Ster

’n Ster is ’n swaar, helder bol plasma wat deur swaartekrag byeengehou word. Die naaste ster aan die Aarde is die Son, wat die bron is van die grootste deel van die energie op die planeet. Talle ander sterre is snags van die Aarde af sigbaar as hulle nie deur atmosferiese verskynsels verberg word nie. Hulle lyk soos ’n magdom klein ligpunte weens hul geweldige afstand. Die meeste duidelik waarneembare sterre is histories gegroepeer in sterrebeelde en asterismes, en die helderste sterre het alledaagse name gekry. Sterrekundiges het oor die eeue heen verskeie katalogusse saamgestel wat gestandaardiseerde name aan die sterre gee.

Vir die grootste deel van sy bestaan skyn ’n ster vanweë die kernfusie van waterstof tot helium in sy kern – dit laat energie vry wat deur die binnekant van die ster beweeg en daarna na die buitenste ruim uitgestraal word. Wanneer ’n ster se waterstof byna op is en hy groot genoeg is, word natuurlike elemente swaarder as helium gevorm, óf deur ster-nukleosintese tydens sy bestaan óf deur supernova-nukleosintese wanneer ’n baie swaar ster ontplof. Sterrekundiges kan die massa, ouderdom, metaalinhoud (chemiese samestelling) en baie ander eienskappe van ’n ster vasstel deur sy beweging deur die ruimte, ligsterkte en spektrum onderskeidelik. Die totale massa van ’n ster bepaal sy evolusie en wat aan die einde van sy leeftyd daarmee gebeur. Ander eienskappe van ’n ster word bepaal deur sy evolusiegeskiedenis, soos sy deursnee, rotasie, beweging en temperatuur. Met ’n grafiek van die temperatuur van sterre teenoor hul ligsterkte, bekend as ’n Hertzsprung-Russell-diagram (HR-diagram), kan die ouderdom en evolusiefase van ’n ster bepaal word.

Sterre word gevorm uit wolke van hoofsaaklik waterstof, met ook helium en klein hoeveelhede swaarder elemente. Wanneer die ster se kern dig genoeg geword het, word waterstof in helium omgesit deur kernfusie, en energie word in die proses vrygestel. Die res van die ster se binnekant gelei energie weg van die kern deur ’n kombinasie van stralings- en konveksieprosesse. Die ster se interne druk voorkom dat dit onder sy eie swaartekrag instort. Wanneer al die waterstof by die kern opgebruik is, sit ’n ster met ’n gemiddelde massa soos die Son uit en word ’n rooireus. In swaarder sterre vind die samesmelting van swaarder elemente plaas by die kern of in lae om die kern. Die ster ontwikkel dan tot ’n gedegenereerde vorm en laat ’n deel van sy materie in die interstellêre omgewing vry, waar dit ’n nuwe generasie sterre sal vorm met ’n groter verhouding van swaar elemente. Intussen word die kern ’n steroorblyfsel: ’n witdwerg, neutronster of, as sy massa groot genoeg is, ’n swartkolk.

Dubbel- en veelvoudige sterstelsels bestaan uit twee of meer sterre wat verbind word deur hul swaartekrag en gewoonlik in ’n stabiele baan om mekaar wentel. Wanneer twee sulke sterre baie na aan mekaar lê, kan hul swaartekrag-interaksie ’n groot invloed op hul evolusie hê. Sterre kan deel vorm van ’n baie groter swaartekraggebonde struktuur, soos ’n sterreswerm of sterrestelsel.

Waarneming deur die eeue 

Sterre was nog altyd baie belangrik vir beskawings oor die hele wêreld. Hulle is gebruik vir godsdienspraktyke, navigasie en oriëntasie. Baie antieke sterrekundiges het geglo die sterre lê in vasgestelde posisies aan die hemelsfeer. Hulle het groepe sterre in sterrebeelde gegroepeer en hulle gebruik om die beweging van die planete en die Son te volg. Die beweging van die Son teen die agtergrondsterre (en die horison) is gebruik om kalenders te skep wat vir landboudoeleindes gebruik kon word. Die Gregoriaanse kalender, wat vandag feitlik oral ter wêreld gebruik word, is ’n sonkalender gebaseer op die hoek van die Aarde se rotasie-as met betrekking tot die Son.

Die oudste akkurate sterkaart is in 1534 v.C. in die Antieke Egiptiese sterrekunde geskep. Die vroegste bekende katalogusse is in die laat 2de millennium v.C. deur die Antieke Babiloniese sterrekundiges van Mesopotamië saamgestel.

Die eerste sterkatalogus in die Griekse sterrekunde is in 300 v.C. deur Aristillus saamgestel met die hulp van Timocharis. Die sterkatalogus van Hipparchos (2de eeu v.C.) het 1 020 sterre bevat en is gebruik om Ptolemaeus se sterkatalogus saam te stel. Hipparchos is ook bekend vir die ontdekking van die eerste aangetekende "nova" (nuwe ster). Baie van die sterre en sterrebeelde se name wat vandag gebruik word, kom uit die Griekse sterrekunde.

Ondanks die skynbare onveranderlikheid van die lugruim was die Chinese bewus van die feit dat nuwe sterre gevorm kan word. In 185 n.C. was hulle die eerste sterrekundiges wat ’n supernova gesien en aangeteken het. Dit is nou bekend as die SN 185. Die helderste gebeurtenis in die ruimte sover bekend was die supernova SN 1006, wat in 1006 gesien is en deur die Egiptiese sterrekundige Ali ibn Ridwan en verskeie Chinese sterrekundiges beskryf is. Die supernova SN 1054, waaruit die Krap-newel ontstaan het, is ook deur Chinese en Islamitiese sterrekundiges waargeneem.

Middeleeuse Islamitiese sterrekundiges het Arabiese name aan baie sterre gegee wat vandag nog gebruik word, en hulle het verskeie instrumente ontwerp waarmee die posisie van die sterre vasgestel kon word. Hulle het ook verskeie sterkatalogusse opgestel, soos die Boek van die Sterre (964) deur die Persiese sterrekundige Abd al-Rahman al-Soefi, wat verskeie sterre, sterreswerms en sterrestelsels (onder meer die Andromeda-sterrestelsel) waargeneem het. Volgens A. Zahoor het die Persiese geleerde Abu Rayhan Biruni die Melkweg beskryf as talle fragmente wat die eienskappe van newelagtige sterre het. Hy het ook die breedtegraad van verskeie sterre tydens ’n maansverduistering in 1019 bepaal.

