×
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.

’n Stervormende gebied in die Groot Magellaanse Wolk.
Bron: Nasa/ESA
’n Foto van die Son, ’n G-tipe hoofreeksster. (Die kleure is nie eg nie.)

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. 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.

Inhoud

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 Chinese 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.

John Flamsteed

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:

sonmassa: 1 M =1,9891×1030 kg
sonligsterkte: 1 L =3,827×1026 W
sonradius: 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).

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.

Protosterre

’n Kunstenaarsvoorstelling van die vorming van ’n nuwe ster binne-in ’n molekulêre wolk.
Bron: Nasa

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.

Hoofreeksfase

’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

Wat met ’n ster aan die einde van sy leeftyd gebeur, hang van sy aanvanklike massa af.

Gemiddelde massa

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 buitenste lae wegstoot om ’n planetêre newel te vorm. Sy kern sal nou ontbloot wees en dit sal ’n witdwergster word. Die massa is nie groot genoeg dat verdere krimping kan plaasvind nie. Witdwerge sal oor ’n lang tydperk eindelik ontwikkel tot hipotetiese swartdwerge.

Sterre met ’n massa van tussen sowat 0,2 M en 0,5 M se kern sal nie warm genoeg word om heliumfusie te begin nie. Hulle sal hul buitenste lae wegstoot en ’n witdwerg word sonder om helium te verbrand.

Klein massa

’n Ster met ’n baie klein massa sal biljoene jare lank sy waterstof verbrand en later ook warmer en helderder word, maar nooit tot ’n rooireus ontwikkel nie. Dit sal eindelik koeler en dowwer word.

Groot massa

Die Krap-newel, die oorblyfsels van ’n supernova wat omstreeks 1050 n.C. gesien is.

Sterre met ’n baie groot massa ontwikkel in superreusesterre. Weens hul groot massa is hul leeftyd baie kort – tussen ’n paar honderdduisend en sowat 30 miljoen jaar.

Wanneer die waterstof in hul kern opgebruik is, sit hulle uit nes sterre van medium grootte. Anders as laasgenoemde sterre, kan hulle elemente swaarder as helium verbrand. Hulle stoot dus nie hul buitenste lae weg as die helium op is nie en verloor nie genoeg massa om ’n witdwerg te word nie.

Wanneer die helium in die kern opgebruik is, krimp dit totdat die temperatuur en druk groot genoeg is dat koolstof-fusie kan plaasvind. Daarna vind die fusie van neon, suurstof en silikon plaas. Naby die einde van die ster se leeftyd word fusie voortgesit in ’n reeks lae (soos in ’n ui) in die ster. In elke laag vind die samesmelting van ’n ander element plaas – die buitenste laag is waterstof, gevolg deur helium ens.

Die laaste fase word bereik wanneer die ster yster in sy kern begin vervaardig. Aangesien ysterkerns ’n sterker binding het as enige swaarder kerns, sal enige fusie verder as yster geen energie vrystel nie; inteendeel, die proses sal energie gebruik. Net so, omdat hulle ’n sterker binding het as alle ligter kerns, sal energie nie vrygestel word deur splyting nie. Samesmelting duur voort totdat die ysterkern so groot is dat dit nie meer sy eie massa kan dra nie en eindelik instort. Die skok van die skielike instorting veroorsaak dat die res van die ster ontplof in ’n supernova. Supernovas is so helder dat hulle vir ’n kort rukkie helderder kan wees as die hele sterrestelsel waarin die ster lê.

Die grootste deel van die ster word weggeblaas deur die ontploffing, en newels soos die Krap-newel word gevorm. Dit wat van die ster oorbly, sal ’n neutronster word of, in die geval van die grootste sterre (groot genoeg dat die steroorblyfsel ’n massa van rofweg 4 M het), ’n swartkolk.

Die buitenste lae van die ster wat weggeblaas is, bevat swaar elemente wat weer in nuwe sterre opgeneem kan word. Dié swaar elemente maak ook die vorming van rotsagtige planete moontlik. Supernovas en sterwinde speel ’n belangrike rol in die vorming van die interstellêre medium.

’n Kunstenaarsvoorstelling van ’n witdwergster in ’n wentelbaan om Sirius.
Bron: Nasa

Sterre kom nie net individueel voor nie, maar ook in swaartekraggebonde groepe. Die mees algemene stelsel met meer as een ster is ’n dubbelster, maar veelvoudige sterstelsels met drie of meer sterre kom ook voor. Om redes van stabiliteit groepeer sulke sterre hulle gewoonlik in hiërargiese stelle van dubbelsterre wat om mekaar wentel. Groter groepe bekend as sterreswerms word ook aangetref. Hulle wissel van los sterverbindings met net ’n paar sterre tot enorme bolswerms met honderdduisende sterre.

Daar is lank aangeneem dat die meeste sterre in veelvoudige, swaartekraggebonde stelsels voorkom. Dit geld veral vir Klas O- en Klas B-sterre met ’n groot massa – daar word geglo 80% van hulle is deel van stelsels met meer as een ster. Hoe kleiner die sterre, hoe kleiner is die kans egter dat hulle in so ’n stelsels voorkom. Net 25% van alle rooidwerge het sover bekend metgeselle. Aangesien 85% van alle sterre rooidwerge is, is die meeste sterre in die Melkweg waarskynlik enkelsterre.

Sterre is nie eweredig oor die heelal versprei nie, maar kom voor in sterrestelsels saam met gas en stof. ’n Tipiese sterrestelsel bevat honderdmiljarde sterre en daar is meer as 100 miljard sterrestelsels in die sigbare heelal. In ’n sterretelling in 2010 is geskat dat daar 300 sekstiljoen (3 × 1023) sterre in die sigbare heelal is.

Hoewel meestal geglo word dat sterre net in sterrestelsels voorkom, is intergalaktiese sterre al ontdek.

Die naaste ster aan die Aarde buiten die Son is Proxima Centauri, wat sowat 39,9 biljoen kilometer of 4,2 ligjare weg is. Teen die wentelspoed van die Space Shuttle (8 km per sekonde of 30 000 km per uur), sal dit sowat 150 000 jaar duur om dit te bereik. Sulke afstande is tipies in ’n galaktiese skyf, soos dié waarin die Sonnestelsel hom bevind. Sterre kan baie nader aan mekaar wees in die middel van ’n sterrestelsel en in ’n bolswerm, of baie verder in ’n galaktiese halo.

Vanweë die relatief groot afstande tussen sterre buite die galaktiese kern is botsings tussen sterre waarskynlik seldsaam. In digter gebiede soos die kern van ’n sterrestelsel kan dit meer dikwels voorkom. Sulke botsings kan blou dwaalsterre tot gevolg hê. Hierdie ongewone sterre het ’n hoër oppervlaktemperatuur as ander hoofreekssterre in die swerm met dieselfde ligsterkte.

Feitlik alle eienskappe van ’n ster word bepaal deur sy aanvanklike massa, ook sy ligsterkte, grootte, evolusie, leeftyd en eindelike lot.

Ouderdom

Die meeste sterre is tussen 1 miljard en 10 miljard jaar oud. Sommige sterre kan dalk selfs byna 13,7 miljard jaar oud wees, wat sover bekend die ouderdom van die heelal is. Die oudste ster wat nog ontdek is, HE 1523-0901, is na raming 13,2 miljard jaar oud.

Hoe groter die massa van ’n ster, hoe korter is sy leeftyd – hoofsaaklik weens die groot druk op sy kern, wat veroorsaak dat dit waterstof vinniger verbrand. Die sterre met die grootste massa se leeftyd is ’n paar miljoen jaar, terwyl sterre met die kleinste massa, rooidwerge, hul brandstof stadig verbrand en tot honderdmiljarde jare oud kan word.

Chemiese samestelling

Wanneer sterre tans in die Melkweg vorm, bestaan hulle uit sowat 71% waterstof en 27% helium, met ’n klein deeltjie swaarder elemente. Die hoeveelheid swaar elemente word tipies gemeet in terme van die ysterinhoud van die ster se atmosfeer, aangesien yster die algemeenste element is en sy absorpsielyne relatief maklik is om te meet. Omdat stellêre wolke waaruit sterre gevorm word, algaande verryk word met swaarder element van supernova-ontploffings, kan ’n meting van die ster se metaalinhoud gebruik word om vas te stel hoe oud dit is. Die verhouding van swaarder elemente kan ook ’n aanduiding wees van die moontlikheid van die bestaan van eksoplanete.

Die ster met die laagste ysterinhoud wat ooit gemeet is, is die dwerg HE1327-2326, met net 1/200 000ste van die Son se ysterinhoud. Daarenteen het die metaalryke ster Mu Leonis byna dubbel soveel yster as die Son, terwyl die ster 14 Herculis, wat ’n planeet het, byna drie keer soveel yster as die Son het.

Deursnee

Daar is groot verskille in die grootte van sterre. Hier is ’n vergelyking van ’n paar sterre en planete. Op die foto's is die regterkantse voorwerp telkens die linkerkantse voorwerp op die volgende foto.

Omdat sterre so ver van die Aarde af is, lyk hulle almal, buiten die Son, vir die menslike oog soos ligpunte wat flikker vanweë die Aarde se atmosfeer. Die ster met die grootste skynbare grootte benewens die Son is R Doradus, met ’n hoekdeursnee van net 0,057 boogsekonde.

Die skywe van die meeste sterre is te klein om met teleskope van die Aarde af te sien en interferometer-teleskope is dus nodig om foto's van hulle te neem. Nog ’n manier om die hoekgrootte van sterre te meet is met okkultasie (verduistering). Deur die verskil in helderheid te meet wanneer dit deur die maan verduister word of wanneer dit daarna weer verskyn, kan die ster se hoekdeursnee bereken word.

Sterre se grootte kan wissel van neutronsterre, waarvan die deursnee tussen 20 en 40 km kan wees, tot superreuse soos Betelgeuse in die sterrebeeld Jagter, wat ’n deursnee van sowat 650 keer dié van die Son het – sowat 900 000 000 km. Betelgeuse het egter ’n baie laer digtheid as die Son.

Kinematika

Die Plejades, ’n oop sterreswerm in die sterrebeeld Bul. Hule beweeg saam deur die ruimte.
Bron: Nasa

Die beweging van ’n ster met betrekking tot die Son kan nuttige inligting verskaf oor die oorsprong en ouderdom van die ster, sowel as die struktuur en evolusie van die omliggende sterrestelsel. Die beweging van sterre kan dui op die radiale snelheid na of weg van die Son, of die booghoek waarteen dit beweeg (sy eiebeweging).

Radiale snelheid word gemeet deur die Doppler-verskuiwing van die ster se spektraallyne en word aangedui in km/s. Die eiebeweging word vasgestel deur die meting daarvan in milli-boogsekondes per jaar. Deur die parallaks van ’n ster vas te stel, kan die eiebeweging omreken word in eenhede van snelheid. Sterre met ’n hoë eiebeweging is geneig om relatief naby aan die Son te wees, en dit maak dit maklik om hul parallaks te meet.

Wanneer albei snelhede bekend is, kan die ruimtesnelheid, of die werklike snelheid met betrekking tot die Son, bereken word. Onder nabygeleë sterre het populasie I-sterre gewoonlik laer snelhede as die ouer populasie II-sterre.

Die vergelyking van die kinematika van nabygeleë sterre het ook gelei tot die identifikasie van sterverbindings. Dit is waarskynlik groepe sterre met ’n gemeenskaplike punt van oorsprong in reausagtige molekulêre wolke.

Magneetveld

Die magneetveld van ’n ster word gevorm in dele van die binnekant waar konveksiesirkulasie plaasvind. Die sterkte van die veld wissel na gelang van die massa en samestelling van die ster, en die hoeveelheid magnetiese aktiwiteit op die oppervlak hang af van die ster se rotasiesnelheid. Hierdie oppervlakaktiwiteit veroorsaak stervlekke, gebiede van sterk magneetveld en ondernormale oppervlaktemperature. Steropvlammings is uitbarstings van hoë-energie-deeltjies wat ontstaan vanweë dieselfde magnetiese aktiwiteit.

Jong, vinnig draaiende sterre neig om ’n groot mate van oppervlakaktiwiteit te hê vanweë hul magneetveld. Die magneetveld kan op die ster se sterwind inwerk en as ’n rem dien sodat die rotasiesnelheid afneem namate die ster ouer word. Ouer sterre soos die Son het ’n baie laer rotasiesnelheid en ’n kleiner mate van oppervlakaktiwiteit.

Massa

Die refleksienewel NGC 1999 word helder velig deur V380 Orionis (middel), ’n veranderlike ster met ’n massa van sowat 3,5 sonmassas.

