Levenscyclus van een Ster

Het Leven van een Sterrenverhaal

Activiteit Bekijken

Woordenschat

Activiteit Bekijken

Discussie Starter

Activiteit Bekijken

Fusie van Waterstof

Activiteit Bekijken

Levenscyclus van een Massieve Ster

Activiteit Bekijken

Levenscyclus Werkblad

Activiteit Bekijken

Levenscyclus van een ster

In vergelijking met elke andere ster is onze zon tamelijk onbeduidend. Het is niet erg groot en is slechts een van de enorme hoeveelheid sterren in het universum. Het is ongeveer halverwege zijn leven, in een fase die bekend staat als hoofdreeks. Over een paar miljard jaar zal onze zon sterven en een einde maken aan al het leven op aarde. Het biedt de zwaartekracht die ervoor zorgt dat de planeten en andere objecten eromheen draaien en biedt een energiebron die al het leven op aarde ondersteunt.

De lengte van de levensduur van een ster hangt af van zijn massa. Als de ster veel materie heeft en daarom een hoge massa, zal de levensduur korter zijn. Dit lijkt misschien contra-intuïtief, maar grotere sterren gebruiken hun nucleaire brandstof veel sneller. Kleinere sterren zijn eigenlijk efficiënter met de brandstof die ze hebben. De massa van een ster hangt af van hoeveel materie er in de wolk was, bekend als een nevel, die de ster creëerde.

Sterren met een vergelijkbare massa als die van onze zon hebben allemaal een vergelijkbare levenscyclus. Ze beginnen als een nevel . Een nevel is een wolk van stof en gas die in grootte kan variëren. Om een ster zo groot als onze zon te maken, zou je een nevel nodig hebben die honderden keren zo groot is als ons zonnestelsel. Deze wolk, die de bouwstenen van de ster bevat, stort in door zwaartekracht. Terwijl de wolk kleiner wordt, stijgt de temperatuur naarmate de deeltjes waaruit de wolk bestaat op elkaar botsen. Wanneer deze ingestorte wolk een bepaalde temperatuur en druk bereikt, treedt kernfusie op. In dit stadium staat de gasbal bekend als een protostar . Nucleaire fusie is een nucleaire reactie waarbij twee lichte kernen samenkomen en een zwaardere kern en energie vormen. Dit is de energie die wordt uitgestraald door de ster. De hoeveelheid energie die bij deze reacties wordt geproduceerd, kan worden berekend uit E = mc ² . "E" is de hoeveelheid energie, "m" is de verandering in massa en "c" is de snelheid van het licht in meters per seconde.

Wanneer de uitwendige druk van de kernfusie in evenwicht is met de zwaartekracht die de ster samenbrengt, beschrijven we de ster als stabiel. Sterren die stabiel zijn, zoals onze zon, bevinden zich in de hoofdfase van het leven van de ster. Er komt een punt waarop de ster geen waterstof meer heeft, en dit is wanneer het einde van het leven van de ster begint. Sterren raken na miljoenen of miljarden jaren zonder brandstof, afhankelijk van hun grootte. Wanneer de ster zonder brandstof komt, kunnen de kernreacties in zijn kern niet doorgaan. Dit betekent dat de druk naar buiten afneemt, waardoor de zwaartekracht in de kern kan instorten. De buitenste lagen zetten uit en koelen iets af. Deze koeling verandert de kleur van de ster in een rode kleur. In dit stadium staat de ster bekend als een rode reus . Dit zal het lot van onze ster zijn in een paar miljard jaar. Onze zon zal opzwellen en uitbreiden tot een paar honderd keer zijn oorspronkelijke grootte. Wanneer dit gebeurt, zal al het leven op aarde sterven.

De buitenste lagen van de ster drijven dan weg en laten een hete, dichte kern achter. Deze kunnen zeer mooie fenomenen produceren die bekend staan als een planetaire nevel . De hete kern van een planetaire nevel staat bekend als een witte dwerg . Een witte dwerg is een dode ster die nog glanst vanwege de restwarmte. Ze zijn erg dicht, met een theelepel witte dwerg met een massa van meerdere tonnen. Na verloop van tijd zal deze dode ster afkoelen en dimmen. Deze dode ster die is afgekoeld en geen licht meer uitstraalt, staat bekend als een zwarte dwerg .

Sterren die veel groter zijn dan de onze, volgen hun hele leven een andere cyclus. Terwijl kleinere sterren, zoals onze zon, worden gevormd door een instortende nevel, bevatten de nevels van grotere sterren veel meer materie. Ze gaan ook door een hoofdsequentiestadium maar hebben een blauwe tint vanwege hun hogere temperaturen. Het einde van het leven van een grotere ster is veel dramatischer. Massieve sterren kunnen kernen hebben die heet en dicht genoeg zijn om een omgeving te bieden waar kernfusie kan optreden voor extra elementen, niet alleen waterstof. Net als sterren met een vergelijkbare massa als onze zon, groeien ook massieve sterren wanneer ze geen nucleaire brandstof meer hebben.

Dit eindigt in een grote explosie die bekend staat als een supernova . Supernovae zijn enkele van de helderste objecten aan de hemel. Men denkt dat elementen die zwaarder zijn dan ijzer in een supernova worden gevormd. De dode sterren staan nu bekend als neutronensterren en ze zijn extreem dicht. Als een ster erg groot is en voldoende massa heeft, kan zich een zwart gat vormen aan het einde van het leven van de massieve ster. Een zwart gat is een ruimte waar de zwaartekracht zo sterk is dat zelfs licht niet kan ontsnappen.