’n Stervormende gebied in die Groot Magellaanse Wolk.
’n Foto van die Son, ’n G-tipe hoofreeksster. (Die kleure is nie eg nie.)
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.
1 Waarneming deur die eeue
4 Vorming en evolusie
4.3 Ná die hoofreeksfase
4.3.1 Gemiddelde massa
4.3.2 Klein massa
4.3.3 Groot massa
6.2 Chemiese samestelling
Waarneming deur die eeue[wysig]
Mense het in die antieke tyd patrone in die sterre gesien en so het die verskillende sterrebeelde ontstaan. Hier is ’n uitbeelding van die Leeu deur Johannes Hevelius.
Die sterrebeeld Leeu soos dit met die blote oog gesien kan word. Die lyne is bygevoeg.
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 Sjinese 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.
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.
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:
1 M☉ = 1,9891×1030 kg
1 L☉ = 3,827×1026 W
1 R☉ = 6,9891×108 m
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[wysig]
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.
’n Kunstenaarsvoorstelling van die vorming van ’n nuwe ster binne-in ’n molekulêre wolk.
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.
’n Voorbeeld van ’n Hertzsprung-Russell-diagram.
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[wysig]
Wat met ’n ster aan die einde van sy leeftyd gebeur, hang van sy aanvanklike massa af.
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