Vroeë Europese sterrekundiges soos Tycho Brahe het nuwe sterre (later novas genoem) geïdentifiseer en afgelei dat die lugruim nie onveranderlik is nie. In 1584 het Giordano Bruno sommige vroeëre sterrekundiges se mening gedeel dat die sterre soos die Son is en dat van hulle eksoplanete, waarskynlik soortgelyk aan die Aarde, kan hê wat om hulle wentel. Teen die volgende eeu het sterrekundiges konsensus bereik dat die sterre nes die Son is. Om te verduidelik hoekom die sterre nie ’n swaartekraginvloed op die Sonnestelsel uitoefen nie, het Isaac Newton voorgestel dat die sterre eweredig na alle kante toe versprei is.

Edmond Halley het die eerste meting van die eiebeweging van twee nabygeleë sterre gepubliseer en gewys dat hulle van posisie verander het sedert die tyd van die Antieke Griekse sterrekundiges Ptolemaeus en Hipparchos.

William Herschel was die eerste sterrekundige wat probeer het om die verspreiding van sterre te bepaal. In die 1780's het hy die sterre in ’n reeks metings in 600 verskillende rigtings getel en afgelei dat die getal sterre toeneem in ’n spesifieke rigting, dié van die Melkweg se kern. Sy seun John Herschel het sy studie in die Suidelike Halfrond herhaal en ’n soortgelyke toename in dieselfde rigting ontdek. William Herschel het ook onder meer vasgestel dat sommige sterre nie net lyk of hulle naby mekaar lê nie, maar dat hulle fisieke metgeselle is wat dubbelsterstelsels vorm.

Die weg na sterspektroskopie is gebaan deur Joseph von Fraunhofer en Angelo Secchi. Deur die spektrum van sterre soos Sirius met dié van die Son te vergelyk, het hulle verskille ontdek in die sterkte en hoeveelheid absorpsielyne – die donker lyne in ’n sterspektrum vanweë die absorpsie van spesifieke frekwensies deur die atmosfeer. In 1865 het Secchi begin om sterre volgens spektraalklasse te klassifiseer. Die moderne manier van sterreklassifikasie is egter in die 1900's deur Annie Cannon gevestig.

Die eerste direkte meting van ’n ster se afstand (dié van 61 Cygni op 11,4 ligjare) is in 1838 deur Friedrich Bessel gedoen deur middel van die parallaks-tegniek. In die 19de eeu het die bestudering van dubbelsterre toegeneem. In 1834 het Bessel veranderinge in die eiebeweging van die ster Sirius opgemerk en voorgestel dit het ’n versteekte metgesel. Edward Pickering het in 1899 die eerste spektroskopiese dubbelster ontdek toe hy die periodieke splitsing van die ster Mizar se spektraallyne oor ’n periode van 104 dae waarneem. Gedetailleerde waarnemings van baie dubbelsterre is gedoen deur sterrekundiges soos William Struve en S.W. Burnham, en so kon die massa van sterre vasgestel word uit die berekenings van hul wentelbane. ’n Oplossing vir die probleem om ’n wentelbaan van dubbelsterre af te lei van teleskopiese waarnemings, is in 1827 deur Felix Savary gevind.

In die 20ste eeu het die wetenskaplike bestudering van sterre met rasse skrede vooruitgegaan. Foto's het waardevolle sterrekundige instrumente geword. Karl Schwarzschild het ontdek dat die kleur van ’n ster, en dus sy temperatuur, vasgestel kan word deur die skynbare magnitude te vergelyk met die fotografiese magnitude. In 1921 het Albert Michelson vir die eerste keer die deursnee van ’n ster gemeet met ’n interferometer.

Belangrike werk oor die fisiese struktuur van sterre is in die eerste dekades van die 20ste eeu gedoen. In 1913 is die Hertzsprung-Russell-diagram ontwikkel. Suksesvolle modelle is ontwikkel om die binnekant van sterre en ster-evolusie te verduidelik. Cecilia Payne-Gaposchkin het in 1925 in haar Ph.D.-tesis eerste voorgestel dat sterre hoofsaaklik uit waterstof en helium bestaan. Die spektrum van sterre is beter verstaan danksy ontwikkelings in kwantumfisika. Daardeur kon die chemiese samestelling van die steratmosfeer bepaal word.

Met die uitsondering van supernovas, is individuele sterre hoofsaaklik in die Plaaslike Groep sterrestelsels bestudeer, veral in die sigbare deel van die Melkweg (soos gesien kan word in die gedetailleerde sterkatalogusse wat beskikbaar is vir ons sterrestelsel). Sommige sterre in die sterrestelsel M100 van die Virgo-sterrestelselswerm, sowat 100 miljoen ligjare van die Aarde af, is egter ook bestudeer. In die Lokale Superswerm is dit moontlik om sterreswerms te sien, en huidige teleskope kan in beginsel dowwe individuele sterre in die Lokale Groep sien, maar buite die Lokale Superswerm is nog geen individuele sterre waargeneem nie.

Naamgewing 

Die konsep van sterrebeelde het al in die Babiloniese tyd bestaan. Antieke sterrekykers het patrone in die sterre gesien en hulle het dié patrone verbind met sekere aspekte van die natuur en hul mites. Twaalf van dié patrone of sterrebeelde lê al langs die sonnebaan (of diereriem) en hulle het die tekens van sterrevoorspelling geword. Baie van die helder individuele sterre het ook name gekry, veral Arabiese en Latynse name.

Die Antieke Grieke het sommige "sterre", nou bekend as planete (van die Griekse woord πλανήτης, wat "wandelaar" beteken), verbind met belangrike gode. Die planete Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus het so hul name gekry. (Uranus en Neptunus het ook gode se name, maar hulle was nie in die antieke tyd bekend nie omdat hulle so dof is en hulle het hul name later gekry.)