Een van die sterre met die grootste massa sover bekend is Eta Carinae, – sowat 100–150 keer dié van die Son. Dit sal ’n leeftyd van hoogstens ’n paar miljoen jaar hê. ’n Studie van die Arches-swerm dui daarop dat 150 sonmassas tans die limiet is vir sterre in die heelal. Die rede vir hierdie beperking is nie heeltemal seker nie, maar dit is deels vanweë die Eddington-ligsterkte wat die maksimum ligsterkte bepaal wat deur die atmosfeer van ’n ster kan beweeg sonder dat die gasse die ruimte ingeskiet word. Vir ’n ster met die naam R136a1 in die sterreswerm RMC 136a is ’n massa van 265 sonmassas egter gemeet, wat dié beperking in twyfel trek. Volgens ’n studie is die sterre met ’n groter sonmassa as 150 in die swerm R136 gevorm deur die botsing en samesmelting van sterre met ’n groot massa in dubbelsterstelsels.

Die eerste sterre wat ná die Groot Knal gevorm het, het dalk massas van tot 300 sonmassas of meer gehad vanweë die algehele afwesigheid van elemente swaarder as litium in hul samestelling. Hierdie generasie van supermassiewe populasie III-sterre kom egter nie meer voor nie en hul bestaan is tans net teoreties.

Met ’n massa van net 93 keer dié van Jupiter is AB Doradus C, ’n metgesel van AB Doradus A, die kleinste ster bekend wat kernfusie in sy kern ondergaan. Die teoretiese minimum massa wat ’n ster met dieselfde metaalinhoud as die Son kan hê om steeds kernfusie in sy kern te ondergaan, is sowat 75 Jupiter-massas. As die metaalinhoud egter baie laag is, kan die minimum grootte van ’n ster sowat 8,3% van die Son se massa of sowat 87 Jupiter-massas wees, volgens ’n onlangse studie van die dofste sterre. Kleiner liggame wat bruindwerge genoem word, lê in ’n grys gebied tussen sterre en gasreuse.

’n Ster se radius en massa bepaal die oppervlakswaartekrag. Reusesterre het ’n baie laer oppervlakswaartekrag as hoofreekssterre, terwyl die teenoorgestelde waar is vir kompakte sterre soos witdwerge. Die oppervlakswaartekrag kan die voorkoms van die ster se spektrum beïnvloed: ’n hoër swaartekrag kan breër absorpsielyne veroorsaak.

Rotasie

Die rotasiesnelheid van sterre kan gemeet word deur spektroskopiese meting, of meer presies bepaal word deur die volging van die rotasietempo van stervlekke (soortgelyk aan sonvlekke). Jong sterre kan ’n rotasiesnelheid van meer as 100 km/s by die ewenaar hê. Die Klas B-ster Achernar het byvoorbeeld ’n rotasiesnelheid by sy ewenaar van sowat 225 km/s of meer, en dit het dus ’n ewenaardeursnee van meer as 50% die afstand tussen sy pole. Dié rotasiespoed is net onder die kritieke 300 km/s-limiet waar ’n ster uitmekaar sou spat. In teenstelling hiermee roteer die Son net een keer elke 25-35 dae, met ’n ewenaarsnelheid van minder as 2 km/s. ’n Ster in die hoofreeks se magneetveld en sterwind verminder die rotasiesnelheid aansienlik.

Temperatuur

Die oppervlaktemperatuur van ’n hoofreeksster word bepaal deur die tempo van energievervaardiging in sy kern asook sy radius, en word dikwels geskat vanaf sy kleurindeks. Dit word gewoonlik aangegee as die effektiewe temperatuur, wat die temperatuur is van ’n geïdealiseerde swart liggaam wat energie teen dieselfde helderheid per oppervlakeenheid uitstraal as die ster. Die effektiewe temperatuur is net ’n verteenwoordigende waarde, aangesien die temperatuur toeneem na die ster se kern. Die temperatuur in die kernstreek van ’n ster is verskeie miljoene kelvin.

Die ster se temperatuur sal die tempo van ionisering van verskeie elemente bepaal, en dit sal lei tot kenmerkende absorpsielyne in die spektrum. Die oppervlaktemperatuur van ’n ster, tesame met sy sigbare absolute magnitude en absorpsie-eienskappe word gebruik om ’n ster te klassifiseer (sien Klassifikasie hier onder).

’n Swaar hoofreeksster kan ’n oppervlaktemperatuur van 50 000 kelvin (K) hê. Kleiner sterre soos die Son het temperature van ’n paar duisend kelvin. Rooireuse het relatief lae temperature van sowat 3 600 K, maar hulle het ook ’n groot ligsterkte vanweë hul groot oppervlak.

Die energie wat sterre voortbring vanweë kernfusie, word die ruimte ingestraal as beide elektromagnetiese en deeltjiestraling. Laasgenoemde vind plaas as die ster se sterwind wat strome elektries gelaaide deeltjies vanaf die buitenste lae veroorsaak.

Die vervaardiging van energie in die kern is die rede dat sterre so helder skyn: elke keer dat twee of meer atoomkerns van een element saamsmelt om ’n atoomkern van ’n nuwe, swaarder element te vorm, word gammastraal-fotone vrygestel. Hierdie energie word omgesit in ander vorme van elektromagnetiese energie van ’n laer frekwensie, soos visuele lig, teen die tyd dat dit die ster se buitenste lae bereik. Die ster straal ook vorme van elektromagnetiese straling uit wat nie met die blote oog gesien kan word nie. Dit dek inderdaad die hele elektromagnetiese spektrum, van radiogolwe en infrarooistrale tot ultraviolet, X-strale en gammastrale.

Deur die ster se spektrum te bestudeer, kan sterrekundiges die oppervlaktemperatuur en metaalinhoud aflei. As die afstand van die ster deur byvoorbeeld parallaksmeting bekend is, kan die ster se ligsterkte bereken word. Die massa, radius, oppervlakswaartekrag en rotasieperiode kan dan bepaal word gebaseer op stermodelle. Ook die ouderdom van die ster kan bereken word.

Ligsterkte

In sterrekunde is die ligsterkte van ’n ster die hoeveelheid lig en ander vorme van stralingsenergie wat dit per tydseenheid uitstraal. Die ligsterkte word bepaal deur die ster se radius en oppervlaktemperatuur. Sommige sterre straal egter nie ’n konstante hoeveelheid energie oor die hele oppervlak uit nie. Die vinnig draaiende ster Vega het byvoorbeeld ’n groter energievloei by sy pole as by sy ewenaar.

Magnitude

Aantal sterre per magnitude
Skynbare
magnitude
Aantal
sterre
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

Hoe kleiner ’n ster se magnitude is, hoe helderder is dit. Die heel helderste sterre het ’n negatiewe magnitude. ’n Verskil van een magnitude tussen sterre dui op ’n helderheidsverskil van sowat 2,5 keer.

Die skynbare magnitude (m) van ’n ster is soos dit van die Aarde af lyk en hang af van die ster se ligsterkte, afstand van die Aarde en die invloed van die Aarde se atmosfeer. Absolute magnitude (M) hou nader verband met die ster se werklike ligsterkte en stem ooreen met hoe die ster sou gelyk het op ’n vasgestelde afstand van 10 parsek (32,6 ligjare).

Sterre se skynbare en absolute magnitude stem dus nie ooreen nie. Die helderste ster van die Aarde af, Sirius, het byvoorbeeld ’n absolute magnitude van +1,41, maar ’n skynbare magnitude van -1,46. Die tweede helderste ster van die Aarde af, Canopus, het ’n baie groter absolute magnitude van −5,53, maar omdat dit 310 ligjare weg is in vergelyking met Sirius se 8,6 ligjare, is sy skynbare magnitude net –0,72 en lyk hy dus dowwer.

Omdat die Son so naby is, het dit ’n skynbare magnitude van −26,7, maar sy absolute magnitude is net +4,83.

Soos in 2006 is die ster met die grootste bekende absolute magnitude LBV 1806–20, met ’n waarde van −14,2. Dit is ’n paar miljoen keer helderder as die Son. Omdat dit egter 40 000 ligjare weg is, kan dit nie van die Aarde af gesien word nie.

Die dofste bekende sterre is tans in die sterreswerm NGC 6397. Die swerm se dofste rooidwergsterre het ’n absolute magnitude van net 26, terwyl ’n witdwerg met ’n magnitude van 28 ook ontdek is.

Hoofartikel: Sterreklassifikasie
Spektraalklas/temperatuur
Klas Temperatuur Voorbeeld
O 33 000 K of meer Zeta Ophiuchi
B 10 500–30 000 K Rigel
A 7 500–10 000 K Altair
F 6 000–7 200 K Procyon A
G 5 500–6 000 K Son
K 4 000–5 250 K Epsilon Indi
M 2 600–3 850 K Proxima Centauri

Die huidige stelsel van sterreklassifikasie het in die vroeë 20ste eeu ontstaan. Sterre word in ’n klas ingedeel volgens hul spektrum. Dit strek van Klas O, wat baie warm is, tot Klas M, wat koel is. Die hoofklasse in volgorde van afnemende temperatuur is: O, B, A, F, G, K en M. ’n Verskeidenheid seldsame spektrums het ’n spesiale klassifikasie. Die algemeenstes hiervan is Klas L en Klas T vir bruindwerge. Elke letter het 10 onderafdelings, genommer van 0 tot 9, in volgorde van afnemende temperatuur.

Sterre kan verder opgedeel word volgens die ligsterkte-invloede in hul spektraallyne, wat ooreenstem met hul grootte. Dit strek van 0 (hiperreuse) deur III (reusesterre) tor V (hoofreekssterre); sommige skrywers voeg ook VII by (witdwerge). Die meeste sterre is hoofreekssterre, wat beteken hulle sit waterstof in helium om vanweë kernfusie. Op ’n grafiek van ligsterkte teenoor spektraaltipe, lê hulle almal in ’n diagonale strook. (Sien die Hertzsprung-Russell-diagram hoër op.) Die Son is ’n hoofreeksster G2V, ’n geeldwerg met ’n gemiddelde temperatuur en grootte.

Bykomende letters kan by die klas gevoeg word vir spesiale eienskappe, soos "m" vir buitengewoon sterk metaallyne, "var" vir variasies in die spektraallyne ens.

Witdwerge het hul eie klas wat met D begin. Dit word onderverdeel in DA, DB, DC, DO, DZ en DQ na gelang van die soorte prominente lyne in hul spektrum. Dit word gevolg deur ’n syfer wat dui op die temperatuurindeks.

Die interne struktuur van hoofreekssterre. Die konveksiesones word aangedui met sirkels met pyltjies en die stralingsones met rooi ligstrale. Van links is ’n rooidwerg, ’n geeldwerg van gemiddelde grootte en ’n swaar blouwit-hoofreeksster.

Die binnekant van ’n stabiele ster is in ’n toestand van hidrostatiese ewewig: Die kragte wat op enige deel van die ster inwerk, is ewe groot na binne en buite. Die kragte na binne is swaartekrag en dié na buite is vanweë die druk van binne die ster. Dié druk ontstaan vanweë die temperatuurverskille van die plasma: die buitenste deel is koeler as die kern. Die temperatuur in die kern van ’n hoofreeksster of reusester is minstens in die omgewing van 107 K. Dié temperatuur en druk is groot genoeg dat kernfusie plaasvind en genoeg energie vrygestel word om te voorkom dat die ster verder instort.

Wanneer atoomkerns in die ster se kern saamsmelt, straal hulle energie uit in die vorm van gammastrale. Hierdie fotone en die omringende plasma werk op mekaar in en dit verhoog die termiese energie in die kern. Sterre in die hoofreeks sit waterstof in helium om en skep so ’n al hoe groter hoeveelheid helium in die kern. Eindelik is daar meer helium, en energievervaardiging in die kern stop. In plaas daarvan word fusie in sterre van minstens 0,4 sonmassas voortgesit in lae rondom die gedegenereerde heliumkern.

Benewens die hidrostatiese ewewig, handhaaf die binnekant van ’n ster ook ’n energiebalans van termiese ewewig. Daar is ’n radiale temperatuurgradiënt regdeur die binnekant wat meebring dat energie na die buitekant vloei. Die vloei van energie uit ’n sterlaag na buite sal presies ooreenstem met die invloei van energie van binne.

Die diagram wys ’n deursnee van die Son.
Bron: Nasa

Die stralingsone is die gebied in die ster se binnekant waar stralingsoordrag genoeg is om die vloei van energie te handhaaf en die plasma bly dus stabiel. Indien dit nie die geval is nie, sal die plasma onstabiel raak en konveksie sal plaasvind – so word ’n konveksiesone gevorm. Dit kan byvoorbeeld gebeur in gebiede waar die energievloei baie hoog is, soos naby die kern, of in gebiede van hoë ondeursigtigheid, soos in die buitenste omhulsel.

Die voorkoms van konveksie in die buitenste omhulsel van ’n hoofreeksster hang af van die massa. Sterre met ’n massa van ’n paar keer dié van die Son sal ’n konveksiesone diep in die binnekant hê en ’n stralingsone in die buitenste lae. (Sien illustrasie regs.) By kleiner sterre soos die Son werk dit andersom: die konveksiesone is in die buitenste lae. Rooidwerge van minder as 0,4 sonmassa het net ’n konveksiesone, wat die opbou van ’n heliumkern voorkom.

