staan ​​bovenaan en links, terwijl de koelste en kleinste sterren rechtsonder staan.

Massa is de parameter die de evolutie van de sterren bepaalt, zoals meerdere keren is gezegd. Sterker nog, zeer zware sterren verbruiken hun brandstof snel, terwijl kleine, koele sterren, zoals rode dwergen, dit langzamer doen.

Figuur 3. Vergelijking van afmetingen tussen planeten (1 en 2) en sterren (3,4,5 en 6). Bron: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Voor een mens zijn rode dwergen praktisch eeuwig, er zijn nog geen bekende rode dwergen gestorven.

Grenzend aan de hoofdreeks zijn de sterren die door hun evolutie naar andere lijnen zijn verplaatst. Dus boven zijn de gigantische en superreuzensterren, en onder de witte dwergen.

Spectrale typen

Wat van verre sterren tot ons komt, is hun licht, en door de analyse ervan wordt veel informatie verkregen over de aard van de ster. Onderaan het HR-diagram staat een reeks letters die de meest voorkomende spectraaltypen aanduiden:

OBAFGKM

De sterren met de hoogste temperatuur zijn O en de koudste zijn klasse M. Op hun beurt is elk van deze categorieën onderverdeeld in tien verschillende subtypen, waarbij ze worden onderscheiden door een getal van 0 tot 9. Bijvoorbeeld F5, een tussenster tussen F0 en G0.

De classificatie van Morgan Keenan voegt de helderheid van de ster toe aan het spectraaltype, met Romeinse cijfers van I tot V. Op deze manier is onze zon een ster van het G2V-type. Opgemerkt moet worden dat gezien de grote variabiliteit van sterren, er andere classificaties voor zijn.

Elke spectrale klasse heeft een schijnbare kleur, volgens het HR-diagram in de figuur. Het is bij benadering de kleur die een waarnemer zonder instrumenten of hooguit verrekijker zou zien op een zeer donkere en heldere nacht.

Hier is een korte beschrijving van de kenmerken ervan volgens de klassieke spectraaltypen:

Type O

Het zijn blauwe sterren met violette tinten. Ze zijn te vinden in de linkerbovenhoek van het HR-diagram, dat wil zeggen dat ze groot en helder zijn, evenals hoge oppervlaktetemperaturen, tussen 40.000 en 20.000 K.

Voorbeelden van dit type ster zijn Alnitak A, van de gordel van het sterrenbeeld Orion, zichtbaar tijdens de noordelijke winternachten, en Sigma-Orionis in hetzelfde sterrenbeeld.

Figuur 4. De drie sterren van de gordel van Orion. Van links naar rechts Alnitak, Alnilam en Mintaka. Daarnaast, naast Alnitak, de Vlam- en Paardekopnevels. Bron: Wikimedia Commons.

Type B

Ze zijn gemakkelijk te zien met het blote oog. Zijn kleur is witblauw, met oppervlaktetemperaturen tussen 10.000 en 7000 K. Sirius A, een dubbelster in het sterrenbeeld Canis Major, is een ster van het type A, evenals Deneb, de helderste ster in de Zwaan.

Type F

Ze zien er wit uit en neigen naar geel, de oppervlaktetemperatuur is zelfs lager dan die van het vorige type: tussen 7000 en 6000 K. De poolster Polaris uit het sterrenbeeld Ursa Minor behoort tot deze categorie, evenals Canopus, de helderste ster van het sterrenbeeld Carina, zichtbaar ver naar het zuiden van het noordelijk halfrond, tijdens de noordelijke winter.

Typ G

Ze zijn geel en hun temperaturen liggen tussen 6000 en 4800 K. Onze zon valt in deze categorie.

K-type

In principe is het niet eenvoudig om de interne structuur van een ster te achterhalen, aangezien de meeste objecten ver weg zijn.

Dankzij de studie van de zon, de dichtstbijzijnde ster, weten we dat de meeste sterren zijn opgebouwd uit gasvormige lagen met sferische symmetrie, met in het midden een kern waar fusie plaatsvindt. Dit beslaat ongeveer 15% van het totale volume van de ster.

Rondom de kern bevindt zich een laag als een mantel of omhulsel en tenslotte is er de atmosfeer van de ster, waarvan het oppervlak wordt beschouwd als de buitenste limiet. De aard van deze lagen verandert met de tijd en de evolutie die door de ster wordt gevolgd.

In sommige gevallen, op een punt waar waterstof, de belangrijkste nucleaire brandstof, opraakt, zwelt de ster op en drijft dan zijn buitenste lagen de ruimte in, waarbij hij een zogenaamde planetaire nevel vormt, in het midden waarvan de kale kern overblijft. , hierna bekend als een witte dwerg.

Het is precies in de omhulling van de ster, waar het transport van energie van de kern naar de buitenste lagen plaatsvindt.

Figuur 5. De lagen van de zon, de meest bestudeerde ster van allemaal. Bron: Wikimedia Commons.

Soorten sterren

In het gedeelte over spectraaltypen worden de soorten sterren die momenteel bekend zijn, zeer algemeen genoemd. Dit in termen van de kenmerken die zijn ontdekt door de analyse van zijn licht.

Maar tijdens hun evolutie reizen de meeste sterren op de hoofdreeks en verlaten deze ook, in andere takken. Alleen rode dwergsterren blijven hun hele leven in de hoofdreeks.

Er zijn andere soorten sterren die vaak worden genoemd, die we kort beschrijven:

Dwergsterren

Het is een term die wordt gebruikt om zeer verschillende soorten sterren te beschrijven, die aan de andere kant hun kleine formaat gemeen hebben. Sommige sterren worden gevormd met een zeer lage massa, maar andere die met een veel hogere massa zijn geboren, worden tijdens hun leven dwergen.

