zoals we al in de inleiding hebben ontdekt, kan de evolutie van een ster een ingewikkeld onderwerp zijn. Gelukkig is er een manier om dit te sorteren en een aantal richtlijnen te creëren.
alle sterren produceren hun energie via kernfusie,
er zijn twee belangrijke categorieën sterren:
- sterren met lage massa-zoals onze Zon
- sterren met hoge massa-zoals de grote superreuzen
beide categorieën sterren kunnen hetzelfde beginnen, maar hun uiteinden zijn dramatisch verschillend. Een lage-massaster is elke ster die minder dan 2,2 zonnemassa ‘ s heeft. Elke ster met meer massa dan 2,2 zonsmassa ‘ s is een ster met een hoge massa.
we hebben al het concept van jeans Mass en jeans Length geïntroduceerd dat beperkingen stelt aan de grootte van de cloud voordat deze instort. De totale massa van de samengetrokken wolk bepaalt de plaats van de toekomstige sterren op de hoofdreeks.Een Hertzsprung-Russell diagram is waarschijnlijk een van de krachtigste instrumenten die een astronoom kan hebben. Het diagram werd ontwikkeld door Elnar Hertzsprung en Henry Norris Russell en demonstreerde de relatie tussen lichtkracht en straal.:
het resultaat is een grafische weergave van wat we weten over sterren:
(beeld door: Pearson Education, Addison Wesley)
het diagram toont aan dat normale sterren zoals onze Zon bestaan op wat de hoofdreeks wordt genoemd. Andere sterren bevolken andere gebieden op basis van de energie die ze produceren en hunluminositeit.
 |
maar voordat we kijken naar volledig gevormde sterren, moeten we de vroege geschiedenis van proto-sterren onderzoeken.De afbeelding links toont een moleculaire wolk die zo is ingestort dat een centrale proto-ster nu warmte en energie produceert, niet genoeg om waterstofatomen te fuseren, maar genoeg om de wolk plat te maken en schijfmateriaal (het Groene Spoor) van de wolk af te werpen.
zodra materiaal wordt uitgeworpen, begint de hoekrotatie van de wolk als geheel te vertragen en gaat het impulsmoment verloren, maar de energie moet ergens heen. De vorm van het verlichte deel van de schijf laat zien waar |
een deel van deze energie gaat als magnetische banden vormen dicht bij de ster. De energie van de rotatie wordt nu overgedragen via magnetische lijnen. Echter, de hitte van de proto-ster blijft stijgen.
high speed jets creëren interstellaire schokgolven, zoals de afbeelding hierboven. Dit wordt een Herbig-Haro object genoemd. Het effect is het resultaat van geïoniseerde zuurstof en koolstof. De wind die deze objecten maakt kan tussen de 20 km/s en bijna 500 km/s liggen.
de naam van het centrale object verandert tijdens deze stadia van proto-ster naar Jong stellair Object. Terwijl de jets doorgaan met het verwijderen van schijfmateriaal, wordt het jonge stellaire Object (YSO) zichtbaar en verandert de naam weer in een T-Tauri-ster. Deze fase gaat door tot de waterstoffusie begint.
het scheidingspunt tussen lage-en hoge-massasterren ligt in de massa van de wolk zelf. Door groepen van YSO ‘ s en T-Tauri sterren te bestuderen, zijn astronomen in staat geweest om posities te theoretiseren die nieuwe sterren innemen op het Hertzsprung-Russell diagram (hierna bekend als het H-R diagram). De Hayashi Track, vernoemd naar Chushiro Hayashi na uitgebreid werk in stellaire evolutie, laat zien waar een T-Tauri ster de hoofdreeks zal betreden.
Image Credit
een meer gedetailleerde kijk op de evolutionaire tracks:
(beeld door: Brooks / Cole Thomson Learning)
| deze tijdlijn toont de massalimiet van de YSO ‘ s. U kunt merken uit de grafiek dat grotere massa YSO ‘ s in de hoofdreeks moet sneller dan lagere massa sterren. Deze factor is ook aanwezig in de levensduur van deze sterren. Grote sterren:
“Live fast and die young.” |
|
het punt waarop de ster de hoofdreeks ingaat, wordt een HoofdReeks van Nulleeftijd of ZAMS genoemd.
onze sterren zijn nu de Hoofdreeksfase ingegaan. Kernfusie is begonnen in de kern van de ster en straalt en/of convecteert zijn energie naar de atmosfeer aan het oppervlak.
(beeld door: Brooks / Cole Thomson Learning)
voor zover het interieur energietransport betreft, zijn de verschillen enigszins verschillend:
- het energietransportmechanisme van straling is aanwezig in Sterren tussen 0.8 en 1,2 zonsmassa ‘s
- sterren minder dan 0,8 (bruine dwergen, YSO’ s, T-Tauri) hebben convectieve kernen
- alle andere sterren vertonen het patroon van energietransport als de massieve ster in bovenstaande afbeelding
eenmaal in de hoofdreeks creëren zowel lage-als hoge-massasterren hun energie via de Proton-Proton keten.
(beeld door: Brooks / Cole Thomson Learning)
het duurt even voordat een deel van deze reactie plaatsvindt, en als gevolg daarvan heeft het nogal wat tijd voordat de kern waterstof verbruikt.
Sterlevensduur gebaseerd op spectrale klasse:
merk op dat de ster van het O-type slechts een miljoen jaar op de hoofdreeks verblijft in vergelijking met een ster zoals onze Zon.
zodra een ster waterstof in de schil verbrandt, markeert dit het afslagpunt van de hoofdreeks. Op dit punt evolueren lage en hoge massa sterren een beetje anders.
terug naar boven