Die deel van ’n ster wat sigbaar is vir ’n waarnemer, word die fotosfeer genoem. Dit is die laag waar die plasma deusigtig raak vir ligfotone. Van hier raak die energie wat in die kern voortgebring word, vry om na die ruimte te versprei. Dit is in die fotosfeer waar stervlekke, of kolle met ’n laer temperatuur, voorkom.

Buite die fotosfeer lê die steratmosfeer. In ’n hoofreeksster soos die Son is die laagste vlak van die atmosfeer die dun chromosfeer waar sonspykers, of vingers warm gas, voorkom en steropvlammings begin. Dit is omring deur ’n oorgangsgebied, waar die temperatuur skerp styg binne ’n afstand van net 100 km. Daarbuite lê die korona of ligkrans, ’n hoeveelheid uiters verhitte plasma wat tot verskeie miljoene kilometers ver kan strek. Die voorkoms van ’n korona is blykbaar afhanklik van ’n konveksiesone in die buitenste lae van ’n ster. Ondanks sy hoë temperatuur straal ’n korona baie min lig uit. Die korona van die Son is gewoonlik net sigbaar tydens ’n sonsverduistering.

Van die korona af strek ’n sterwind van plasmadeeltjies na buite; dit versprei totdat dit in die instellêre medium opgeneem word. By die Son strek die invloed van die sonwind regdeur die borrelvormige heliosfeer.

Oorsig van die proton-protonketting
Die koolstof-stikstof-suurstofsiklus

’n Verskeidenheid kernfusiereaksies vind plaas in die kern van sterre, afhangend van hul massa en samestelling, as deel van ster-nukleosintese. Die netto massa van die saamgesmelte atoomkerns is kleiner as die som van die aanvanklike komponente. Hierdie verlies aan massa word vrygestel as elektromagnetiese energie, volgens die massa-energieverhouding E = mc2.

Die waterstof-fusieproses is temperatuursensitief en ’n klein styging in die kerntemperatuur sal ’n aansienlike toename in die fusietempo meebring. Daarom wissel die kerntemperature van hoofreekssterre net van 4 miljoen K vir ’n klein Klas M-ster tot 40 miljoen K vir ’n swaar Klas O-ster.

In die Son, met ’n kerntemperatuur van 10 miljoen K, smelt waterstof saam om helium te vorm in die proton-protonkettingreaksie:

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4 MeV + 1 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Hierdie reaksie het die volgende algehele reaksie tot gevolg:

41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

waar e+ ’n positron is, γ ’n gammastraalfoton, νe ’n neutrino, en H en He isotope van waterstof en helium onderskeidelik. Die energie wat deur hierdie reaksie voortgebring word, is in miljoene elektron-volts, wat eintlik net ’n klein hoeveelheid energie is. Enorme hoeveelhede van hierdie reaksies vind egter konstant plaas, en dit bring al die energie voort wat nodig is om die ster se stralingsvermoë te handhaaf.

Minimum stermassa nodig vir fusie
Element Sonmassa
Waterstof 0,01
Helium 0,4
Koolstof 5
Neon 8

In swaarder sterre word helium vervaardig in ’n siklus reaksies wat deur koolstof gekataliseer word — die koolstof-stikstof-suurstofsiklus.

In ouer sterre met ’n kern van 100 miljoen K en ’n massa van tussen 0,5 en 10 sonmassas, kan helium in koolstof omgesit word in die tripel-alpha-proses, wat die tussenelement berillium gebruik:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

vir ’n algehele reaksie van:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

In baie groot sterre kan swaarder stowwe soos neon en suurstof ook verbrand word in ’n krimpende kern. Die laaste fase in die proses van ster-nukleosintese is wanneer silikon verbrand word. Dit bring die stabiele isotoop yster-56 voort. Geen fusie kan verder plaasvind nie behalwe deur ’n endotermiese proses en daarom kan verdere energie net voortgebring word deurdat die ster instort.

Sterrekundeportaal

  1. Bahcall, John N. (29 Junie 2000). (in Engels). Nobel Foundation. vanaf die oorspronklike op 16 Junie 2013. Besoek op30 Augustus 2006.
  2. Richmond, Michael. (in Engels). Rochester Institute of Technology. vanaf die oorspronklike op 29 Mei 2020. Besoek op4 Augustus 2006.
  3. . NASA Observatorium. Besoek op2006-06-08.
  4. Iben, Icko, Jr. (1991). "Single and binary star evolution". Astrophysical Journal Supplement Series. 76: 55–114. Bibcode:. doi:.
  5. Hevelius, Johannis (1690). Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia. Gdansk.
  6. Forbes, George (1909). . London: Watts & Co. ISBN 1-153-62774-4.
  7. Tøndering, Claus. (in Engels). WebExhibits. vanaf die oorspronklike op 21 November 2019. Besoek op10 Desember 2006.
  8. von Spaeth, Ove (2000). . Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology. 42 (3): 159–179. Besoek op2007-10-21.
  9. North, John (1995). The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company. pp. 30–31. ISBN 0-393-03656-1.
  10. Murdin, P. (2000). "Aristillus (c. 200 BC)". Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Bibcode:Check |bibcode= length (help). doi:. ISBN 0-333-75088-8.Onbekende parameter |month= geïgnoreer (help)
  11. Grasshoff, Gerd (1990). The history of Ptolemy's star catalogue. Springer. pp. 1–5. ISBN 0-387-97181-5.
  12. Pinotsis, Antonios D. (in Engels). Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens. vanaf die oorspronklike op 7 September 2017. Besoek op2 Junie 2009.
  13. (June 29, 1981) "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute: 355–370, Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.
  14. Zhao, Fu-Yuan; Strom, R. G.; Jiang, Shi-Yang (2006). "The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova". Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics. 6 (5): 635–640. Bibcode:. doi:.
  15. (in Engels). NAOA News. 5 Maart 2003. vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op8 Junie 2006.
  16. Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (30 Augustus 2006). . SEDS (in Engels). University of Arizona. vanaf die oorspronklike op 24 April 2020.
  17. Duyvendak, J. J. L. (1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 91–94. Bibcode:. doi:.Onbekende parameter |month= geïgnoreer (help)
    Mayall, N. U.; Oort, Jan Hendrik (1942). "Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 54 (318): 95–104. Bibcode:. doi:.Onbekende parameter |month= geïgnoreer (help)
  18. Brecher, K.; et al. (1983). "Ancient records and the Crab Nebula supernova". The Observatory. 103: 106–113. Bibcode:.
  19. Jones, Kenneth Glyn (1991). . Cambridge University Press. p. 1. ISBN 0-521-37079-5.
  20. Zahoor, A. (1997). . Hasanuddin University. Geargiveer vanaf op 2008-06-26. Besoek op2007-10-21.
  21. Drake, Stephen A. (17 Augustus 2006). (in Engels). NASA HEASARC. vanaf die oorspronklike op 4 Junie 2001. Besoek op24 Augustus 2006.
  22. Hoskin, Michael (1998). . Space Telescope Science Institute. Besoek op2006-08-24.
  23. Proctor, Richard A. (1870). . Nature. 1 (13): 331–333. Bibcode:. doi:.
  24. MacDonnell, Joseph. . Fairfield University. Besoek op2006-10-02.
  25. Aitken, Robert G. (1964). The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc. p. 66. ISBN 0-486-61102-7.
  26. Michelson, A. A.; Pease, F. G. (1921). "Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer". Astrophysical Journal. 53: 249–259. Bibcode:. doi:.
  27. (in Engels). University of California. vanaf die oorspronklike op 7 November 2019. Besoek op21 Februarie 2013.
  28. Unsöld, Albrecht (2001). The New Cosmos (5th uitg.). New York: Springer. pp. 180–185, 215–216. ISBN 3-540-67877-8.
  29. e. g. Battinelli, Paolo; Demers, Serge; Letarte, Bruno (2003). "Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31". The Astronomical Journal. 125 (3): 1298–1308. Bibcode:. doi:.
  30. (in Engels). ESA. 8 Desember 1997. vanaf die oorspronklike op 1 Augustus 2016. Besoek op5 Augustus 2007.
  31. Villard, Ray; Freedman, Wendy L. (26 Oktober 1994). (in Engels). Hubble Site. vanaf die oorspronklike op 6 Julie 2016. Besoek op5 Augustus 2007.
  32. (in Engels). Hubble Site. 25 Mei 1999. vanaf die oorspronklike op 19 Desember 2016. Besoek op2 Augustus 2007.
  33. Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne (1995). Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination. Carsten Niebuhr Institute Publications. 19. Museum Tusculanum Press. p. 163. ISBN 87-7289-287-0.
  34. Coleman, Leslie S. (in Engels). Frosty Drew Observatory. vanaf die oorspronklike op 10 April 2020. Besoek op15 Junie 2012.
  35. (in Engels). International Astronomical Union (IAU). vanaf die oorspronklike op 2 Mei 2013. Besoek op30 Januarie 2009.
  36. (in Engels). Students for the Exploration and Development of Space (SEDS). vanaf die oorspronklike op 24 Mei 2020. Besoek op30 Januarie 2009.
  37. Lyall, Francis; Larsen, Paul B. (2009). "Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies". Space Law: A Treatise. Ashgate Publishing, Ltd. p. 176. ISBN 0-7546-4390-5.
  38. Andersen, Johannes. (in Engels). International Astronomical Union. vanaf die oorspronklike op 8 Mei 2013. Besoek op24 Junie 2010.
  39. Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I. (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars". The Astrophysical Journal. 583 (2): 1024–1039. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  40. Tripathy, S. C.; Antia, H. M. (1999). "Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius". Solar Physics. 186 (1/2): 1–11. Bibcode:. doi:.
  41. Woodward, P. R. (1978). "Theoretical models of star formation". Annual review of astronomy and astrophysics. 16 (1): 555–584. Bibcode:. doi:.
  42. Smith, Michael David (2004). The Origin of Stars. Imperial College Press. pp. 57–68. ISBN 1-86094-501-5.
  43. Seligman, Courtney. . Selfgepubliseer (in Engels). Geargiveer vanaf op 10 Mei 2019. Besoek op5 September 2006.
  44. (1996) "The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks". Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995, Space Telescope Science Institute.
  45. Smith, Michael David (2004). The origin of stars. Imperial College Press. p. 176. ISBN 1-86094-501-5.Onbekende parameter |unused_data= geïgnoreer (help)
  46. Megeath, Tom (11 Mei 2010). (in Engels). ESA. vanaf die oorspronklike op 20 Oktober 2012. Besoek op17 Mei 2010.
  47. Mengel, J. G.; et al. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:. doi:.