Omstreeks 1600 is die name van die sterrebeelde gebruik om vir individuele sterre in die ooreenstemmende gebiede name te gee. Die Duitse sterrekundige Johann Bayer het ’n reeks sterkaarte geskep en Griekse letters saam met die genitiewe vorm van die spesifieke sterrebeeld se Latynse naam gebruik as name vir die sterre (bv. Alpha Centauri, ook geskryf α Centauri of α Cen). Dit is bekend as Bayer-name. Later is ’n numeringstelsel, wat op die regte klimming van die sterre geskoei is, bygevoeg in John Flamsteed se sterkatalogus (bv. 61 Cygni). Dit het bekend geword as Flamsteed-name.

Soms word sterre in nuwe katalogusse onder ander name opgeneem om die name in die katalogus eenvormig te hou. Dit kry dan gewoonlik ’n spesifieke voorvoegsel, gevolg deur ’n nommer. So het Alpha Centauri A byvoorbeeld ook die name GJ 559A (Gliese-Jahreiß-katalogus), HD 128620 (Henry Draper-katalogus), HIP 71683 (Hipparcos-katalogus) ens.

Die Internasionale Astronomiese Unie (IAU) is die enigste erkende liggaam wat name aan hemelliggame kan gee. Sommige private maatskappye verkoop stername, maar dit word nie deur die IAU erken of gebruik nie.

Meeteenhede 
Hoewel sterparameters uitgedruk kan word in die metrieke stelsel, is dit gewoonlik geriefliker om massa, ligsterkte en radius in eenhede uit te druk wat op die Son se eienskappe gebaseer is:

 {|
| sonmassa:
|  = 
|-
| sonligsterkte:
|  = 
|-
| sonradius:
|  = 
|}

Lang afstande soos ’n groot ster se radius of tussen dubbelsterre word dikwels uitgedruk in terme van astronomiese eenhede (AE) – 1 AE is min of meer die gemiddelde afstand tussen die Aarde en die Son (150 miljoen km).

Vorming en evolusie 
Sterre word gevorm in gebiede waar die digtheid van die interstellêre medium hoër is. Sulke gebiede word molekulêre wolke genoem en bestaan hoofsaaklik uit waterstof, met sowat 23–28% helium en ’n paar persent swaarder elemente. ’n Voorbeeld van so ’n stervormende gebied is die Orion-newel.

As swaar sterre uit die wolke vorm, word die res van die wolk weggedryf. Hulle ioniseer ook die waterstof en so word ’n H II-gebied gevorm.

Protosterre 

Stervorming begin wanneer die swaartekrag van die molekulêre wolk onstabiel raak weens skokgolwe van nabygeleë supernovas (massiewe sterontploffings) of weens die botsing van verskillende molekulêre wolke of sterrestelsels. Wanneer die gebied ’n voldoende digtheid bereik, begin dit onder sy eie swaartekrag instort.

Terwyl dit gebeur, word individuele ophopings van digte stof en gas gevorm. Wanneer die ophopings instort en die digtheid toeneem, word die swaartekragenergie omgesit in hitte, en die temperatuur styg. Wanneer die protoster-wolk min of meer die stabiele toestand van hidrostatiese ewewig bereik het, word ’n protoster by die kern gevorm. Die instorting duur sowat 10-15 miljoen jaar. Hierdie voor-hoofreekssterre word dikwels omring deur ’n protoplanetêre skyf.

Vroeë sterre van minder as 2 sonmassas word T Tauri-sterre genoem en dié met ’n groter massa Herbig Ae/Be-sterre. Hierdie nuwe sterre skiet strale gas uit met hul rotasie-as langs, wat die draaimomentum van die instortende ster verminder en klein kolle newelagtigheid tot gevolg het. Hierdie strale, tesame met uitstralings van nabygeleë swaar sterre, kan help om die omringende wolk waarin die ster gevorm is, weg te dryf.

Hoofreeksfase 

Tydens 90% van ’n ster se bestaan sit hy waterstof in helium om vanweë kernfusie. Sulke sterre word hoofreekssterre of dwergsterre genoem. Die hoeveelheid helium in ’n ster se kern sal mettertyd toeneem, so ook die tempo van kernfusie en die ster se temperatuur en ligsterkte. Daar word byvoorbeeld geraam dat die Son se ligsterkte met sowat 40% toegeneem het sedert dit 4,6 miljard (4,6 × 109) jaar gelede ’n hoofreeksster geword het.

Elke ster ontwikkel ’n sterwind van deeltjies wat veroorsaak dat gas voortdurend na die ruimte uitvloei. Vir die meeste sterre is die hoeveelheid massa wat hulle so verloor nietig. Die Son verloor jaarliks 10−14 sonmassas, of sowat 0,01% van sy totale massa oor sy hele bestaan. Baie swaar sterre kan egter 10−7 tot 10−5 sonmassas per jaar verloor, en dit beïnvloed hul evolusie in ’n groot mate. Sterre wat aanvanklik meer as 50 sonmassas is, kan in die tyd dat hulle ’n hoofreeksster is, meer as die helfte van hul totale massa verloor.

Hoe lank ’n ster in die hoofreeks bly, hang grootliks af van die hoeveelheid gas wat dit het vir kernfusie en die tempo waarteen dit die gas opgebruik, dus sy aanvanklike massa en ligsterkte. Die Son se leeftyd word op sowat 10 miljard jaar gereken. Swaar sterre gebruik hul gas vinniger op en hul leeftyd is dus korter. Kleiner sterre van minder as 0,25 sonmassas (rooidwerge) kan feitlik hul hele massa as brandstof gebruik, terwyl sterre van sowat 1 sonmassa net sowat 10% van hul massa kan gebruik. Daarom kan sterre van sowat 0,25 sonmassa sowat ’n biljoen (1012) jaar lank bestaan volgens berekeninge vir ster-evolusie, terwyl sterre van 0,08 sonmassas se leeftyd sowat 12 biljoen jaar is.

