Sterevolutie

uiteindelijk raakt de kern van de ster zijn toevoer van waterstof kwijt en begint de ster uit de hoofdreeks te evolueren., Zonder de uitwendige stralingsdruk die door de fusie van waterstof wordt gegenereerd om de zwaartekracht tegen te gaan, krimpt de kern totdat ofwel de elektronendegeneratiedruk voldoende wordt om de zwaartekracht tegen te gaan ofwel de kern heet genoeg wordt (ongeveer 100 MK) om heliumfusie te beginnen. Welke van deze het eerst gebeurt hangt af van de massa van de ster.

lage-massa steredit

wat er gebeurt nadat een lage-massa ster stopt met het produceren van energie door middel van fusie is niet direct waargenomen; het heelal is ongeveer 13.,8 miljard jaar oud, wat in sommige gevallen minder tijd is (met verschillende ordes van grootte) dan het duurt voordat fusie ophoudt in zulke sterren.

recente astrofysische modellen suggereren dat rode dwergen van 0,1 m☉ zo ‘ n zes tot twaalf biljoen jaar op de hoofdreeks kunnen blijven, waarbij zowel de temperatuur als de lichtkracht geleidelijk toenemen, en dat het enkele honderden miljard jaar meer duurt om langzaam in te storten in een witte dwerg. Zulke sterren zullen geen rode reuzen worden, omdat de hele ster een convectiezone is en het zal geen gedegenereerde heliumkern ontwikkelen met een omhulsel dat waterstof verbrandt., In plaats daarvan zal de waterstoffusie doorgaan totdat bijna de hele ster helium is.

iets Massievere sterren breiden uit tot rode reuzen, maar hun heliumkernen zijn niet massief genoeg om de temperatuur te bereiken die nodig is voor heliumfusie, zodat ze nooit de top van de rode reuzentak bereiken. Wanneer de verbranding van waterstofschelpen voorbij is, bewegen deze sterren direct van de rode reuzentak af als een post-asymptotische reuzentak (AGB) ster, maar met een lagere helderheid, om een witte dwerg te worden. Een ster met een beginmassa van ongeveer 0.,6 M☉ zal in staat zijn om temperaturen te bereiken die hoog genoeg zijn om helium te versmelten, en deze “middelgrote” sterren gaan door naar verdere stadia van evolutie voorbij de rode reuzentak.

middelgrote steredit

sterren van ruwweg 0,6-10 M☉ worden rode reuzen, die grote niet–hoofdreekssterren zijn met sterrenclassificatie K of M. rood reuzen liggen langs de rechterrand van het Hertzsprung-Russell diagram vanwege hun rode kleur en grote helderheid., Voorbeelden hiervan zijn Aldebaran in het sterrenbeeld Stier en Arcturus in het sterrenbeeld Boötes.

middelgrote sterren zijn rode reuzen gedurende twee verschillende fasen van hun post-hoofdsequentie-evolutie: rode reuzentaksterren, met inerte kernen gemaakt van helium-en waterstofverbrandende schelpen, en asymptotische reuzentaksterren, met inerte kernen gemaakt van koolstof-en heliumverbrandende schelpen in de waterstofverbrandende schelpen. Tussen deze twee fasen brengen sterren een periode door op de horizontale tak met een helium-fuserende kern., Veel van deze helium-fuserende sterren cluster naar het koele einde van de horizontale tak als K-type reuzen en worden aangeduid als red clump reuzen.

subreus phaseEdit

wanneer een ster de waterstof in zijn kern uitlaat, verlaat hij de hoofdreeks en begint hij de waterstof in een omhulsel buiten de kern te smelten. De kern neemt in massa toe naarmate de schil meer helium produceert., Afhankelijk van de massa van de heliumkern duurt dit enkele miljoenen tot één of twee miljard jaar, waarbij de ster uitdijt en afkoelt met een lichtkracht die vergelijkbaar is met die van de hoofdsequentie. Uiteindelijk wordt de kern gedegenereerd, in sterren rond de massa van de zon, of de buitenste lagen afkoelen voldoende om ondoorzichtig te worden, in meer massieve sterren. Elk van deze veranderingen zorgt ervoor dat de waterstofschil in temperatuur toeneemt en de helderheid van de ster toeneemt, waarna de ster zich uitbreidt naar de rode reuzentak.,