  48. Sackmann, I.J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:. doi:.
  49. Wood, B. E.; et al. (2002). "Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity". The Astrophysical Journal. 574 (1): 412–425. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  50. de Loore, C.; de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M. (1977). "Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind". Astronomy and Astrophysics. 61 (2): 251–259. Bibcode:.
  51. (in Engels). Royal Greenwich Observatory. Geargiveer vanaf op 24 September 2015. Besoek op7 September 2006.
  52. Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory; Graves, Genevieve J. M. "". Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets: 46–49, Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. Besoek op 2008-06-24.
  53. Pizzolato, N.; et al. (2001). "Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests". Astronomy & Astrophysics. 373 (2): 597–607. Bibcode:. doi:.
  54. (in Engels). UCL Astrophysics Group. 18 Junie 2004. Geargiveer vanaf op 22 November 2004. Besoek op26 Augustus 2006.
  55. , Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer en Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (10 Junie 1997), ble. 420–432.
  56. Bibcode:
  57. Liebert, J. (1980). "White dwarf stars". Annual review of astronomy and astrophysics. 18 (2): 363–398. Bibcode:. doi:.
  58. Richmond, Michael. (in Engels). vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020. Besoek op24 Augustus 2006.
  59. (in Engels). Royal Greenwich Observatory. Geargiveer vanaf op 25 Oktober 2015. Besoek op7 September 2006.
  60. Hinshaw, Gary (23 Augustus 2006). (in Engels). NASA WMAP Mission. vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020. Besoek op1 September 2006.
  61. (in Engels). Goddard Space Flight Center. 6 April 2006. vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020. Besoek op16 Julie 2006.
  62. Fryer, C. L. (2003). "Black-hole formation from stellar collapse". Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73–S80. Bibcode:. doi:.
  63. Szebehely, Victor G.; Curran, Richard B. (1985). Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies. Springer. ISBN 90-277-2046-0.
  64. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (30 Januarie 2006). . Persberig. . Besoek op 2006-07-16.
  65. (in Engels). Royal Greenwich Observatory. vanaf die oorspronklike op 9 November 2015. Besoek op18 Julie 2006.
  66. Borenstein, Seth (1 Desember 2010). . CBS News (in Engels). vanaf die oorspronklike op 15 Oktober 2013. Besoek op14 Julie 2011.
  67. (in Engels). Hubble News Desk. 14 Januarie 1997. vanaf die oorspronklike op 17 Junie 2016. Besoek op6 November 2006.
  68. Holmberg, J.; Flynn, C. (2000). "The local density of matter mapped by Hipparcos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 313 (2): 209–216. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  69. . CNN News. 2 Junie 2000. vanaf die oorspronklike op 27 Julie 2013. Besoek op21 Julie 2006.
  70. Lombardi, Jr., J. C.; et al. (2002). "Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers". The Astrophysical Journal. 568 (2): 939–953. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  71. Frebel, A.; et al. (11 Mei 2007). . Science Daily. Besoek op2007-05-10.
  72. Frebel, Anna; et al. (Mei 2007). "Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium". Astrophysical Journal Letters. 660 (2): L117–L120. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  73. Naftilan, S. A.; Stetson, P. B. (13 Julie 2006). (in Engels). Scientific American. vanaf die oorspronklike op 1 November 2013. Besoek op11 Mei 2007.
  74. Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C. (1997). "The End of the Main Sequence". The Astrophysical Journal. 482 (1): 420–432. Bibcode:. doi:.
  75. Irwin, Judith A. (2007). Astrophysics: Decoding the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 78. ISBN 0-470-01306-0.
  76. (in Engels). ESO. 12 September 2006. vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019. Besoek op10 Oktober 2006.
  77. Fischer, D. A.; Valenti, J. (2005). "The Planet-Metallicity Correlation". The Astrophysical Journal. 622 (2): 1102–1117. Bibcode:. doi:.
  78. . ScienceDaily. 17 April 2005. Besoek op2006-10-10.
  79. Feltzing, S.; Gonzalez, G. (2000). "The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates". Astronomy & Astrophysics. 367 (1): 253–265. Bibcode:. doi:.
  80. (in Engels). ESO. 11 Maart 1997. vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019. Besoek op10 Julie 2006.
  81. Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M. (1995). "Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared". Journal of Astrophysics and Astronomy. 16: 332. Bibcode:.
  82. Davis, Kate (1 Desember 2000). (in Engels). AAVSO. Geargiveer vanaf op 15 Junie 2010. Besoek op13 Augustus 2006.
  83. Loktin, A. V. (2006). "Kinematics of stars in the Pleiades open cluster". Astronomy Reports. 50 (9): 714–721. Bibcode:. doi:.Onbekende parameter |month= geïgnoreer (help)
  84. (in Engels). ESA. 10 September 1999. vanaf die oorspronklike op 1 Augustus 2016. Besoek op10 Oktober 2006.
  85. Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. (1999). . American Scientist. 86 (3): 264. Bibcode:. doi:. Geargiveer vanaf op March 23, 2005. Besoek op2006-08-23.
  86. Brainerd, Jerome James (6 Julie 2005). . The Astrophysics Spectator. Besoek op2007-06-21.
  87. Berdyugina, Svetlana V. (2005). (in Engels). Living Reviews. vanaf die oorspronklike op 14 Junie 2016. Besoek op21 Junie 2007.
  88. Smith, Nathan (1998). . Mercury Magazine. Astronomical Society of the Pacific. 27: 20. Besoek op2006-08-13.
  89. (in Engels). NASA News. 3 Maart 2005. vanaf die oorspronklike op 10 April 2020. Besoek op4 Augustus 2006.
  90. (in Engels). European Southern Observatory. 21 Julie 2010. vanaf die oorspronklike op 23 Mei 2020. Besoek op24 Julie 2010.
  91. Wolchover, Natalie (7 Augustus 2012). . LiveScience.com (in Engels). vanaf die oorspronklike op 4 Mei 2019.
  92. (in Engels). Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 22 September 2005. vanaf die oorspronklike op 27 September 2013. Besoek op5 September 2006.
  93. (in Engels). ESO. 1 Januarie 2005. vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019. Besoek op13 Augustus 2006.
  94. Boss, Alan (3 April 2001). (in Engels). Carnegie Institution of Washington. Geargiveer vanaf op 14 Augustus 2009. Besoek op8 Junie 2006.
  95. Shiga, David (17 Augustus 2006). (in Engels). New Scientist. vanaf die oorspronklike op 2 September 2006. Besoek op23 Augustus 2006.
  96. Leadbeater, Elli (18 Augustus 2006). (in Engels). BBC. vanaf die oorspronklike op 10 April 2020. Besoek op22 Augustus 2006.
  97. (in Engels). ESO. 11 Junie 2003. vanaf die oorspronklike op 8 April 2020. Besoek op3 Oktober 2006.
  98. Fitzpatrick, Richard (February 13, 2006). . The University of Texas at Austin. Besoek op2006-10-04.
  99. Strobel, Nick (20 Augustus 2007). . Astronomy Notes (in Engels). Primis/McGraw-Hill, Inc. vanaf die oorspronklike op 21 November 2019. Besoek op9 Oktober 2007.
  100. Seligman, Courtney. . Self-published (in Engels). vanaf die oorspronklike op 9 April 2020. Besoek op5 Julie 2007.
  101. . The Astrophysics Spectator. 16 Februarie 2005. Besoek op2006-10-10.
  102. Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephan A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th uitg.). Saunders College Publishing. p. 321. ISBN 0-03-006228-4.
  103. Koppes, Steve (20 Junie 2003). (in Engels). The University of Chicago News Office. vanaf die oorspronklike op 15 Maart 2018. Besoek op15 Junie 2012.
  104. Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  105. Staff (10 Januarie 2006). (in Engels). National Optical Astronomy Observatory. vanaf die oorspronklike op 15 Mei 2020. Besoek op18 November 2007.
  106. (in Engels). National Solar Observatory—Sacramento Peak. Geargiveer vanaf op 6 Februarie 2008. Besoek op23 Augustus 2006.
  107. Hoover, Aaron (15 Januarie 2004). . HubbleSite. Geargiveer vanaf op 2007-08-07. Besoek op2006-06-08.
  108. (in Engels). HubbleSite. 17 Augustus 2006. vanaf die oorspronklike op 29 Julie 2016. Besoek op8 Junie 2006.
  109. Smith, Gene (16 April 1999). (in Engels). University of California, San Diego. vanaf die oorspronklike op 3 April 2011. Besoek op12 Oktober 2006.
  110. MacRobert, Alan M. (in Engels). Sky and Telescope. Geargiveer vanaf op 22 Oktober 2013. Besoek op19 Julie 2006.
  111. . White Dwarf Research Corporation. Besoek op2006-07-19.
  112. Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). Stellar Interiors. Springer. pp. 32–33. ISBN 0-387-20089-4.
  113. Schwarzschild, Martin (1958). Structure and Evolution of the Stars. Princeton University Press. ISBN 0-691-08044-5.
  114. (in Engels). Smoot Group. vanaf die oorspronklike op 10 April 2020. Besoek op11 Julie 2006.
  115. (in Engels). Nasa. 1 September 2006. vanaf die oorspronklike op 19 November 2014. Besoek op11 Julie 2006.
  116. ESO (1 Augustus 2001). . Persberig. . Besoek op 2006-07-10.
  117. Burlaga, L. F.; et al. (2005). "Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields". Science. 309 (5743): 2027–2029. Bibcode:. doi:. PMID .
  118. Wallerstein, G.; et al. (1999). (PDF). Reviews of Modern Physics. 69 (4): 995–1084. Bibcode:. doi:. Besoek op2006-08-04.
  119. Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). "Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03". Astronomy and Astrophysics Supplement. 141 (3): 371–383. arXiv:. Bibcode:. doi:.
  • Van Zyl, J.E. Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde, Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002. ISBN 1-919825-44-4
  • Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
  • Gribbin, John; Gribbin, Mary (2001). Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.
  • Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.
  • Kaler, James. . University of Illinois. Besoek op2010-08-20.
  • . SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Besoek op2010-08-20.
  • . Astronomical Society of South Australia. Besoek op2010-08-20.

