Sterevolusie

Sterevolusie is die proses waardeur ’n ster met verloop van tyd verander. Na gelang van die massa van die ster, kan sy lewensduur verskil van ’n paar miljoen jaar vir die swaarste sterre tot biljoene jare vir die ligste sterre, wat aansienlik langer as die ouderdom van die heelal is. Die lewensduur van sterre hang van hulle massa af.^[1] Alle sterre ontstaan wanneer wolke gas en stof ineenstort; dit word dikwels newels of molekulêre wolke genoem. Oor miljoene jare stabiliseer hierdie protosterre in ’n toestand van ewewig en word hulle wat ’n mens ’n hoofreeksster noem.

Kernfusie dryf ’n ster vir die grootste deel van sy bestaan aan. Die energie word aanvanklik opgewek deur die fusie van waterstofatome in die hoofreeksster se kern. Later, wanneer die meeste atome in die kern heliumatome is, begin sterre soos die Son om waterstof in ’n sferiese skil om die kern te verbrand. Dié proses veroorsaak dat die ster stadigaan groter word en deur ’n subreusefase gaan totdat dit ’n rooireus word. Sterre met minstens die helfte van die Son se massa kan ook begin om energie op te wek deur die fusie van helium in hulle kern, terwyl sterre met ’n groter massa swaarder elemente in ’n reeks konsentriese skille kan verbrand. Sodra ’n ster soos die Son al sy kernbrandstof opgebruik het, stort sy kern ineen in ’n digte witdwerg en word die buitenste lae verdryf as ’n planetêre newel. Sterre met ’n massa van omtrent 10 of meer keer dié van die Son kan as ’n supernova ontplof wanneer hulle onaktiewe kerns instort in ’n uiters digte neutronster of swartkolk. Hoewel die heelal nog nie oud genoeg is dat enige van die kleinste rooidwerge die einde van hulle bestaan bereik het nie, dui modelle daarop dat hulle stadigaan helderder en warmer sal word voordat hulle waterstof opraak en hulle witdwerge met ’n klein massa sal word.^[2]

Sterevolusie word nie bestudeer deur na die verloop van ’n enkele ster te kyk nie omdat veranderings in sterre te stadig plaasvind om waar te neem, selfs oor baie eeue. Astrofisici verstaan eerder hoe sterre evolueer deur talle sterre in verskeie fases van hulle bestaan waar te neem en deur die simulasie van sterstrukture deur middel van rekenaarmodelle.

1. ↑ Bertulani, Carlos A. (2013). Nuclei in the Cosmos. World Scientific. ISBN 978-981-4417-66-2.
2. ↑ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482: 420–432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.