Benewens massa kan elemente swaarder as helium ’n belangrike rol speel in die evolusie van sterre. In sterrekunde word al sulke elemente metale genoem. Die metaalinhoud (dus chemiese samestelling) het ’n invloed op die tyd waarin ’n ster sy brandstof verbrand, beheer die vorming van magneetvelde en verander die sterkte van die sterwind. Ouer populasie II-sterre het aansienlik minder metale as die nuwer populasie I-sterre vanweë die samestelling van die molekulêre wolk waaruit hulle ontstaan het. Hierdie wolke word mettertyd metaalryker namate ouer sterre aan die einde van hul leeftyd dele van hul atmosfeer afskud.

Ná die hoofreeksfase 
Wat met ’n ster aan die einde van sy leeftyd gebeur, hang van sy aanvanklike massa af.

Gemiddelde massa 
Wanneer ’n hoofreeksster ’n massa van sowat 0,3 M☉ tot 8 M☉ het, ontwikkel hy in ’n rooireus. Sy hoofreeksfase eindig wanneer feitlik al die waterstof in sy kern opgebruik is. Kernreaksies in die kern stop en die kern begin krimp onder sy swaartekrag. Dit verhit ’n laag net buite die kern, waar nog waterstof oor is, en waterstoffusie word in dié laag voortgesit. Die hoër temperatuur lei tot ’n verhoogde reaksietempo, en dit vervaardig genoeg energie dat die ster se ligsterkte met ’n faktor van 1 000 – 10  000 toeneem. Die buitenste lae van die ster sit baie uit en so begin die rooireusfase. Vanweë die uitsetting van die buitenste lae word die energie wat in die kern vervaardig word, oor ’n baie groter oppervlak versprei, en dit veroorsaak ’n laer oppervlaktemperatuur, vandaar die rooi (eintlik oranje) kleur van sulke sterre.

Wat hierna gebeur, hang weer eens van die massa af. Die Son en rooireuse met ’n massa van minder as 2 M☉ se kern sal dig genoeg word dat die druk van binne sal voorkom dat die kern verder krimp. Die kern sal al hoe warmer word totdat dit ’n temperatuur van sowat 108 K bereik – dis warm genoeg sodat die helium in die kern kan begin saamsmelt om koolstof te vorm. Die ster is dan nie meer ’n rooireus nie. Wanneer die ster al die helium in sy kern opgebruik het, duur die fusie voort in ’n laag om die warm kern van koolstof en suurstof. Die ster volg dan ’n evolusie wat ooreenstem met die oorspronklike rooireusfase, maar teen ’n hoër oppervlaktemperatuur.

Die kern van ’n ster met ’n gemiddelde massa sal nie warm genoeg word om koolstoffusie te begin nie en die ster sal sy buitenste lae wegstoot om ’n planetêre newel te vorm. Sy kern sal nou ontbloot wees en dit sal ’n witdwergster word. Die massa is nie groot genoeg dat verdere krimping kan plaasvind nie. Witdwerge sal oor ’n lang tydperk eindelik ontwikkel tot hipotetiese swartdwerge.

Sterre met ’n massa van tussen sowat 0,2 M☉ en 0,5 M☉ se kern sal nie warm genoeg word om heliumfusie te begin nie. Hulle sal hul buitenste lae wegstoot en ’n witdwerg word sonder om helium te verbrand.

Klein massa 
’n Ster met ’n baie klein massa sal biljoene jare lank sy waterstof verbrand en later ook warmer en helderder word, maar nooit tot ’n rooireus ontwikkel nie. Dit sal eindelik koeler en dowwer word.

Groot massa 

Sterre met ’n baie groot massa ontwikkel in superreusesterre. Weens hul groot massa is hul leeftyd baie kort – tussen ’n paar honderdduisend en sowat 30 miljoen jaar.

Wanneer die waterstof in hul kern opgebruik is, sit hulle uit nes sterre van medium grootte. Anders as laasgenoemde sterre, kan hulle elemente swaarder as helium verbrand. Hulle stoot dus nie hul buitenste lae weg as die helium op is nie en verloor nie genoeg massa om ’n witdwerg te word nie.

Wanneer die helium in die kern opgebruik is, krimp dit totdat die temperatuur en druk groot genoeg is dat koolstof-fusie kan plaasvind. Daarna vind die fusie van neon, suurstof en silikon plaas. Naby die einde van die ster se leeftyd word fusie voortgesit in ’n reeks lae (soos in ’n ui) in die ster. In elke laag vind die samesmelting van ’n ander element plaas – die buitenste laag is waterstof, gevolg deur helium ens.

Die laaste fase word bereik wanneer die ster yster in sy kern begin vervaardig. Aangesien ysterkerns ’n sterker binding het as enige swaarder kerns, sal enige fusie verder as yster geen energie vrystel nie; inteendeel, die proses sal energie gebruik. Net so, omdat hulle ’n sterker binding het as alle ligter kerns, sal energie nie vrygestel word deur splyting nie. Samesmelting duur voort totdat die ysterkern so groot is dat dit nie meer sy eie massa kan dra nie en eindelik instort. Die skok van die skielike instorting veroorsaak dat die res van die ster ontplof in ’n supernova. Supernovas is so helder dat hulle vir ’n kort rukkie helderder kan wees as die hele sterrestelsel waarin die ster lê.

Die grootste deel van die ster word weggeblaas deur die ontploffing, en newels soos die Krap-newel word gevorm. Dit wat van die ster oorbly, sal ’n neutronster word of, in die geval van die grootste sterre (groot genoeg dat die steroorblyfsel ’n massa van rofweg 4 M☉ het), ’n swartkolk.

Die buitenste lae van die ster wat weggeblaas is, bevat swaar elemente wat weer in nuwe sterre opgeneem kan word. Dié swaar elemente maak ook die vorming van rotsagtige planete moontlik. Supernovas en sterwinde speel ’n belangrike rol in die vorming van die interstellêre medium.

Verspreiding 

Sterre kom nie net individueel voor nie, maar ook in swaartekraggebonde groepe. Die mees algemene stelsel met meer as een ster is ’n dubbelster, maar veelvoudige sterstelsels met drie of meer sterre kom ook voor. Om redes van stabiliteit groepeer sulke sterre hulle gewoonlik in hiërargiese stelle van dubbelsterre wat om mekaar wentel. Groter groepe bekend as sterreswerms word ook aangetref. Hulle wissel van los sterverbindings met net ’n paar sterre tot enorme bolswerms met honderdduisende sterre.