Publikasie datum: Augustus 08, 2021

ster, swaar, helder, plasma, deur, swaartekrag, byeengehou, word, naaste, ster, aarde, bron, grootste, deel, energie, planeet, talle, ander, sterre, snags, aarde, sigbaar, hulle, deur, atmosferiese, verskynsels, verberg, word, hulle, soos, magdom, klein, ligpu. 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 n Stervormende gebied in die Groot Magellaanse Wolk Bron Nasa ESA n Foto van die Son n G tipe hoofreeksster Die kleure is nie eg nie Vir die grootste deel van sy bestaan skyn n ster vanwee 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 of deur ster nukleosintese tydens sy bestaan of 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 interstellere 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 le kan hul swaartekrag interaksie n groot invloed op hul evolusie he 4 Sterre kan deel vorm van n baie groter swaartekraggebonde struktuur soos n sterreswerm of sterrestelsel Inhoud 1 Waarneming deur die eeue 2 Naamgewing 3 Meeteenhede 4 Vorming en evolusie 4 1 Protosterre 4 2 Hoofreeksfase 4 3 Na die hoofreeksfase 4 3 1 Gemiddelde massa 4 3 2 Klein massa 4 3 3 Groot massa 5 Verspreiding 6 Eienskappe 6 1 Ouderdom 6 2 Chemiese samestelling 6 3 Deursnee 6 4 Kinematika 6 5 Magneetveld 6 6 Massa 6 7 Rotasie 6 8 Temperatuur 7 Straling 7 1 Ligsterkte 7 2 Magnitude 8 Klassifikasie 9 Struktuur 10 Kernfusie 11 Sien ook 12 Verwysings 13 Verdere leesstof 14 Eksterne skakelsWaarneming 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 5 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 wereld Hulle is gebruik vir godsdienspraktyke navigasie en orientasie Baie antieke sterrekundiges het geglo die sterre le 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 6 Die beweging van die Son teen die agtergrondsterre en die horison is gebruik om kalenders te skep wat vir landboudoeleindes gebruik kon word 7 Die Gregoriaanse kalender wat vandag feitlik oral ter wereld 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 8 Die vroegste bekende katalogusse is in die laat 2de millennium v C deur die Antieke Babiloniese sterrekundiges van Mesopotamie saamgestel 9 Die eerste sterkatalogus in die Griekse sterrekunde is in 300 v C deur Aristillus saamgestel met die hulp van Timocharis 10 Die sterkatalogus van Hipparchos 2de eeu v C het 1 020 sterre bevat en is gebruik om Ptolemaeus se sterkatalogus saam te stel 11 Hipparchos is ook bekend vir die ontdekking van die eerste aangetekende nova nuwe ster 12 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 Chinese bewus van die feit dat nuwe sterre gevorm kan word 13 In 185 n C was hulle die eerste sterrekundiges wat n supernova gesien en aangeteken het Dit is nou bekend as die SN 185 14 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 15 Die supernova SN 1054 waaruit die Krap newel ontstaan het is ook deur Chinese en Islamitiese sterrekundiges waargeneem 16 17 18 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 19 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 20 Vroee Europese sterrekundiges soos Tycho Brahe het nuwe sterre later novas genoem geidentifiseer en afgelei dat die lugruim nie onveranderlik is nie In 1584 het Giordano Bruno sommige vroeere sterrekundiges se mening gedeel dat die sterre soos die Son is en dat van hulle eksoplanete waarskynlik soortgelyk aan die Aarde kan he wat om hulle wentel 21 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 22 Edmond Halley het die eerste meting van die eiebeweging van twee nabygelee sterre gepubliseer en gewys dat hulle van posisie verander het sedert die tyd van die Antieke Griekse sterrekundiges Ptolemaeus en Hipparchos 21 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 die 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 23 William Herschel het ook onder meer vasgestel dat sommige sterre nie net lyk of hulle naby mekaar le 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 die van die Son te vergelyk het hulle verskille ontdek in die sterkte en hoeveelheid absorpsielyne die donker lyne in n sterspektrum vanwee die absorpsie van spesifieke frekwensies deur die atmosfeer In 1865 het Secchi begin om sterre volgens spektraalklasse te klassifiseer 24 Die moderne manier van sterreklassifikasie is egter in die 1900 s deur Annie Cannon gevestig Die eerste direkte meting van n ster se afstand die 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 25 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 26 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 27 Die spektrum van sterre is beter verstaan danksy ontwikkelings in kwantumfisika Daardeur kon die chemiese samestelling van die steratmosfeer bepaal word 28 Met die uitsondering van supernovas is individuele sterre hoofsaaklik in die Plaaslike Groep sterrestelsels bestudeer 29 veral in die sigbare deel van die Melkweg soos gesien kan word in die gedetailleerde sterkatalogusse wat beskikbaar is vir ons sterrestelsel 30 Sommige sterre in die sterrestelsel M100 van die Virgo sterrestelselswerm sowat 100 miljoen ligjare van die Aarde af is egter ook bestudeer 31 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 32 maar buite die Lokale Superswerm is nog geen individuele sterre waargeneem nie Naamgewing Wysig John Flamsteed Die konsep van sterrebeelde het al in die Babiloniese tyd bestaan Antieke sterrekykers het patrone in die sterre gesien en hulle het die patrone verbind met sekere aspekte van die natuur en hul mites Twaalf van die patrone of sterrebeelde le al langs die sonnebaan of diereriem en hulle het die tekens van sterrevoorspelling geword 33 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 planhths wat wandelaar beteken verbind met belangrike gode Die planete Mercurius Venus Mars Jupiter en Saturnus het so hul name gekry 34 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 a Centauri of a 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 35 36 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 37 Sommige private maatskappye verkoop stername maar dit word nie deur die IAU erken of gebruik nie 38 Meeteenhede WysigHoewel 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 sonmassa 1 M 1 9891 1030 kg 39 sonligsterkte 1 L 3 827 1026 W 39 sonradius 1 R 6 9891 108 m 40 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 WysigSterre word gevorm in gebiede waar die digtheid van die interstellere medium hoer is Sulke gebiede word molekulere 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 41 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 Protosterre Wysig n Kunstenaarsvoorstelling van die vorming van n nuwe ster binne in n molekulere wolk Bron Nasa Stervorming begin wanneer die swaartekrag van die molekulere wolk onstabiel raak weens skokgolwe van nabygelee supernovas massiewe sterontploffings of weens die botsing van verskillende molekulere wolke of sterrestelsels Wanneer die gebied n voldoende digtheid bereik begin dit onder sy eie swaartekrag instort 42 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 43 Die instorting duur sowat 10 15 miljoen jaar Hierdie voor hoofreekssterre word dikwels omring deur n protoplanetere skyf Vroee sterre van minder as 2 sonmassas word T Tauri sterre genoem en die 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 44 45 Hierdie strale tesame met uitstralings van nabygelee swaar sterre kan help om die omringende wolk waarin die ster gevorm is weg te dryf 46 Hoofreeksfase Wysig n Voorbeeld van n Hertzsprung Russell diagram Tydens 90 van n ster se bestaan sit hy waterstof in helium om vanwee 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 47 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 48 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 49 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 beinvloed hul evolusie in n groot mate 50 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 51 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 52 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 53 en verander die sterkte van die sterwind 54 Ouer populasie II sterre het aansienlik minder metale as die nuwer populasie I sterre vanwee die samestelling van die molekulere wolk waaruit hulle ontstaan het Hierdie wolke word mettertyd metaalryker namate ouer sterre aan die einde van hul leeftyd dele van hul atmosfeer afskud Na die hoofreeksfase Wysig Wat met n ster aan die einde van sy leeftyd gebeur hang van sy aanvanklike massa af Gemiddelde massa Wysig Wanneer n hoofreeksster n massa van sowat 0 3 M tot 8 M het ontwikkel hy in n rooireus 55 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 die laag voortgesit Die hoer 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 Vanwee 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 56 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 hoer 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 buitenste lae wegstoot om n planetere newel te vorm Sy kern sal nou ontbloot wees en dit sal n witdwergster word Die massa is nie groot genoeg dat verdere krimping kan plaasvind nie 57 Witdwerge sal oor n lang tydperk eindelik ontwikkel tot hipotetiese swartdwerge Sterre met n massa van tussen sowat 0 2 M en 0 5 M 56 se kern sal nie warm genoeg word om heliumfusie te begin nie Hulle sal hul buitenste lae wegstoot en n witdwerg word sonder om helium te verbrand Klein massa Wysig n Ster met n baie klein massa sal biljoene jare lank sy waterstof verbrand 2 en later ook warmer en helderder word maar nooit tot n rooireus ontwikkel nie Dit sal eindelik koeler en dowwer word Groot massa Wysig Die Krap newel die oorblyfsels van n supernova wat omstreeks 1050 n C gesien is Sterre met n baie groot massa ontwikkel in superreusesterre Weens hul groot massa is hul leeftyd baie kort tussen n paar honderdduisend en sowat 30 miljoen jaar 58 Wanneer die waterstof in hul kern opgebruik is sit hulle uit nes sterre van medium grootte Anders as laasgenoemde sterre kan hulle elemente swaarder as helium verbrand Hulle stoot dus nie hul buitenste lae weg as die helium op is nie en verloor nie genoeg massa om n witdwerg te word nie Wanneer die helium in die kern opgebruik is krimp dit totdat die temperatuur en druk groot genoeg is dat koolstof fusie kan plaasvind Daarna vind die fusie van neon suurstof en silikon plaas Naby die einde van die ster se leeftyd word fusie voortgesit in n reeks lae soos in n ui in die ster In elke laag vind die samesmelting van n ander element plaas die buitenste laag is waterstof gevolg deur helium ens 59 Die laaste fase word bereik wanneer die ster yster in sy kern begin vervaardig Aangesien ysterkerns n sterker binding het as enige swaarder kerns sal enige fusie verder as yster geen energie vrystel nie inteendeel die proses sal energie gebruik Net so omdat hulle n sterker binding het as alle ligter kerns sal energie nie vrygestel word deur splyting nie 60 Samesmelting duur voort totdat die ysterkern so groot is dat dit nie meer sy eie massa kan dra nie en eindelik instort Die skok van die skielike instorting veroorsaak dat die res van die ster ontplof in n supernova Supernovas is so helder dat hulle vir n kort rukkie helderder kan wees as die hele sterrestelsel waarin die ster le Die grootste deel van die ster word weggeblaas deur die ontploffing en newels soos die Krap newel word gevorm 61 Dit wat van die ster oorbly sal n neutronster word of in die geval van die grootste sterre groot genoeg dat die steroorblyfsel n massa van rofweg 4 M het n swartkolk 62 Die buitenste lae van die ster wat weggeblaas is bevat swaar elemente wat weer in nuwe sterre opgeneem kan word Die swaar elemente maak ook die vorming van rotsagtige planete moontlik Supernovas en sterwinde speel n belangrike rol in die vorming van die interstellere medium 61 Verspreiding Wysig n Kunstenaarsvoorstelling van n witdwergster in n wentelbaan om Sirius Bron Nasa Sterre kom nie net individueel voor nie maar ook in swaartekraggebonde groepe Die mees algemene stelsel met meer as een ster is n dubbelster maar veelvoudige sterstelsels met drie of meer sterre kom ook voor Om redes van stabiliteit groepeer sulke sterre hulle gewoonlik in hierargiese stelle van dubbelsterre wat om mekaar wentel 63 Groter groepe bekend as sterreswerms word ook aangetref Hulle wissel van los sterverbindings met net n paar sterre tot enorme bolswerms met honderdduisende sterre Daar is lank aangeneem dat die meeste sterre in veelvoudige swaartekraggebonde stelsels voorkom Dit geld veral vir Klas O en Klas B sterre met n groot massa daar word geglo 80 van hulle is deel van stelsels met meer as een ster Hoe kleiner die sterre hoe kleiner is die kans egter dat hulle in so n stelsels voorkom Net 25 van alle rooidwerge het sover bekend metgeselle Aangesien 85 van alle sterre rooidwerge is is die meeste sterre in die Melkweg waarskynlik enkelsterre 64 Sterre is nie eweredig oor die heelal versprei nie maar kom voor in sterrestelsels saam met gas en stof n Tipiese sterrestelsel bevat honderdmiljarde sterre en daar is meer as 100 miljard sterrestelsels in die sigbare heelal 65 In n sterretelling in 2010 is geskat dat daar 300 sekstiljoen 3 1023 sterre in die sigbare heelal is 66 Hoewel meestal geglo word dat sterre net in sterrestelsels voorkom is intergalaktiese sterre al ontdek 67 Die naaste ster aan die Aarde buiten die Son is Proxima Centauri wat sowat 39 9 biljoen kilometer of 4 2 ligjare weg is Teen die wentelspoed van die Space Shuttle 8 km per sekonde of 30 000 km per uur sal dit sowat 150 000 jaar duur om dit te bereik Sulke afstande is tipies in n galaktiese skyf soos die waarin die Sonnestelsel hom bevind 68 Sterre kan baie nader aan mekaar wees in die middel van n sterrestelsel en in n bolswerm of baie verder in n galaktiese halo Vanwee die relatief groot afstande tussen sterre buite die galaktiese kern