Red-giant-branch phaseEdit

de uitdijende buitenste lagen van de ster zijn convectief, waarbij het materiaal wordt gemengd door turbulentie van dichtbij de fuserende gebieden tot aan het oppervlak van de ster. Voor alle sterren, behalve de sterren met de laagste massa, is het gefuseerde materiaal tot op dit punt diep in het binnenste van de ster gebleven, dus de convecterende omhulsel maakt fusieproducten voor het eerst zichtbaar aan het oppervlak van de ster., In dit stadium van evolutie zijn de resultaten subtiel, met de grootste effecten, veranderingen aan de isotopen van waterstof en helium, die niet waarneembaar zijn. De effecten van de CNO-cyclus verschijnen aan de oppervlakte tijdens de eerste bagger-up, met lagere 12C/13C-verhoudingen en gewijzigde verhoudingen van koolstof en stikstof. Deze zijn detecteerbaar met spectroscopie en zijn gemeten voor veel geëvolueerde sterren.

De heliumkern blijft groeien op de rode reuzentak., Het is niet langer in thermisch evenwicht, ofwel gedegenereerd of boven de Schoenberg-Chandrasekhar limiet, dus het verhoogt de temperatuur waardoor de snelheid van fusie in de waterstofschil te verhogen. De ster neemt toe in helderheid naar de punt van de rood-reuzentak. Rode reuzentaksterren met een gedegenereerde heliumkern bereiken allemaal de top met zeer vergelijkbare kernmassa ‘ s en zeer vergelijkbare luminositeiten, hoewel de grotere massa van de rode reuzen heet genoeg worden om heliumfusie voor dat punt te ontsteken.,

horizontale vertakking

in de heliumkernen van sterren in het bereik van 0,6 tot 2,0 zonnemassa, die grotendeels worden ondersteund door elektronendegeneratiedruk, zal heliumfusie ontbranden op een tijdschaal van dagen in een heliumflits. In de niet-energiekernen van Massievere sterren vindt de ontsteking van heliumfusie relatief langzaam plaats zonder flits., De kernenergie die vrijkomt tijdens de heliumflits is zeer groot, in de Orde van 108 keer de lichtkracht van de zon voor een paar dagen en 1011 keer de lichtkracht van de zon (ongeveer de lichtkracht van de Melkweg) voor een paar seconden. De energie wordt echter verbruikt door de thermische uitzetting van de aanvankelijk gedegenereerde kern en kan dus niet van buiten de ster worden gezien. Door de uitzetting van de kern vertraagt de waterstoffusie in de bovenliggende lagen en neemt de totale energieopwekking af., De ster trekt samen, hoewel niet helemaal tot aan de hoofdreeks, en migreert naar de horizontale tak op het Hertzsprung–Russell diagram, geleidelijk krimpen in straal en het verhogen van de oppervlaktetemperatuur.

kern heliumflitssterren evolueren naar het rode uiteinde van de horizontale tak, maar migreren niet naar hogere temperaturen voordat ze een gedegenereerde koolstof-zuurstofkern krijgen en de heliumschil verbranden. Deze sterren worden vaak waargenomen als een rode klomp sterren in het kleur-magnitude diagram van een cluster, heter en minder lichtgevend dan de rode reuzen., Hogere massa sterren met grotere heliumkernen bewegen langs de horizontale tak naar hogere temperaturen, sommige worden onstabiele pulserende sterren in de gele instabiliteit strip (RR Lyrae variabelen), terwijl sommige nog heter worden en een blauwe staart of blauwe haak kunnen vormen aan de horizontale tak. De morfologie van de horizontale tak hangt af van parameters zoals metalliciteit, leeftijd en heliumgehalte, maar de exacte details worden nog steeds gemodelleerd.,