Daar is lank aangeneem dat die meeste sterre in veelvoudige, swaartekraggebonde stelsels voorkom. Dit geld veral vir Klas O- en Klas B-sterre met ’n groot massa – daar word geglo 80% van hulle is deel van stelsels met meer as een ster. Hoe kleiner die sterre, hoe kleiner is die kans egter dat hulle in so ’n stelsels voorkom. Net 25% van alle rooidwerge het sover bekend metgeselle. Aangesien 85% van alle sterre rooidwerge is, is die meeste sterre in die Melkweg waarskynlik enkelsterre.

Sterre is nie eweredig oor die heelal versprei nie, maar kom voor in sterrestelsels saam met gas en stof. ’n Tipiese sterrestelsel bevat honderdmiljarde sterre en daar is meer as 100 miljard sterrestelsels in die sigbare heelal. In ’n sterretelling in 2010 is geskat dat daar 300 sekstiljoen () sterre in die sigbare heelal is.

Hoewel meestal geglo word dat sterre net in sterrestelsels voorkom, is intergalaktiese sterre al ontdek.

Die naaste ster aan die Aarde buiten die Son is Proxima Centauri, wat sowat 39,9 biljoen kilometer of 4,2 ligjare weg is. Teen die wentelspoed van die Space Shuttle (8 km per sekonde of 30 000 km per uur), sal dit sowat 150 000 jaar duur om dit te bereik. Sulke afstande is tipies in ’n galaktiese skyf, soos dié waarin die Sonnestelsel hom bevind. Sterre kan baie nader aan mekaar wees in die middel van ’n sterrestelsel en in ’n bolswerm, of baie verder in ’n galaktiese halo.

Vanweë die relatief groot afstande tussen sterre buite die galaktiese kern is botsings tussen sterre waarskynlik seldsaam. In digter gebiede soos die kern van ’n sterrestelsel kan dit meer dikwels voorkom. Sulke botsings kan blou dwaalsterre tot gevolg hê. Hierdie ongewone sterre het ’n hoër oppervlaktemperatuur as ander hoofreekssterre in die swerm met dieselfde ligsterkte.

Eienskappe 
Feitlik alle eienskappe van ’n ster word bepaal deur sy aanvanklike massa, ook sy ligsterkte, grootte, evolusie, leeftyd en eindelike lot.

Ouderdom 
Die meeste sterre is tussen 1 miljard en 10 miljard jaar oud. Sommige sterre kan dalk selfs byna 13,7 miljard jaar oud wees, wat sover bekend die ouderdom van die heelal is. Die oudste ster wat nog ontdek is, HE 1523-0901, is na raming 13,2 miljard jaar oud.

Hoe groter die massa van ’n ster, hoe korter is sy leeftyd – hoofsaaklik weens die groot druk op sy kern, wat veroorsaak dat dit waterstof vinniger verbrand. Die sterre met die grootste massa se leeftyd is ’n paar miljoen jaar, terwyl sterre met die kleinste massa, rooidwerge, hul brandstof stadig verbrand en tot honderdmiljarde jare oud kan word.

Chemiese samestelling 
Wanneer sterre tans in die Melkweg vorm, bestaan hulle uit sowat 71% waterstof en 27% helium, met ’n klein deeltjie swaarder elemente. Die hoeveelheid swaar elemente word tipies gemeet in terme van die ysterinhoud van die ster se atmosfeer, aangesien yster die algemeenste element is en sy absorpsielyne relatief maklik is om te meet. Omdat stellêre wolke waaruit sterre gevorm word, algaande verryk word met swaarder element van supernova-ontploffings, kan ’n meting van die ster se metaalinhoud gebruik word om vas te stel hoe oud dit is. Die verhouding van swaarder elemente kan ook ’n aanduiding wees van die moontlikheid van die bestaan van eksoplanete.

Die ster met die laagste ysterinhoud wat ooit gemeet is, is die dwerg HE1327-2326, met net 1/200 000ste van die Son se ysterinhoud. Daarenteen het die metaalryke ster Mu Leonis byna dubbel soveel yster as die Son, terwyl die ster 14 Herculis, wat ’n planeet het, byna drie keer soveel yster as die Son het.

Deursnee 

Omdat sterre so ver van die Aarde af is, lyk hulle almal, buiten die Son, vir die menslike oog soos ligpunte wat flikker vanweë die Aarde se atmosfeer. Die ster met die grootste skynbare grootte benewens die Son is R Doradus, met ’n hoekdeursnee van net 0,057 boogsekonde.

Die skywe van die meeste sterre is te klein om met teleskope van die Aarde af te sien en interferometer-teleskope is dus nodig om foto's van hulle te neem. Nog ’n manier om die hoekgrootte van sterre te meet is met okkultasie (verduistering). Deur die verskil in helderheid te meet wanneer dit deur die maan verduister word of wanneer dit daarna weer verskyn, kan die ster se hoekdeursnee bereken word.

Sterre se grootte kan wissel van neutronsterre, waarvan die deursnee tussen 20 en 40 km kan wees, tot superreuse soos Betelgeuse in die sterrebeeld Jagter, wat ’n deursnee van sowat 650 keer dié van die Son het – sowat 900 000 000 km. Betelgeuse het egter ’n baie laer digtheid as die Son.

Kinematika 

Die beweging van ’n ster met betrekking tot die Son kan nuttige inligting verskaf oor die oorsprong en ouderdom van die ster, sowel as die struktuur en evolusie van die omliggende sterrestelsel. Die beweging van sterre kan dui op die radiale snelheid na of weg van die Son, of die booghoek waarteen dit beweeg (sy eiebeweging).

Radiale snelheid word gemeet deur die Doppler-verskuiwing van die ster se spektraallyne en word aangedui in km/s. Die eiebeweging word vasgestel deur die meting daarvan in milli-boogsekondes per jaar. Deur die parallaks van ’n ster vas te stel, kan die eiebeweging omreken word in eenhede van snelheid. Sterre met ’n hoë eiebeweging is geneig om relatief naby aan die Son te wees, en dit maak dit maklik om hul parallaks te meet.