is botsings tussen sterre waarskynlik seldsaam In digter gebiede soos die kern van n sterrestelsel kan dit meer dikwels voorkom 69 Sulke botsings kan blou dwaalsterre tot gevolg he Hierdie ongewone sterre het n hoer oppervlaktemperatuur as ander hoofreekssterre in die swerm met dieselfde ligsterkte 70 Eienskappe WysigFeitlik alle eienskappe van n ster word bepaal deur sy aanvanklike massa ook sy ligsterkte grootte evolusie leeftyd en eindelike lot Ouderdom Wysig Die meeste sterre is tussen 1 miljard en 10 miljard jaar oud Sommige sterre kan dalk selfs byna 13 7 miljard jaar oud wees wat sover bekend die ouderdom van die heelal is Die oudste ster wat nog ontdek is HE 1523 0901 is na raming 13 2 miljard jaar oud 71 72 Hoe groter die massa van n ster hoe korter is sy leeftyd hoofsaaklik weens die groot druk op sy kern wat veroorsaak dat dit waterstof vinniger verbrand Die sterre met die grootste massa se leeftyd is n paar miljoen jaar terwyl sterre met die kleinste massa rooidwerge hul brandstof stadig verbrand en tot honderdmiljarde jare oud kan word 73 74 Chemiese samestelling Wysig Wanneer sterre tans in die Melkweg vorm bestaan hulle uit sowat 71 waterstof en 27 helium 75 met n klein deeltjie swaarder elemente Die hoeveelheid swaar elemente word tipies gemeet in terme van die ysterinhoud van die ster se atmosfeer aangesien yster die algemeenste element is en sy absorpsielyne relatief maklik is om te meet Omdat stellere wolke waaruit sterre gevorm word algaande verryk word met swaarder element van supernova ontploffings kan n meting van die ster se metaalinhoud gebruik word om vas te stel hoe oud dit is 76 Die verhouding van swaarder elemente kan ook n aanduiding wees van die moontlikheid van die bestaan van eksoplanete 77 Die ster met die laagste ysterinhoud wat ooit gemeet is is die dwerg HE1327 2326 met net 1 200 000ste van die Son se ysterinhoud 78 Daarenteen het die metaalryke ster Mu Leonis byna dubbel soveel yster as die Son terwyl die ster 14 Herculis wat n planeet het byna drie keer soveel yster as die Son het 79 Deursnee Wysig Daar is groot verskille in die grootte van sterre Hier is n vergelyking van n paar sterre en planete Op die foto s is die regterkantse voorwerp telkens die linkerkantse voorwerp op die volgende foto Omdat sterre so ver van die Aarde af is lyk hulle almal buiten die Son vir die menslike oog soos ligpunte wat flikker vanwee die Aarde se atmosfeer Die ster met die grootste skynbare grootte benewens die Son is R Doradus met n hoekdeursnee van net 0 057 boogsekonde 80 Die skywe van die meeste sterre is te klein om met teleskope van die Aarde af te sien en interferometer teleskope is dus nodig om foto s van hulle te neem Nog n manier om die hoekgrootte van sterre te meet is met okkultasie verduistering Deur die verskil in helderheid te meet wanneer dit deur die maan verduister word of wanneer dit daarna weer verskyn kan die ster se hoekdeursnee bereken word 81 Sterre se grootte kan wissel van neutronsterre waarvan die deursnee tussen 20 en 40 km kan wees tot superreuse soos Betelgeuse in die sterrebeeld Jagter wat n deursnee van sowat 650 keer die van die Son het sowat 900 000 000 km Betelgeuse het egter n baie laer digtheid as die Son 82 Kinematika Wysig Die Plejades n oop sterreswerm in die sterrebeeld Bul Hule beweeg saam deur die ruimte 83 Bron Nasa Die beweging van n ster met betrekking tot die Son kan nuttige inligting verskaf oor die oorsprong en ouderdom van die ster sowel as die struktuur en evolusie van die omliggende sterrestelsel Die beweging van sterre kan dui op die radiale snelheid na of weg van die Son of die booghoek waarteen dit beweeg sy eiebeweging Radiale snelheid word gemeet deur die Doppler verskuiwing van die ster se spektraallyne en word aangedui in km s Die eiebeweging word vasgestel deur die meting daarvan in milli boogsekondes per jaar Deur die parallaks van n ster vas te stel kan die eiebeweging omreken word in eenhede van snelheid Sterre met n hoe eiebeweging is geneig om relatief naby aan die Son te wees en dit maak dit maklik om hul parallaks te meet 84 Wanneer albei snelhede bekend is kan die ruimtesnelheid of die werklike snelheid met betrekking tot die Son bereken word Onder nabygelee sterre het populasie I sterre gewoonlik laer snelhede as die ouer populasie II sterre Die vergelyking van die kinematika van nabygelee sterre het ook gelei tot die identifikasie van sterverbindings Dit is waarskynlik groepe sterre met n gemeenskaplike punt van oorsprong in reausagtige molekulere wolke 85 Magneetveld Wysig Die magneetveld van n ster word gevorm in dele van die binnekant waar konveksiesirkulasie plaasvind Die sterkte van die veld wissel na gelang van die massa en samestelling van die ster en die hoeveelheid magnetiese aktiwiteit op die oppervlak hang af van die ster se rotasiesnelheid Hierdie oppervlakaktiwiteit veroorsaak stervlekke gebiede van sterk magneetveld en ondernormale oppervlaktemperature Steropvlammings is uitbarstings van hoe energie deeltjies wat ontstaan vanwee dieselfde magnetiese aktiwiteit 86 Jong vinnig draaiende sterre neig om n groot mate van oppervlakaktiwiteit te he vanwee hul magneetveld Die magneetveld kan op die ster se sterwind inwerk en as n rem dien sodat die rotasiesnelheid afneem namate die ster ouer word Ouer sterre soos die Son het n baie laer rotasiesnelheid en n kleiner mate van oppervlakaktiwiteit 87 Massa Wysig Die refleksienewel NGC 1999 word helder velig deur V380 Orionis middel n veranderlike ster met n massa van sowat 3 5 sonmassas Een van die sterre met die grootste massa sover bekend is Eta Carinae 88 sowat 100 150 keer die van die Son Dit sal n leeftyd van hoogstens n paar miljoen jaar he n Studie van die Arches swerm dui daarop dat 150 sonmassas tans die limiet is vir sterre in die heelal 89 Die rede vir hierdie beperking is nie heeltemal seker nie maar dit is deels vanwee die Eddington ligsterkte wat die maksimum ligsterkte bepaal wat deur die atmosfeer van n ster kan beweeg sonder dat die gasse die ruimte ingeskiet word Vir n ster met die naam R136a1 in die sterreswerm RMC 136a is n massa van 265 sonmassas egter gemeet wat die beperking in twyfel trek 90 Volgens n studie is die sterre met n groter sonmassa as 150 in die swerm R136 gevorm deur die botsing en samesmelting van sterre met n groot massa in dubbelsterstelsels 91 Die eerste sterre wat na die Groot Knal gevorm het het dalk massas van tot 300 sonmassas of meer gehad 92 vanwee die algehele afwesigheid van elemente swaarder as litium in hul samestelling Hierdie generasie van supermassiewe populasie III sterre kom egter nie meer voor nie en hul bestaan is tans net teoreties Met n massa van net 93 keer die van Jupiter is AB Doradus C n metgesel van AB Doradus A die kleinste ster bekend wat kernfusie in sy kern ondergaan 93 Die teoretiese minimum massa wat n ster met dieselfde metaalinhoud as die Son kan he om steeds kernfusie in sy kern te ondergaan is sowat 75 Jupiter massas 94 95 As die metaalinhoud egter baie laag is kan die minimum grootte van n ster sowat 8 3 van die Son se massa of sowat 87 Jupiter massas wees volgens n onlangse studie van die dofste sterre 95 96 Kleiner liggame wat bruindwerge genoem word le in n grys gebied tussen sterre en gasreuse n Ster se radius en massa bepaal die oppervlakswaartekrag Reusesterre het n baie laer oppervlakswaartekrag as hoofreekssterre terwyl die teenoorgestelde waar is vir kompakte sterre soos witdwerge Die oppervlakswaartekrag kan die voorkoms van die ster se spektrum beinvloed n hoer swaartekrag kan breer absorpsielyne veroorsaak 28 Rotasie Wysig Die rotasiesnelheid van sterre kan gemeet word deur spektroskopiese meting of meer presies bepaal word deur die volging van die rotasietempo van stervlekke soortgelyk aan sonvlekke Jong sterre kan n rotasiesnelheid van meer as 100 km s by die ewenaar he Die Klas B ster Achernar het byvoorbeeld n rotasiesnelheid by sy ewenaar van sowat 225 km s of meer en dit het dus n ewenaardeursnee van meer as 50 die afstand tussen sy pole Die rotasiespoed is net onder die kritieke 300 km s limiet waar n ster uitmekaar sou spat 97 In teenstelling hiermee roteer die Son net een keer elke 25 35 dae met n ewenaarsnelheid van minder as 2 km s n Ster in die hoofreeks se magneetveld en sterwind verminder die rotasiesnelheid aansienlik 98 Temperatuur Wysig Die oppervlaktemperatuur van n hoofreeksster word bepaal deur die tempo van energievervaardiging in sy kern asook sy radius en word dikwels geskat vanaf sy kleurindeks 99 Dit word gewoonlik aangegee as die effektiewe temperatuur wat die temperatuur is van n geidealiseerde swart liggaam wat energie teen dieselfde helderheid per oppervlakeenheid uitstraal as die ster Die effektiewe temperatuur is net n verteenwoordigende waarde aangesien die temperatuur toeneem na die ster se kern 100 Die temperatuur in die kernstreek van n ster is verskeie miljoene kelvin 101 Die ster se temperatuur sal die tempo van ionisering van verskeie elemente bepaal en dit sal lei tot kenmerkende absorpsielyne in die spektrum Die oppervlaktemperatuur van n ster tesame met sy sigbare absolute magnitude en absorpsie eienskappe word gebruik om n ster te klassifiseer sien Klassifikasie hier onder 28 n Swaar hoofreeksster kan n oppervlaktemperatuur van 50 000 kelvin K he Kleiner sterre soos die Son het temperature van n paar duisend kelvin Rooireuse het relatief lae temperature van sowat 3 600 K maar hulle het ook n groot ligsterkte vanwee hul groot oppervlak 102 Straling WysigDie energie wat sterre voortbring vanwee kernfusie word die ruimte ingestraal as beide elektromagnetiese en deeltjiestraling Laasgenoemde vind plaas as die ster se sterwind 103 wat strome elektries gelaaide deeltjies vanaf die buitenste lae veroorsaak Die vervaardiging van energie in die kern is die rede dat sterre so helder skyn elke keer dat twee of meer atoomkerns van een element saamsmelt om n atoomkern van n nuwe swaarder element te vorm word gammastraal fotone vrygestel Hierdie energie word omgesit in ander vorme van elektromagnetiese energie van n laer frekwensie soos visuele lig teen die tyd dat dit die ster se buitenste lae bereik Die ster straal ook vorme van elektromagnetiese straling uit wat nie met die blote oog gesien kan word nie Dit dek inderdaad die hele elektromagnetiese spektrum van radiogolwe en infrarooistrale tot ultraviolet X strale en gammastrale Deur die ster se spektrum te bestudeer kan sterrekundiges die oppervlaktemperatuur en metaalinhoud aflei As die afstand van die ster deur byvoorbeeld parallaksmeting bekend is kan die ster se ligsterkte bereken word Die massa radius oppervlakswaartekrag en rotasieperiode kan dan bepaal word gebaseer op stermodelle Ook die ouderdom van die ster kan bereken word 104 Ligsterkte Wysig In sterrekunde is die ligsterkte van n ster die hoeveelheid lig en ander vorme van stralingsenergie wat dit per tydseenheid uitstraal Die ligsterkte word bepaal deur die ster se radius en oppervlaktemperatuur Sommige sterre straal egter nie n konstante hoeveelheid energie oor die hele oppervlak uit nie Die vinnig draaiende ster Vega het byvoorbeeld n groter energievloei by sy pole as by sy ewenaar 105 Magnitude Wysig Aantal sterre per magnitude Skynbare magnitude Aantal sterre 106 0 41 152 483 1714 5135 1 6026 4 8007 14 000 Hoe kleiner n ster se magnitude is hoe helderder is dit Die heel helderste sterre het n negatiewe magnitude n Verskil van een magnitude tussen sterre dui op n helderheidsverskil van sowat 2 5 keer Die skynbare magnitude m van n ster is soos dit van die Aarde af lyk en hang af van die ster se ligsterkte afstand van die Aarde en die invloed van die Aarde se atmosfeer Absolute magnitude M hou nader verband met die ster se werklike ligsterkte en stem ooreen met hoe die ster sou gelyk het op n vasgestelde afstand van 10 parsek 32 6 ligjare Sterre se skynbare en absolute magnitude stem dus nie ooreen nie Die helderste ster van die Aarde af Sirius het byvoorbeeld n absolute magnitude van 1 41 maar n skynbare magnitude van 1 46 Die tweede helderste ster van die Aarde af Canopus het n baie groter absolute magnitude van 5 53 maar omdat dit 310 ligjare weg is in vergelyking met Sirius se 8 6 ligjare is sy skynbare magnitude net 0 72 en lyk hy dus dowwer Omdat die Son so naby is het dit n skynbare magnitude van 26 7 maar sy absolute magnitude is net 4 83 Soos in 2006 is die ster met die grootste bekende absolute magnitude LBV 1806 20 met n waarde van 14 2 Dit is n paar miljoen keer helderder as die Son 107 Omdat dit egter 40 000 ligjare weg is kan dit nie van die Aarde af gesien word nie Die dofste bekende sterre is tans in die sterreswerm NGC 6397 Die swerm se dofste rooidwergsterre het n absolute magnitude van net 26 terwyl n witdwerg met n magnitude van 28 ook ontdek is 108 Klassifikasie WysigHoofartikel SterreklassifikasieSpektraalklas temperatuur 109 Klas Temperatuur VoorbeeldO 33 000 K of meer Zeta OphiuchiB 10 500 30 000 K RigelA 7 500 10 000 K AltairF 6 000 7 200 K Procyon AG 5 500 6 000 K SonK 4 000 5 250 K Epsilon IndiM 2 600 3 850 K Proxima Centauri Die huidige stelsel van sterreklassifikasie het in die vroee 20ste eeu ontstaan Sterre word in n klas ingedeel volgens hul spektrum Dit strek van Klas O wat baie warm is tot Klas M wat koel is Die hoofklasse in volgorde van afnemende temperatuur is O B A F G K en M n Verskeidenheid seldsame spektrums het n spesiale klassifikasie Die algemeenstes hiervan is Klas L en Klas T vir bruindwerge Elke letter het 10 onderafdelings genommer van 0 tot 9 in volgorde van afnemende temperatuur 110 Sterre kan verder opgedeel word volgens die ligsterkte invloede in hul spektraallyne wat ooreenstem met hul grootte Dit strek van 0 hiperreuse deur III reusesterre tor V hoofreekssterre sommige