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.^[1] 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^[2] 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.^[3] 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.^[4] Sterre kan deel vorm van ’n baie groter swaartekraggebonde struktuur, soos ’n sterreswerm of sterrestelsel.

1. ↑ Bahcall, John N. (29 Junie 2000). "How the Sun Shines" (in Engels). Nobel Foundation. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 16 Junie 2013. Besoek op 30 Augustus 2006.
2. ↑ Richmond, Michael. "Late stages of evolution for low-mass stars" (in Engels). Rochester Institute of Technology. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Mei 2020. Besoek op 4 Augustus 2006.
3. ↑ "Stellar Evolution & Death". NASA Observatorium. Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Februarie 2008. Besoek op 8 Junie 2006.
4. ↑ Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:1991ApJS...76...55I. doi:10.1086/191565.{{cite journal}}: AS1-onderhoud: meer as een naam (link)