Wanneer albei snelhede bekend is, kan die ruimtesnelheid, of die werklike snelheid met betrekking tot die Son, bereken word. Onder nabygeleë sterre het populasie I-sterre gewoonlik laer snelhede as die ouer populasie II-sterre.

Die vergelyking van die kinematika van nabygeleë sterre het ook gelei tot die identifikasie van sterverbindings. Dit is waarskynlik groepe sterre met ’n gemeenskaplike punt van oorsprong in reausagtige molekulêre wolke.

Magneetveld 
Die magneetveld van ’n ster word gevorm in dele van die binnekant waar konveksiesirkulasie plaasvind. Die sterkte van die veld wissel na gelang van die massa en samestelling van die ster, en die hoeveelheid magnetiese aktiwiteit op die oppervlak hang af van die ster se rotasiesnelheid. Hierdie oppervlakaktiwiteit veroorsaak stervlekke, gebiede van sterk magneetveld en ondernormale oppervlaktemperature. Steropvlammings is uitbarstings van hoë-energie-deeltjies wat ontstaan vanweë dieselfde magnetiese aktiwiteit.

Jong, vinnig draaiende sterre neig om ’n groot mate van oppervlakaktiwiteit te hê vanweë hul magneetveld. Die magneetveld kan op die ster se sterwind inwerk en as ’n rem dien sodat die rotasiesnelheid afneem namate die ster ouer word. Ouer sterre soos die Son het ’n baie laer rotasiesnelheid en ’n kleiner mate van oppervlakaktiwiteit.

Massa 

Een van die sterre met die grootste massa sover bekend is Eta Carinae, – sowat 100–150 keer dié van die Son. Dit sal ’n leeftyd van hoogstens ’n paar miljoen jaar hê. ’n Studie van die Arches-swerm dui daarop dat 150 sonmassas tans die limiet is vir sterre in die heelal. Die rede vir hierdie beperking is nie heeltemal seker nie, maar dit is deels vanweë die Eddington-ligsterkte wat die maksimum ligsterkte bepaal wat deur die atmosfeer van ’n ster kan beweeg sonder dat die gasse die ruimte ingeskiet word. Vir ’n ster met die naam R136a1 in die sterreswerm RMC 136a is ’n massa van 265 sonmassas egter gemeet, wat dié beperking in twyfel trek. Volgens ’n studie is die sterre met ’n groter sonmassa as 150 in die swerm R136 gevorm deur die botsing en samesmelting van sterre met ’n groot massa in dubbelsterstelsels.

Die eerste sterre wat ná die Groot Knal gevorm het, het dalk massas van tot 300 sonmassas of meer gehad vanweë die algehele afwesigheid van elemente swaarder as litium in hul samestelling. Hierdie generasie van supermassiewe populasie III-sterre kom egter nie meer voor nie en hul bestaan is tans net teoreties.

Met ’n massa van net 93 keer dié van Jupiter is AB Doradus C, ’n metgesel van AB Doradus A, die kleinste ster bekend wat kernfusie in sy kern ondergaan. Die teoretiese minimum massa wat ’n ster met dieselfde metaalinhoud as die Son kan hê om steeds kernfusie in sy kern te ondergaan, is sowat 75 Jupiter-massas. As die metaalinhoud egter baie laag is, kan die minimum grootte van ’n ster sowat 8,3% van die Son se massa of sowat 87 Jupiter-massas wees, volgens ’n onlangse studie van die dofste sterre. Kleiner liggame wat bruindwerge genoem word, lê in ’n grys gebied tussen sterre en gasreuse.

’n Ster se radius en massa bepaal die oppervlakswaartekrag. Reusesterre het ’n baie laer oppervlakswaartekrag as hoofreekssterre, terwyl die teenoorgestelde waar is vir kompakte sterre soos witdwerge. Die oppervlakswaartekrag kan die voorkoms van die ster se spektrum beïnvloed: ’n hoër swaartekrag kan breër absorpsielyne veroorsaak.

Rotasie 
Die rotasiesnelheid van sterre kan gemeet word deur spektroskopiese meting, of meer presies bepaal word deur die volging van die rotasietempo van stervlekke (soortgelyk aan sonvlekke). Jong sterre kan ’n rotasiesnelheid van meer as 100 km/s by die ewenaar hê. Die Klas B-ster Achernar het byvoorbeeld ’n rotasiesnelheid by sy ewenaar van sowat 225 km/s of meer, en dit het dus ’n ewenaardeursnee van meer as 50% die afstand tussen sy pole. Dié rotasiespoed is net onder die kritieke 300 km/s-limiet waar ’n ster uitmekaar sou spat. In teenstelling hiermee roteer die Son net een keer elke 25-35 dae, met ’n ewenaarsnelheid van minder as 2 km/s. ’n Ster in die hoofreeks se magneetveld en sterwind verminder die rotasiesnelheid aansienlik.

Temperatuur 
Die oppervlaktemperatuur van ’n hoofreeksster word bepaal deur die tempo van energievervaardiging in sy kern asook sy radius, en word dikwels geskat vanaf sy kleurindeks. Dit word gewoonlik aangegee as die effektiewe temperatuur, wat die temperatuur is van ’n geïdealiseerde swart liggaam wat energie teen dieselfde helderheid per oppervlakeenheid uitstraal as die ster. Die effektiewe temperatuur is net ’n verteenwoordigende waarde, aangesien die temperatuur toeneem na die ster se kern. Die temperatuur in die kernstreek van ’n ster is verskeie miljoene kelvin.

Die ster se temperatuur sal die tempo van ionisering van verskeie elemente bepaal, en dit sal lei tot kenmerkende absorpsielyne in die spektrum. Die oppervlaktemperatuur van ’n ster, tesame met sy sigbare absolute magnitude en absorpsie-eienskappe word gebruik om ’n ster te klassifiseer (sien Klassifikasie hier onder).

’n Swaar hoofreeksster kan ’n oppervlaktemperatuur van 50 000 kelvin (K) hê. Kleiner sterre soos die Son het temperature van ’n paar duisend kelvin. Rooireuse het relatief lae temperature van sowat 3 600 K, maar hulle het ook ’n groot ligsterkte vanweë hul groot oppervlak.