skrywers voeg ook VII by witdwerge Die meeste sterre is hoofreekssterre wat beteken hulle sit waterstof in helium om vanwee kernfusie Op n grafiek van ligsterkte teenoor spektraaltipe le hulle almal in n diagonale strook 110 Sien die Hertzsprung Russell diagram hoer op Die Son is n hoofreeksster G2V n geeldwerg met n gemiddelde temperatuur en grootte Bykomende letters kan by die klas gevoeg word vir spesiale eienskappe soos m vir buitengewoon sterk metaallyne var vir variasies in die spektraallyne ens Witdwerge het hul eie klas wat met D begin Dit word onderverdeel in DA DB DC DO DZ en DQ na gelang van die soorte prominente lyne in hul spektrum Dit word gevolg deur n syfer wat dui op die temperatuurindeks 111 Struktuur Wysig Die interne struktuur van hoofreekssterre Die konveksiesones word aangedui met sirkels met pyltjies en die stralingsones met rooi ligstrale Van links is n rooidwerg n geeldwerg van gemiddelde grootte en n swaar blouwit hoofreeksster Die binnekant van n stabiele ster is in n toestand van hidrostatiese ewewig Die kragte wat op enige deel van die ster inwerk is ewe groot na binne en buite Die kragte na binne is swaartekrag en die na buite is vanwee die druk van binne die ster Die druk ontstaan vanwee die temperatuurverskille van die plasma die buitenste deel is koeler as die kern Die temperatuur in die kern van n hoofreeksster of reusester is minstens in die omgewing van 107 K Die temperatuur en druk is groot genoeg dat kernfusie plaasvind en genoeg energie vrygestel word om te voorkom dat die ster verder instort 112 113 Wanneer atoomkerns in die ster se kern saamsmelt straal hulle energie uit in die vorm van gammastrale Hierdie fotone en die omringende plasma werk op mekaar in en dit verhoog die termiese energie in die kern Sterre in die hoofreeks sit waterstof in helium om en skep so n al hoe groter hoeveelheid helium in die kern Eindelik is daar meer helium en energievervaardiging in die kern stop In plaas daarvan word fusie in sterre van minstens 0 4 sonmassas voortgesit in lae rondom die gedegenereerde heliumkern 114 Benewens die hidrostatiese ewewig handhaaf die binnekant van n ster ook n energiebalans van termiese ewewig Daar is n radiale temperatuurgradient regdeur die binnekant wat meebring dat energie na die buitekant vloei Die vloei van energie uit n sterlaag na buite sal presies ooreenstem met die invloei van energie van binne Die diagram wys n deursnee van die Son Bron Nasa Die stralingsone is die gebied in die ster se binnekant waar stralingsoordrag genoeg is om die vloei van energie te handhaaf en die plasma bly dus stabiel Indien dit nie die geval is nie sal die plasma onstabiel raak en konveksie sal plaasvind so word n konveksiesone gevorm Dit kan byvoorbeeld gebeur in gebiede waar die energievloei baie hoog is soos naby die kern of in gebiede van hoe ondeursigtigheid soos in die buitenste omhulsel 113 Die voorkoms van konveksie in die buitenste omhulsel van n hoofreeksster hang af van die massa Sterre met n massa van n paar keer die van die Son sal n konveksiesone diep in die binnekant he en n stralingsone in die buitenste lae Sien illustrasie regs By kleiner sterre soos die Son werk dit andersom die konveksiesone is in die buitenste lae 115 Rooidwerge van minder as 0 4 sonmassa het net n konveksiesone wat die opbou van n heliumkern voorkom 2 Die deel van n ster wat sigbaar is vir n waarnemer word die fotosfeer genoem Dit is die laag waar die plasma deusigtig raak vir ligfotone Van hier raak die energie wat in die kern voortgebring word vry om na die ruimte te versprei Dit is in die fotosfeer waar stervlekke of kolle met n laer temperatuur voorkom Buite die fotosfeer le die steratmosfeer In n hoofreeksster soos die Son is die laagste vlak van die atmosfeer die dun chromosfeer waar sonspykers of vingers warm gas voorkom en steropvlammings begin Dit is omring deur n oorgangsgebied waar die temperatuur skerp styg binne n afstand van net 100 km Daarbuite le die korona of ligkrans n hoeveelheid uiters verhitte plasma wat tot verskeie miljoene kilometers ver kan strek 116 Die voorkoms van n korona is blykbaar afhanklik van n konveksiesone in die buitenste lae van n ster 115 Ondanks sy hoe temperatuur straal n korona baie min lig uit Die korona van die Son is gewoonlik net sigbaar tydens n sonsverduistering Van die korona af strek n sterwind van plasmadeeltjies na buite dit versprei totdat dit in die instellere medium opgeneem word By die Son strek die invloed van die sonwind regdeur die borrelvormige heliosfeer 117 Kernfusie Wysig Oorsig van die proton protonketting Die koolstof stikstof suurstofsiklus n Verskeidenheid kernfusiereaksies vind plaas in die kern van sterre afhangend van hul massa en samestelling as deel van ster nukleosintese Die netto massa van die saamgesmelte atoomkerns is kleiner as die som van die aanvanklike komponente Hierdie verlies aan massa word vrygestel as elektromagnetiese energie volgens die massa energieverhouding E mc2 1 Die waterstof fusieproses is temperatuursensitief en n klein styging in die kerntemperatuur sal n aansienlike toename in die fusietempo meebring Daarom wissel die kerntemperature van hoofreekssterre net van 4 miljoen K vir n klein Klas M ster tot 40 miljoen K vir n swaar Klas O ster 101 In die Son met n kerntemperatuur van 10 miljoen K smelt waterstof saam om helium te vorm in die proton protonkettingreaksie 118 41H 22H 2e 2ne 4 MeV 1 MeV 21H 22H 23He 2g 5 5 MeV 23He 4He 21H 12 9 MeV Hierdie reaksie het die volgende algehele reaksie tot gevolg 41H 4He 2e 2g 2ne 26 7 MeV waar e n positron is g n gammastraalfoton ne n neutrino en H en He isotope van waterstof en helium onderskeidelik Die energie wat deur hierdie reaksie voortgebring word is in miljoene elektron volts wat eintlik net n klein hoeveelheid energie is Enorme hoeveelhede van hierdie reaksies vind egter konstant plaas en dit bring al die energie voort wat nodig is om die ster se stralingsvermoe te handhaaf Minimum stermassa nodig vir fusie Element SonmassaWaterstof 0 01Helium 0 4Koolstof 5 119 Neon 8 In swaarder sterre word helium vervaardig in n siklus reaksies wat deur koolstof gekataliseer word die koolstof stikstof suurstofsiklus 118 In ouer sterre met n kern van 100 miljoen K en n massa van tussen 0 5 en 10 sonmassas kan helium in koolstof omgesit word in die tripel alpha proses wat die tussenelement berillium gebruik 118 4He 4He 92 keV 8 Be 4He 8 Be 67 keV 12 C 12 C 12C g 7 4 MeV vir n algehele reaksie van 34He 12C g 7 2 MeV In baie groot sterre kan swaarder stowwe soos neon en suurstof ook verbrand word in n krimpende kern Die laaste fase in die proses van ster nukleosintese is wanneer silikon verbrand word Dit bring die stabiele isotoop yster 56 voort Geen fusie kan verder plaasvind nie behalwe deur n endotermiese proses en daarom kan verdere energie net voortgebring word deurdat die ster instort 118 Sien ook Wysig SterrekundeportaalVerwysings Wysig 1 0 1 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 0 2 1 2 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 Stellar Evolution amp Death NASA Observatorium Besoek op 2006 06 08 Iben Icko Jr 1991 Single and binary star evolution Astrophysical Journal Supplement Series 76 55 114 Bibcode 1991ApJS 76 55I doi 10 1086 191565 Hevelius Johannis 1690 Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia Gdansk Forbes George 1909 History of Astronomy London Watts amp Co ISBN 1 153 62774 4 Tondering Claus Other ancient calendars in Engels WebExhibits Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 November 2019 Besoek op 10 Desember 2006 von Spaeth Ove 2000 Dating the Oldest Egyptian Star Map Centaurus International Magazine of the History of Mathematics Science and Technology 42 3 159 179 Besoek op 2007 10 21 North John 1995 The Norton History of Astronomy and Cosmology New York and London W W Norton amp Company pp 30 31 ISBN 0 393 03656 1 Murdin P 2000 Aristillus c 200 BC Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics Bibcode 2000eaa bookE3440 Check bibcode length help doi 10 1888 0333750888 3440 ISBN 0 333 75088 8 Onbekende parameter month geignoreer help Grasshoff Gerd 1990 The history of Ptolemy s star catalogue Springer pp 1 5 ISBN 0 387 97181 5 Pinotsis Antonios D Astronomy in Ancient Rhodes in Engels Section of Astrophysics Astronomy and Mechanics Department of Physics University of Athens Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 September 2017 Besoek op 2 Junie 2009 June 29 1981 The Historical Supernovae Supernovae A survey of current research Proceedings of the Advanced Study Institute 355 370 Cambridge England Dordrecht D Reidel Publishing Co Zhao Fu Yuan Strom R G Jiang Shi Yang 2006 The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 6 5 635 640 Bibcode 2006ChJAA 6 635Z doi 10 1088 1009 9271 6 5 17 Astronomers Peg Brightness of History s Brightest Star in Engels NAOA News 5 Maart 2003 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020 Besoek op 8 Junie 2006 Frommert Hartmut Kronberg Christine 30 Augustus 2006 Supernova 1054 Creation of the Crab Nebula SEDS in Engels University of Arizona Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 April 2020 Duyvendak J J L 1942 Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A D Part I The Ancient Oriental Chronicles Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 318 91 94 Bibcode 1942PASP 54 91D doi 10 1086 125409 Onbekende parameter month geignoreer help Mayall N U Oort Jan Hendrik 1942 Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A D Part II The Astronomical Aspects Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 318 95 104 Bibcode 1942PASP 54 95M doi 10 1086 125410 Onbekende parameter month geignoreer help Brecher K et al 1983 Ancient records and the Crab Nebula supernova The Observatory 103 106 113 Bibcode 1983Obs 103 106B Jones Kenneth Glyn 1991 Messier s nebulae and star clusters Cambridge University Press p 1 ISBN 0 521 37079 5 Zahoor A 1997 Al Biruni Hasanuddin University Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2008 06 26 Besoek op 2007 10 21 21 0 21 1 Drake Stephen A 17 Augustus 2006 A Brief History of High Energy X ray amp Gamma Ray Astronomy in Engels NASA HEASARC Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Junie 2001 Besoek op 24 Augustus 2006 Hoskin Michael 1998 The Value of Archives in Writing the History of Astronomy Space Telescope Science Institute Besoek op 2006 08 24 Proctor Richard A 1870 Are any of the nebulae star systems Nature 1 13 331 333 Bibcode 1870Natur 1 331P doi 10 1038 001331a0 MacDonnell Joseph Angelo Secchi S J 1818 1878 the Father of Astrophysics Fairfield University Besoek op 2006 10 02 Aitken Robert G 1964 The Binary Stars New York Dover Publications Inc p 66 ISBN 0 486 61102 7 Michelson A A Pease F G 1921 Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer Astrophysical Journal 53 249 259 Bibcode 1921ApJ 53 249M doi 10 1086 142603 Payne Gaposchkin Cecilia Helena CWP in Engels University of California Geargiveer vanaf die oorspronklike op 7 November 2019 Besoek op 21 Februarie 2013 28 0 28 1 28 2 Unsold Albrecht 2001 The New Cosmos 5th uitg New York Springer pp 180 185 215 216 ISBN 3 540 67877 8 e g Battinelli Paolo Demers Serge Letarte Bruno 2003 Carbon Star Survey in the Local Group V The Outer Disk of M31 The Astronomical Journal 125 3 1298 1308 Bibcode 2003AJ 125 1298B doi 10 1086 346274 Millennium Star Atlas marks the completion of ESA s Hipparcos Mission in Engels ESA 8 Desember 1997 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Augustus 2016 Besoek op 5 Augustus 2007 Villard Ray Freedman Wendy L 26 Oktober 1994 Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet in Engels Hubble Site Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 Julie 2016 Besoek op 5 Augustus 2007 Hubble Completes Eight Year Effort to Measure Expanding Universe in Engels Hubble Site 25 Mei 1999 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 Desember 2016 Besoek op 2 Augustus 2007 Koch Westenholz Ulla Koch Ulla Susanne 1995 Mesopotamian astrology an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination Carsten Niebuhr Institute Publications 19 Museum Tusculanum Press p 163 ISBN 87 7289 287 0 Coleman Leslie S Myths Legends and Lore in Engels Frosty Drew Observatory Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 April 2020 Besoek op 15 Junie 2012 Naming Astronomical Objects in Engels International Astronomical Union IAU Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 Mei 2013 Besoek op 30 Januarie 2009 Naming Stars in Engels Students for the Exploration and Development of Space SEDS Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 Mei 2020 Besoek op 30 Januarie 2009 Lyall Francis Larsen Paul B 2009 Chapter 7 The Moon and Other Celestial Bodies Space Law A Treatise Ashgate Publishing Ltd p 176 ISBN 0 7546 4390 5 Andersen Johannes Buying Stars and Star Names in Engels International Astronomical Union Geargiveer vanaf die oorspronklike op 8 Mei 2013 Besoek op 24 Junie 2010 39 0 39 1 Sackmann I J Boothroyd A I 2003 Our Sun V A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars The Astrophysical Journal 583 2 1024 1039 arXiv astro ph 0210128 Bibcode 2003ApJ 583 1024S doi 10 1086 345408 Tripathy S C Antia H M 1999 Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius Solar Physics 186 1 2 1 11 Bibcode 1999SoPh 186 1T doi 10 1023 A 1005116830445 Woodward P R 1978 Theoretical models of star formation Annual review of astronomy and astrophysics 16 1 555 584 Bibcode 1978ARA amp A 16 555W doi 10 1146 annurev aa 16 090178 003011 Smith Michael David 2004 The Origin of Stars Imperial College Press pp 57 68 ISBN 1 86094 501 5 Seligman Courtney Slow Contraction of Protostellar Cloud Selfgepubliseer in