asymptotische reuzentak

nadat een ster het helium in de kern heeft verbruikt, gaat de fusie van waterstof en helium verder in schelpen rond een hete kern van koolstof en zuurstof. De ster volgt de asymptotische reuzentak op het Hertzsprung–Russell diagram, parallel aan de oorspronkelijke rode reuzenevolutie, maar met een nog snellere energieopwekking (die korter duurt). Hoewel helium in een omhulsel wordt verbrand, wordt het grootste deel van de energie geproduceerd door waterstofverbranding in een omhulsel verder van de kern van de ster., Helium uit deze waterstof brandende schelpen daalt naar het centrum van de ster en periodiek de energie-output van de helium schelp neemt dramatisch toe. Dit staat bekend als een thermische puls en ze komen tegen het einde van de asymptotische-giant-branch fase, soms zelfs in de post-asymptotische-giant-branch fase. Afhankelijk van Massa en samenstelling kunnen er meerdere tot honderden thermische pulsen zijn.

Er is een fase op de beklimming van de asymptotische reuzentak waar een diepe convectieve zone ontstaat en koolstof van de kern naar het oppervlak kan brengen., Dit is bekend als de tweede dredge up, en in sommige sterren kan er zelfs een derde dredge up. Op deze manier wordt een koolstofster gevormd, zeer koele en sterk rode sterren met sterke koolstoflijnen in hun spectra. Een proces dat heet hete bodemverbranding kan koolstof omzetten in zuurstof en stikstof voordat het naar het oppervlak kan worden gebaggerd, en de interactie tussen deze processen bepaalt de waargenomen luminositeiten en spectra van koolstofsterren in bepaalde clusters.,

een andere bekende klasse van asymptotische reuzentaksterren zijn de Mira-variabelen, die pulseren met duidelijk gedefinieerde perioden van tientallen tot honderden dagen en grote amplituden tot ongeveer 10 magnituden (in het visuele verandert de totale helderheid met een veel kleinere hoeveelheid). Bij meer massieve sterren worden de sterren helderder en de pulsatieperiode is langer, wat leidt tot een groter massaverlies, en de sterren worden zwaar verduisterd bij visuele golflengten. Deze sterren kunnen worden waargenomen als OH / IR sterren, pulserend in het infrarood en met Oh maser activiteit., Deze sterren zijn duidelijk zuurstofrijk, in tegenstelling tot de koolstofsterren, maar beide moeten worden geproduceerd door bagger-ups.

Post-AGBEdit

deze middelste sterren bereiken uiteindelijk de top van de asymptotische-reuze-tak en raken zonder brandstof voor shell branden., Ze zijn niet massief genoeg om een volledige koolstoffusie op gang te brengen, dus trekken ze weer samen en gaan door een periode van post-asymptotische superwind om een planetaire nevel te produceren met een extreem hete centrale ster. De centrale ster koelt dan af tot een witte dwerg. Het uitgestoten gas is relatief rijk aan zware elementen die in de ster ontstaan en kan, afhankelijk van het type ster, met name verrijkt zijn met zuurstof of koolstof. Het gas bouwt zich op in een uitdijende omhulsel, een circumstellaire omhulsel, en koelt af als het zich van de ster verwijdert, waardoor stofdeeltjes en moleculen zich kunnen vormen., Met de hoge infrarode energie-input van de centrale ster, ideale omstandigheden worden gevormd in deze circumstellaire enveloppen voor Maser excitatie.

Het is mogelijk dat thermische pulsen worden geproduceerd zodra de post-asymptotische reuzentak evolutie is begonnen, waardoor een verscheidenheid aan ongebruikelijke en slecht begrepen sterren ontstaat, bekend als wedergeboren asymptotische reuzentaksterren. Deze kunnen resulteren in extreme horizontale-taksterren (subdwarf B-sterren), waterstof deficiënte post-asymptotische-reuzentaksterren, variabele planetaire nevel centrale sterren, en R Coronae Borealis variabelen.,

massieve steredit

In massieve sterren is de kern al groot genoeg bij het begin van de waterstofverbrandende schil dat heliumontstekingvoor elektron zal plaatsvinden degeneratiedruk heeft een kans om overheersend te worden. Dus wanneer deze sterren uitzetten en afkoelen, lichten ze niet zo dramatisch op als sterren met een lagere massa; ze waren echter meer lichtgevend op de hoofdreeks en evolueren tot zeer lichtgevende superreuzen., Hun kernen worden massief genoeg dat ze zichzelf niet kunnen onderhouden door elektron degeneratie en zullen uiteindelijk instorten om een neutronenster of zwart gat te produceren.