Straling 
Die energie wat sterre voortbring vanweë kernfusie, word die ruimte ingestraal as beide elektromagnetiese en deeltjiestraling. Laasgenoemde vind plaas as die ster se sterwind wat strome elektries gelaaide deeltjies vanaf die buitenste lae veroorsaak.

Die vervaardiging van energie in die kern is die rede dat sterre so helder skyn: elke keer dat twee of meer atoomkerns van een element saamsmelt om ’n atoomkern van ’n nuwe, swaarder element te vorm, word gammastraal-fotone vrygestel. Hierdie energie word omgesit in ander vorme van elektromagnetiese energie van ’n laer frekwensie, soos visuele lig, teen die tyd dat dit die ster se buitenste lae bereik. Die ster straal ook vorme van elektromagnetiese straling uit wat nie met die blote oog gesien kan word nie. Dit dek inderdaad die hele elektromagnetiese spektrum, van radiogolwe en infrarooistrale tot ultraviolet, X-strale en gammastrale.

Deur die ster se spektrum te bestudeer, kan sterrekundiges die oppervlaktemperatuur en metaalinhoud aflei. As die afstand van die ster deur byvoorbeeld parallaksmeting bekend is, kan die ster se ligsterkte bereken word. Die massa, radius, oppervlakswaartekrag en rotasieperiode kan dan bepaal word gebaseer op stermodelle. Ook die ouderdom van die ster kan bereken word.

Ligsterkte 
In sterrekunde is die ligsterkte van ’n ster die hoeveelheid lig en ander vorme van stralingsenergie wat dit per tydseenheid uitstraal. Die ligsterkte word bepaal deur die ster se radius en oppervlaktemperatuur. Sommige sterre straal egter nie ’n konstante hoeveelheid energie oor die hele oppervlak uit nie. Die vinnig draaiende ster Vega het byvoorbeeld ’n groter energievloei by sy pole as by sy ewenaar.

Magnitude 

Hoe kleiner ’n ster se magnitude is, hoe helderder is dit. Die heel helderste sterre het ’n negatiewe magnitude. ’n Verskil van een magnitude tussen sterre dui op ’n helderheidsverskil van sowat 2,5 keer.

Die skynbare magnitude (m) van ’n ster is soos dit van die Aarde af lyk en hang af van die ster se ligsterkte, afstand van die Aarde en die invloed van die Aarde se atmosfeer. Absolute magnitude (M) hou nader verband met die ster se werklike ligsterkte en stem ooreen met hoe die ster sou gelyk het op ’n vasgestelde afstand van 10 parsek (32,6 ligjare).

Sterre se skynbare en absolute magnitude stem dus nie ooreen nie. Die helderste ster van die Aarde af, Sirius, het byvoorbeeld ’n absolute magnitude van +1,41, maar ’n skynbare magnitude van -1,46. Die tweede helderste ster van die Aarde af, Canopus, het ’n baie groter absolute magnitude van −5,53, maar omdat dit 310 ligjare weg is in vergelyking met Sirius se 8,6 ligjare, is sy skynbare magnitude net –0,72 en lyk hy dus dowwer.

Omdat die Son so naby is, het dit ’n skynbare magnitude van −26,7, maar sy absolute magnitude is net +4,83.

Soos in 2006 is die ster met die grootste bekende absolute magnitude LBV 1806–20, met ’n waarde van −14,2. Dit is ’n paar miljoen keer helderder as die Son. Omdat dit egter 40 000 ligjare weg is, kan dit nie van die Aarde af gesien word nie.

Die dofste bekende sterre is tans in die sterreswerm NGC 6397. Die swerm se dofste rooidwergsterre het ’n absolute magnitude van net 26, terwyl ’n witdwerg met ’n magnitude van 28 ook ontdek is.

Klassifikasie 
 Hoofartikel: Sterreklassifikasie

Die huidige stelsel van sterreklassifikasie het in die vroeë 20ste eeu ontstaan. Sterre word in ’n klas ingedeel volgens hul spektrum. Dit strek van Klas O, wat baie warm is, tot Klas M, wat koel is. Die hoofklasse in volgorde van afnemende temperatuur is: O, B, A, F, G, K en M. ’n Verskeidenheid seldsame spektrums het ’n spesiale klassifikasie. Die algemeenstes hiervan is Klas L en Klas T vir bruindwerge. Elke letter het 10 onderafdelings, genommer van 0 tot 9, in volgorde van afnemende temperatuur.

Sterre kan verder opgedeel word volgens die ligsterkte-invloede in hul spektraallyne, wat ooreenstem met hul grootte. Dit strek van 0 (hiperreuse) deur III (reusesterre) tor V (hoofreekssterre); sommige skrywers voeg ook VII by (witdwerge). Die meeste sterre is hoofreekssterre, wat beteken hulle sit waterstof in helium om vanweë kernfusie. Op ’n grafiek van ligsterkte teenoor spektraaltipe, lê hulle almal in ’n diagonale strook. (Sien die Hertzsprung-Russell-diagram hoër op.) Die Son is ’n hoofreeksster G2V, ’n geeldwerg met ’n gemiddelde temperatuur en grootte.

Bykomende letters kan by die klas gevoeg word vir spesiale eienskappe, soos "m" vir buitengewoon sterk metaallyne, "var" vir variasies in die spektraallyne ens.

Witdwerge het hul eie klas wat met D begin. Dit word onderverdeel in DA, DB, DC, DO, DZ en DQ na gelang van die soorte prominente lyne in hul spektrum. Dit word gevolg deur ’n syfer wat dui op die temperatuurindeks.

Struktuur 

Die binnekant van ’n stabiele ster is in ’n toestand van hidrostatiese ewewig: Die kragte wat op enige deel van die ster inwerk, is ewe groot na binne en buite. Die kragte na binne is swaartekrag en dié na buite is vanweë die druk van binne die ster. Dié druk ontstaan vanweë die temperatuurverskille van die plasma: die buitenste deel is koeler as die kern. Die temperatuur in die kern van ’n hoofreeksster of reusester is minstens in die omgewing van 107 K. Dié temperatuur en druk is groot genoeg dat kernfusie plaasvind en genoeg energie vrygestel word om te voorkom dat die ster verder instort.