In feite zijn dwergsterren de meest voorkomende ster in het universum, dus het is de moeite waard om even stil te staan ​​bij hun kenmerken:

Bruine dwergen

Het zijn protosterren waarvan de massa niet genoeg was om de kernreactor te starten die een ster naar de hoofdreeks stuwt. Ze kunnen worden beschouwd als halverwege tussen een gasreuzenplaneet zoals Jupiter en een rode dwergster.

Omdat ze geen stabiele energiebron hebben, zijn ze bestemd om langzaam af te koelen. Een voorbeeld van een bruine dwerg is Luhman 16 in het sterrenbeeld Vela. Maar dit belet niet dat de planeten eromheen draaien, aangezien er tot nu toe verschillende zijn ontdekt.

Rode dwergen

Figuur 6. Vergelijkende grootte tussen de zon, de rode dwerg Gliese 229A, de bruine dwergen Teide 1 en Gliese 229 B en de planeet Jupiter. Bron: NASA via Wikimedia Commons.

Hun massa is klein, minder dan die van de zon, maar hun leven verloopt in de hoofdreeks omdat ze hun brandstof voorzichtig besteden. Om deze reden zijn ze ook kouder, maar ze zijn het meest voorkomende type ster en ook de langste van allemaal.

Witte dwergen

Het is het overblijfsel van een ster dat de hoofdreeks verliet toen de brandstof in zijn kern op was, zwellend tot het een rode reus werd. Hierna werpt de ster zijn buitenste lagen af, verkleint de grootte en laat alleen de kern over, die de witte dwerg is.

Het stadium van de witte dwerg is slechts één fase in de evolutie van alle sterren die geen rode dwergen of blauwe reuzen zijn. De laatstgenoemden, die zo massaal zijn, hebben de neiging hun leven te beëindigen in kolossale explosies die nova of supernova worden genoemd.

De ster IK Pegasi is een voorbeeld van een witte dwerg, een lot dat onze zon over vele miljoenen jaren te wachten staat.

Blauwe dwergen

Het zijn hypothetische sterren, dat wil zeggen dat hun bestaan ​​nog niet is bewezen. Maar er wordt aangenomen dat rode dwergen uiteindelijk veranderen in blauwe dwergen als ze geen brandstof meer hebben.

Zwarte dwergen

Het zijn oeroude witte dwergen die volledig zijn afgekoeld en geen licht meer uitstralen.

Gele en oranje dwergen

Sterren met een massa vergelijkbaar met of kleiner dan die van de zon, maar groter in afmeting en temperatuur dan rode dwergen, worden soms zo genoemd.

Neutronensterren

Dit is de laatste fase in het leven van een superreus, wanneer deze zijn nucleaire brandstof al heeft opgebruikt en een supernova-explosie ondergaat. Door de explosie wordt de kern van de overgebleven ster ongelooflijk compact, tot het punt waarop elektronen en protonen samensmelten tot neutronen.

Een neutronenster is zo, maar zo dicht, dat hij tot twee keer de massa van de zon kan bevatten in een bol met een diameter van ongeveer 10 km. Omdat de straal zo veel is afgenomen, vereist behoud van impulsmoment een hogere rotatiesnelheid.

Vanwege hun grootte worden ze gedetecteerd door de intense straling die ze uitzenden in de vorm van een bundel die snel naast de ster roteert en zo een zogenaamde pulsar vormt.

Voorbeelden van sterren

Hoewel sterren kenmerken gemeen hebben, zoals bij levende wezens, is de variabiliteit enorm. Zoals we hebben gezien, zijn er gigantische en superreuzen, dwergen, neutronen, variabelen, met een grote massa, van enorme afmetingen, dichterbij en verder weg:

-De helderste ster aan de nachtelijke hemel is Sirius, in het sterrenbeeld Canis Major.

Figuur 7. Sirius, in het sterrenbeeld Canis Major, op ongeveer 8 lichtjaar afstand, is de helderste ster aan de nachtelijke hemel. Bron: Pixabay.

-Próxima Centauri is de ster die het dichtst bij de zon staat.

-De helderste ster zijn, betekent niet dat je de meest lichtgevende ster bent, want afstand telt veel. De meest lichtgevende ster die we kennen is ook de meest massieve: R136a1 behorende tot de Grote Magelhaense Wolk.

-De massa van R136a1 is 265 keer de massa van de zon.

-De ster met de grootste massa is niet altijd de grootste. De grootste ster tot nu toe is UY Scuti in het sterrenbeeld Schild. De straal is ongeveer 1708 keer groter dan de straal van de zon (de straal van de zon is 6,96 x 108 meter).

-De snelste ster tot nu toe was US 708, die beweegt met 1200 km / s, maar onlangs werd een andere ster ontdekt die deze overtreft: S5-HVS1 van het sterrenbeeld Crane, met een snelheid van 1700 km / s. Aangenomen wordt dat de boosdoener het superzware zwarte gat Boogschutter A is, in het centrum van de Melkweg.

Referenties

1. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2e. Editie. Pearson.
2. Costa, C. Een weggelopen ster die uit de duisternis van het galactische hart is geworpen. Hersteld van: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Basic Notes on Astronomy, uitgegeven door de Universiteit van Córdoba, Argentinië.
4. Jaschek, C. 1983. Astrophysics, uitgegeven door de OAS.
5. Martínez, D. De stellaire evolutie. Vaeliada. Hersteld van: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redactioneel Reverté.
7. Spaanse Vereniging voor Astronomie. 2009. 100 astronomische concepten. Edycom SL
8. UNAM. Hoge energie-astronomie. Neutronensterren. Hersteld van: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Sterrenclassificatie. Hersteld van: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Ster. Hersteld van: es.wikipedia.org.