superreus evolutionEdit

extreem massieve sterren (meer dan ongeveer 40 m☉), die zeer lichtgevend zijn en dus zeer snelle sterrenwinden hebben, verliezen zo snel massa door stralingsdruk dat ze de neiging hebben om hun eigen omhulsel af te strippen voordat ze kunnen uitzetten tot rode superreuzen, en zo extreem hoge oppervlaktetemperaturen (en blauw-witte kleur) behouden vanaf hun hoofdreekstijd., De grootste sterren van de huidige generatie zijn ongeveer 100-150 m☉ omdat de buitenste lagen zouden worden verdreven door de extreme straling. Hoewel sterren met een lagere massa normaal gesproken hun buitenste lagen niet zo snel verbranden, kunnen ze ook voorkomen dat ze rode reuzen of rode superreuzen worden als ze in binaire systemen dicht genoeg zijn dat de metgezelster de envelop verwijdert als deze uitzet, of als ze snel genoeg roteren zodat convectie zich helemaal van de kern naar het oppervlak uitstrekt, wat resulteert in de afwezigheid van een aparte kern en envelop als gevolg van grondige vermenging.,

de kern van een massieve ster, gedefinieerd als het gebied met waterstofarmoede, wordt heter en dichter naarmate het materiaal van de fusie van waterstof buiten de kern wordt geaccreteerd. In voldoende massieve sterren bereikt de kern temperaturen en dichtheden hoog genoeg om koolstof en zwaardere elementen via het alfaproces te versmelten. Aan het einde van heliumfusie bestaat de kern van een ster voornamelijk uit koolstof en zuurstof., In sterren die zwaarder zijn dan 8 M☉, ontbrandt de koolstof en fuseert het om neon, natrium en magnesium te vormen. Minder massieve sterren kunnen gedeeltelijk koolstof ontsteken, maar zijn niet in staat om de koolstof volledig te smelten voordat elektron degeneratie begint, en deze sterren zullen uiteindelijk een zuurstof-Neon-magnesium witte dwerg achterlaten.

de exacte massagrens voor volledige koolstofverbranding hangt af van verschillende factoren, zoals de metalliciteit en de gedetailleerde massa die verloren gaat op de asymptotische reuzentak, maar is ongeveer 8-9 M☉. Nadat de koolstofverbranding is voltooid, bereikt de kern van deze sterren ongeveer 2.,5 M☉ en wordt heet genoeg voor zwaardere elementen om te smelten. Voordat zuurstof begint te smelten, begint neon elektronen op te vangen die neonverbranding veroorzaken. Voor een reeks sterren van ongeveer 8-12 m☉ is dit proces onstabiel en ontstaat een op hol geslagen fusie, wat resulteert in een Supernova voor het opvangen van elektronen.

bij Massievere sterren verloopt de fusie van neon zonder op hol geslagen deflagratie. Dit wordt op zijn beurt gevolgd door een volledige verbranding van zuurstof en silicium, waardoor een kern ontstaat die grotendeels bestaat uit ijzerpiekelementen. Rond de kern bevinden zich schalen van lichtere elementen die nog fuseren., De tijdschaal voor de volledige fusie van een koolstofkern naar een ijzeren kern is zo kort, slechts een paar honderd jaar, dat de buitenste lagen van de ster niet kunnen reageren en het uiterlijk van de ster grotendeels onveranderd is. De ijzeren kern groeit tot het een effectieve Chandrasekhar massa bereikt, hoger dan de formele Chandrasekhar massa als gevolg van verschillende correcties voor de relativistische effecten, entropie, lading, en de omliggende envelop. De effectieve Chandrasekhar massa voor een ijzeren kern varieert van ongeveer 1,34 m☉ in de minst massieve rode superreuzen tot meer dan 1,8 m☉ in meer massieve sterren., Zodra deze massa is bereikt, elektronen beginnen te worden gevangen in de ijzer-piek kernen en de kern wordt niet in staat om zichzelf te ondersteunen. De kern stort in en de ster wordt vernietigd, hetzij in een supernova, hetzij direct in een zwart gat.,hoofdartikel: Supernova