Wanneer atoomkerns in die ster se kern saamsmelt, straal hulle energie uit in die vorm van gammastrale. Hierdie fotone en die omringende plasma werk op mekaar in en dit verhoog die termiese energie in die kern. Sterre in die hoofreeks sit waterstof in helium om en skep so ’n al hoe groter hoeveelheid helium in die kern. Eindelik is daar meer helium, en energievervaardiging in die kern stop. In plaas daarvan word fusie in sterre van minstens 0,4 sonmassas voortgesit in lae rondom die gedegenereerde heliumkern.

Benewens die hidrostatiese ewewig, handhaaf die binnekant van ’n ster ook ’n energiebalans van termiese ewewig. Daar is ’n radiale temperatuurgradiënt regdeur die binnekant wat meebring dat energie na die buitekant vloei. Die vloei van energie uit ’n sterlaag na buite sal presies ooreenstem met die invloei van energie van binne.

Die stralingsone is die gebied in die ster se binnekant waar stralingsoordrag genoeg is om die vloei van energie te handhaaf en die plasma bly dus stabiel. Indien dit nie die geval is nie, sal die plasma onstabiel raak en konveksie sal plaasvind – so word ’n konveksiesone gevorm. Dit kan byvoorbeeld gebeur in gebiede waar die energievloei baie hoog is, soos naby die kern, of in gebiede van hoë ondeursigtigheid, soos in die buitenste omhulsel.

Die voorkoms van konveksie in die buitenste omhulsel van ’n hoofreeksster hang af van die massa. Sterre met ’n massa van ’n paar keer dié van die Son sal ’n konveksiesone diep in die binnekant hê en ’n stralingsone in die buitenste lae. (Sien illustrasie regs.) By kleiner sterre soos die Son werk dit andersom: die konveksiesone is in die buitenste lae. Rooidwerge van minder as 0,4 sonmassa het net ’n konveksiesone, wat die opbou van ’n heliumkern voorkom.

Die deel van ’n ster wat sigbaar is vir ’n waarnemer, word die fotosfeer genoem. Dit is die laag waar die plasma deusigtig raak vir ligfotone. Van hier raak die energie wat in die kern voortgebring word, vry om na die ruimte te versprei. Dit is in die fotosfeer waar stervlekke, of kolle met ’n laer temperatuur, voorkom.

Buite die fotosfeer lê die steratmosfeer. In ’n hoofreeksster soos die Son is die laagste vlak van die atmosfeer die dun chromosfeer waar sonspykers, of vingers warm gas, voorkom en steropvlammings begin. Dit is omring deur ’n oorgangsgebied, waar die temperatuur skerp styg binne ’n afstand van net 100 km. Daarbuite lê die korona of ligkrans, ’n hoeveelheid uiters verhitte plasma wat tot verskeie miljoene kilometers ver kan strek. Die voorkoms van ’n korona is blykbaar afhanklik van ’n konveksiesone in die buitenste lae van ’n ster. Ondanks sy hoë temperatuur straal ’n korona baie min lig uit. Die korona van die Son is gewoonlik net sigbaar tydens ’n sonsverduistering.

Van die korona af strek ’n sterwind van plasmadeeltjies na buite; dit versprei totdat dit in die instellêre medium opgeneem word. By die Son strek die invloed van die sonwind regdeur die borrelvormige heliosfeer.

Kernfusie 

’n Verskeidenheid kernfusiereaksies vind plaas in die kern van sterre, afhangend van hul massa en samestelling, as deel van ster-nukleosintese. Die netto massa van die saamgesmelte atoomkerns is kleiner as die som van die aanvanklike komponente. Hierdie verlies aan massa word vrygestel as elektromagnetiese energie, volgens die massa-energieverhouding E = mc2.

Die waterstof-fusieproses is temperatuursensitief en ’n klein styging in die kerntemperatuur sal ’n aansienlike toename in die fusietempo meebring. Daarom wissel die kerntemperature van hoofreekssterre net van 4 miljoen K vir ’n klein Klas M-ster tot 40 miljoen K vir ’n swaar Klas O-ster.

In die Son, met ’n kerntemperatuur van 10 miljoen K, smelt waterstof saam om helium te vorm in die proton-protonkettingreaksie:
 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4 MeV + 1 MeV)
 21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
 23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Hierdie reaksie het die volgende algehele reaksie tot gevolg:

 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

waar e+ ’n positron is, γ ’n gammastraalfoton, νe ’n neutrino, en H en He isotope van waterstof en helium onderskeidelik. Die energie wat deur hierdie reaksie voortgebring word, is in miljoene elektron-volts, wat eintlik net ’n klein hoeveelheid energie is. Enorme hoeveelhede van hierdie reaksies vind egter konstant plaas, en dit bring al die energie voort wat nodig is om die ster se stralingsvermoë te handhaaf.

In swaarder sterre word helium vervaardig in ’n siklus reaksies wat deur koolstof gekataliseer word — die koolstof-stikstof-suurstofsiklus.

In ouer sterre met ’n kern van 100 miljoen K en ’n massa van tussen 0,5 en 10 sonmassas, kan helium in koolstof omgesit word in die tripel-alpha-proses, wat die tussenelement berillium gebruik:

 4He + 4He + 92 keV → 8*Be
 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
 12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

vir ’n algehele reaksie van:

 34He → 12C + γ + 7,2 MeV

In baie groot sterre kan swaarder stowwe soos neon en suurstof ook verbrand word in ’n krimpende kern. Die laaste fase in die proses van ster-nukleosintese is wanneer silikon verbrand word. Dit bring die stabiele isotoop yster-56 voort. Geen fusie kan verder plaasvind nie behalwe deur ’n endotermiese proses en daarom kan verdere energie net voortgebring word deurdat die ster instort.

Sien ook 
 Sterrekundeportaal

Verwysings

Verdere leesstof 
 Van Zyl, J.E. Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde, Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002. ISBN 1-919825-44-4

Eksterne skakels 
 
 
 

  Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia</small>