Engels Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 Mei 2019 Besoek op 5 September 2006 1996 The Birth of Stars Herbig Haro Jets Accretion and Proto Planetary Disks Science with the Hubble Space Telescope II Proceedings of a workshop held in Paris France December 4 8 1995 Space Telescope Science Institute Smith Michael David 2004 The origin of stars Imperial College Press p 176 ISBN 1 86094 501 5 Onbekende parameter unused data geignoreer help Megeath Tom 11 Mei 2010 Herschel finds a hole in space in Engels ESA Geargiveer vanaf die oorspronklike op 20 Oktober 2012 Besoek op 17 Mei 2010 Mengel J G et al 1979 Stellar evolution from the zero age main sequence Astrophysical Journal Supplement Series 40 733 791 Bibcode 1979ApJS 40 733M doi 10 1086 190603 Sackmann I J Boothroyd A I Kraemer K E 1993 Our Sun III Present and Future Astrophysical Journal 418 457 Bibcode 1993ApJ 418 457S doi 10 1086 173407 Wood B E et al 2002 Measured Mass Loss Rates of Solar like Stars as a Function of Age and Activity The Astrophysical Journal 574 1 412 425 arXiv astro ph 0203437 Bibcode 2002ApJ 574 412W doi 10 1086 340797 de Loore C de Greve J P Lamers H J G L M 1977 Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind Astronomy and Astrophysics 61 2 251 259 Bibcode 1977A amp A 61 251D The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun in Engels Royal Greenwich Observatory Geargiveer vanaf die oorspronklike op 24 September 2015 Besoek op 7 September 2006 Adams Fred C Laughlin Gregory Graves Genevieve J M Red Dwarfs and the End of the Main Sequence Gravitational Collapse From Massive Stars to Planets 46 49 Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Besoek op 2008 06 24 Pizzolato N et al 2001 Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age Models and tests Astronomy amp Astrophysics 373 2 597 607 Bibcode 2001A amp A 373 597P doi 10 1051 0004 6361 20010626 Mass loss and Evolution in Engels UCL Astrophysics Group 18 Junie 2004 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 November 2004 Besoek op 26 Augustus 2006 The End of the Main Sequence Gregory Laughlin Peter Bodenheimer en Fred C Adams The Astrophysical Journal 482 10 Junie 1997 ble 420 432 56 0 56 1 Bibcode 1994A amp AS 105 29F Liebert J 1980 White dwarf stars Annual review of astronomy and astrophysics 18 2 363 398 Bibcode 1980ARA amp A 18 363L doi 10 1146 annurev aa 18 090180 002051 Richmond Michael Stellar evolution on the main sequence in Engels Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Mei 2020 Besoek op 24 Augustus 2006 What is a star in Engels Royal Greenwich Observatory Geargiveer vanaf die oorspronklike op 25 Oktober 2015 Besoek op 7 September 2006 Hinshaw Gary 23 Augustus 2006 The Life and Death of Stars in Engels NASA WMAP Mission Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020 Besoek op 1 September 2006 61 0 61 1 Introduction to Supernova Remnants in Engels Goddard Space Flight Center 6 April 2006 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 28 Mei 2020 Besoek op 16 Julie 2006 Fryer C L 2003 Black hole formation from stellar collapse Classical and Quantum Gravity 20 10 S73 S80 Bibcode 2003CQGra 20S 73F doi 10 1088 0264 9381 20 10 309 Szebehely Victor G Curran Richard B 1985 Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies Springer ISBN 90 277 2046 0 Harvard Smithsonian Center for Astrophysics 30 Januarie 2006 Most Milky Way Stars Are Single Persberig http www cfa harvard edu news 2006 pr200611 html Besoek op 2006 07 16 What is a galaxy How many stars in a galaxy the Universe in Engels Royal Greenwich Observatory Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 November 2015 Besoek op 18 Julie 2006 Borenstein Seth 1 Desember 2010 Universe s Star Count Could Triple CBS News in Engels Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Oktober 2013 Besoek op 14 Julie 2011 Hubble Finds Intergalactic Stars in Engels Hubble News Desk 14 Januarie 1997 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 17 Junie 2016 Besoek op 6 November 2006 Holmberg J Flynn C 2000 The local density of matter mapped by Hipparcos Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 313 2 209 216 arXiv astro ph 9812404 Bibcode 2000MNRAS 313 209H doi 10 1046 j 1365 8711 2000 02905 x Astronomers Star collisions are rampant catastrophic CNN News 2 Junie 2000 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 Julie 2013 Besoek op 21 Julie 2006 Lombardi Jr J C et al 2002 Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers The Astrophysical Journal 568 2 939 953 arXiv astro ph 0107388 Bibcode 2002ApJ 568 939L doi 10 1086 339060 Frebel A et al 11 Mei 2007 Nearby Star Is A Galactic Fossil Science Daily Besoek op 2007 05 10 Frebel Anna et al Mei 2007 Discovery of HE 1523 0901 a Strongly r Process enhanced Metal poor Star with Detected Uranium Astrophysical Journal Letters 660 2 L117 L120 arXiv astro ph 0703414 Bibcode 2007ApJ 660L 117F doi 10 1086 518122 Naftilan S A Stetson P B 13 Julie 2006 How do scientists determine the ages of stars Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe in Engels Scientific American Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 November 2013 Besoek op 11 Mei 2007 Laughlin G Bodenheimer P Adams F C 1997 The End of the Main Sequence The Astrophysical Journal 482 1 420 432 Bibcode 1997ApJ 482 420L doi 10 1086 304125 Irwin Judith A 2007 Astrophysics Decoding the Cosmos John Wiley and Sons p 78 ISBN 0 470 01306 0 A Genetic Study of the Galaxy in Engels ESO 12 September 2006 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019 Besoek op 10 Oktober 2006 Fischer D A Valenti J 2005 The Planet Metallicity Correlation The Astrophysical Journal 622 2 1102 1117 Bibcode 2005ApJ 622 1102F doi 10 1086 428383 Signatures Of The First Stars ScienceDaily 17 April 2005 Besoek op 2006 10 10 Feltzing S Gonzalez G 2000 The nature of super metal rich stars Detailed abundance analysis of 8 super metal rich star candidates Astronomy amp Astrophysics 367 1 253 265 Bibcode 2001A amp A 367 253F doi 10 1051 0004 6361 20000477 The Biggest Star in the Sky in Engels ESO 11 Maart 1997 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019 Besoek op 10 Julie 2006 Ragland S Chandrasekhar T Ashok N M 1995 Angular Diameter of Carbon Star Tx Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared Journal of Astrophysics and Astronomy 16 332 Bibcode 1995JApAS 16 332R Davis Kate 1 Desember 2000 Variable Star of the Month December 2000 Alpha Orionis in Engels AAVSO Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Junie 2010 Besoek op 13 Augustus 2006 Loktin A V 2006 Kinematics of stars in the Pleiades open cluster Astronomy Reports 50 9 714 721 Bibcode 2006ARep 50 714L doi 10 1134 S1063772906090058 Onbekende parameter month geignoreer help Hipparcos High Proper Motion Stars in Engels ESA 10 September 1999 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 1 Augustus 2016 Besoek op 10 Oktober 2006 Elmegreen B Efremov Y N 1999 The Formation of Star Clusters American Scientist 86 3 264 Bibcode 1998AmSci 86 264E doi 10 1511 1998 3 264 Geargiveer vanaf die oorspronklike op March 23 2005 Besoek op 2006 08 23 Brainerd Jerome James 6 Julie 2005 X rays from Stellar Coronas The Astrophysics Spectator Besoek op 2007 06 21 Berdyugina Svetlana V 2005 Starspots A Key to the Stellar Dynamo in Engels Living Reviews Geargiveer vanaf die oorspronklike op 14 Junie 2016 Besoek op 21 Junie 2007 Smith Nathan 1998 The Behemoth Eta Carinae A Repeat Offender Mercury Magazine Astronomical Society of the Pacific 27 20 Besoek op 2006 08 13 NASA s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy in Engels NASA News 3 Maart 2005 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 April 2020 Besoek op 4 Augustus 2006 Stars Just Got Bigger in Engels European Southern Observatory 21 Julie 2010 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 23 Mei 2020 Besoek op 24 Julie 2010 Wolchover Natalie 7 Augustus 2012 Mystery of the Monster Stars Solved It Was a Monster Mash LiveScience com in Engels Geargiveer vanaf die oorspronklike op 4 Mei 2019 Ferreting Out The First Stars in Engels Harvard Smithsonian Center for Astrophysics 22 September 2005 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 27 September 2013 Besoek op 5 September 2006 Weighing the Smallest Stars in Engels ESO 1 Januarie 2005 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 Oktober 2019 Besoek op 13 Augustus 2006 Boss Alan 3 April 2001 Are They Planets or What in Engels Carnegie Institution of Washington Geargiveer vanaf die oorspronklike op 14 Augustus 2009 Besoek op 8 Junie 2006 95 0 95 1 Shiga David 17 Augustus 2006 Mass cut off between stars and brown dwarfs revealed in Engels New Scientist Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2 September 2006 Besoek op 23 Augustus 2006 Leadbeater Elli 18 Augustus 2006 Hubble glimpses faintest stars in Engels BBC Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 April 2020 Besoek op 22 Augustus 2006 Flattest Star Ever Seen in Engels ESO 11 Junie 2003 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 8 April 2020 Besoek op 3 Oktober 2006 Fitzpatrick Richard February 13 2006 Introduction to Plasma Physics A graduate course The University of Texas at Austin Besoek op 2006 10 04 Strobel Nick 20 Augustus 2007 Properties of Stars Color and Temperature Astronomy Notes in Engels Primis McGraw Hill Inc Geargiveer vanaf die oorspronklike op 21 November 2019 Besoek op 9 Oktober 2007 Seligman Courtney Review of Heat Flow Inside Stars Self published in Engels Geargiveer vanaf die oorspronklike op 9 April 2020 Besoek op 5 Julie 2007 101 0 101 1 Main Sequence Stars The Astrophysics Spectator 16 Februarie 2005 Besoek op 2006 10 10 Zeilik Michael A Gregory Stephan A 1998 Introductory Astronomy amp Astrophysics 4th uitg Saunders College Publishing p 321 ISBN 0 03 006228 4 Koppes Steve 20 Junie 2003 University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science in Engels The University of Chicago News Office Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Maart 2018 Besoek op 15 Junie 2012 Garnett D R Kobulnicky H A 2000 Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age Metallicity Relation The Astrophysical Journal 532 2 1192 1196 arXiv astro ph 9912031 Bibcode 2000ApJ 532 1192G doi 10 1086 308617 Staff 10 Januarie 2006 Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator in Engels National Optical Astronomy Observatory Geargiveer vanaf die oorspronklike op 15 Mei 2020 Besoek op 18 November 2007 Magnitude in Engels National Solar Observatory Sacramento Peak Geargiveer vanaf die oorspronklike op 6 Februarie 2008 Besoek op 23 Augustus 2006 Hoover Aaron 15 Januarie 2004 Star may be biggest brightest yet observed HubbleSite Geargiveer vanaf die oorspronklike op 2007 08 07 Besoek op 2006 06 08 Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397 in Engels HubbleSite 17 Augustus 2006 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 29 Julie 2016 Besoek op 8 Junie 2006 Smith Gene 16 April 1999 Stellar Spectra in Engels University of California San Diego Geargiveer vanaf die oorspronklike op 3 April 2011 Besoek op 12 Oktober 2006 110 0 110 1 MacRobert Alan M The Spectral Types of Stars in Engels Sky and Telescope Geargiveer vanaf die oorspronklike op 22 Oktober 2013 Besoek op 19 Julie 2006 White Dwarf wd Stars White Dwarf Research Corporation Besoek op 2006 07 19 Hansen Carl J Kawaler Steven D Trimble Virginia 2004 Stellar Interiors Springer pp 32 33 ISBN 0 387 20089 4 113 0 113 1 Schwarzschild Martin 1958 Structure and Evolution of the Stars Princeton University Press ISBN 0 691 08044 5 Formation of the High Mass Elements in Engels Smoot Group Geargiveer vanaf die oorspronklike op 10 April 2020 Besoek op 11 Julie 2006 115 0 115 1 What is a Star in Engels Nasa 1 September 2006 Geargiveer vanaf die oorspronklike op 19 November 2014 Besoek op 11 Julie 2006 ESO 1 Augustus 2001 The Glory of a Nearby Star Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT Persberig http www eso org public news eso0127 Besoek op 2006 07 10 Burlaga L F et al 2005 Crossing the Termination Shock into the Heliosheath Magnetic Fields Science 309 5743 2027 2029 Bibcode 2005Sci 309 2027B doi 10 1126 science 1117542 PMID 16179471 118 0 118 1 118 2 118 3 Wallerstein G et al 1999 Synthesis of the elements in stars forty years of progress PDF Reviews of Modern Physics 69 4 995 1084 Bibcode 1997RvMP 69 995W doi 10 1103 RevModPhys 69 995 Besoek op 2006 08 04 Girardi L Bressan A Bertelli G Chiosi C 2000 Evolutionary tracks and isochrones for low and intermediate mass stars From 0 15 to 7 Msun and from Z 0 0004 to 0 03 Astronomy and Astrophysics Supplement 141 3 371 383 arXiv astro ph 9910164 Bibcode 2000A amp AS 141 371G doi 10 1051 aas 2000126 Verdere leesstof WysigVan Zyl J E Ontsluier die Heelal n Inleiding tot Sterrekunde Protea Boekhuis 2de uitg Pretoria 2002 ISBN 1 919825 44 4 Pickover Cliff 2001 The Stars of Heaven Oxford University Press ISBN 0 19 514874 6 Gribbin John Gribbin Mary 2001 Stardust Supernovae and Life The Cosmic Connection Yale University Press ISBN 0 300 09097 8 Hawking Stephen 1988 A Brief History of Time Bantam Books ISBN 0 553 17521 1 Eksterne skakels WysigKaler James Portraits of Stars and their Constellations University of Illinois Besoek op 2010 08 20 Query star by identifier coordinates or reference code SIMBAD Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg Besoek op 2010 08 20 How To Decipher Classification Codes Astronomical Society of South Australia Besoek op 2010 08 20 Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Sterre Wikiwoordeboek het n inskrywing vir ster Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia Ontsluit van https af wikipedia org w index php title Ster amp ol,