wanneer de kern van een massieve ster instort, zal deze een neutronenster, of in het geval van kernen die de Tolman-Oppenheimer-Volkoff limiet overschrijden, een zwart gat. Door middel van een proces dat niet volledig wordt begrepen, wordt een deel van de potentiële gravitatieenergie die vrijkomt door deze ineenstorting van de kern omgezet in een type Ib, type Ic of Type II supernova., Het is bekend dat de kern ineenstorting produceert een enorme stijging van neutrino ‘ s, zoals waargenomen met supernova SN 1987A. De zeer energetische neutrino ‘ s fragment sommige kernen; een deel van hun energie wordt verbruikt in het vrijgeven van nucleonen, waaronder neutronen, en een deel van hun energie wordt omgezet in warmte en kinetische energie, waardoor het verhogen van de schokgolf gestart door de rebound van een aantal van de invallende materiaal van de ineenstorting van de kern. Het opvangen van elektronen in zeer dichte delen van de doordringende materie kan extra neutronen produceren., Omdat een deel van de terugtrekkende materie wordt gebombardeerd door de neutronen, vangen sommige kernen ze op, waardoor een spectrum van zwaarder-dan-ijzer materiaal ontstaat, inclusief de radioactieve elementen tot (en waarschijnlijk verder) uranium., Hoewel niet-exploderende rode reuzen aanzienlijke hoeveelheden elementen zwaarder dan ijzer kunnen produceren met behulp van neutronen die vrijkomen in zijreacties van eerdere kernreacties, is de overvloed aan elementen zwaarder dan ijzer (en in het bijzonder van bepaalde isotopen van elementen met meerdere stabiele of langlevende isotopen) die in dergelijke reacties worden geproduceerd, heel anders dan die in een supernova., Noch overvloed alleen komt overeen met die gevonden in het zonnestelsel, dus zowel supernova ‘ s en het uitwerpen van elementen van rode reuzen zijn nodig om de waargenomen overvloed van zware elementen en isotopen daarvan te verklaren.

de energie die wordt overgedragen van het instorten van de kern naar het terugkaatsen van materiaal genereert niet alleen zware elementen, maar zorgt ook voor een acceleratie die veel verder gaat dan de ontsnappingssnelheid, waardoor een type Ib, type Ic of Type II supernova ontstaat., De huidige kennis van deze energie-overdracht is nog steeds niet bevredigend; hoewel de huidige computermodellen van type Ib, type Ic en type II supernova ‘ s een deel van de energie-overdracht voor hun rekening nemen, zijn ze niet in staat om voldoende energie-overdracht te verklaren om de waargenomen uitwerping van materiaal te produceren. Neutrino-oscillaties kunnen echter een belangrijke rol spelen in het probleem van de energieoverdracht, omdat ze niet alleen de beschikbare energie in een bepaalde smaak van neutrino ’s beïnvloeden, maar ook door andere algemene relativistische effecten op neutrino’ s.,

uit analyse van de massa en orbitale parameters van binaire neutronensterren (waarvoor twee van dergelijke supernova ‘ s nodig zijn) blijkt dat de ineenstorting van een kern van zuurstof, neon en magnesium een supernova kan produceren die waarneembaar verschilt (op andere manieren dan de grootte) van een supernova die wordt geproduceerd door de ineenstorting van een ijzerkern.

De massiefste sterren die vandaag de dag bestaan, kunnen volledig worden vernietigd door een supernova met een energie die de gravitatiebindende energie aanzienlijk overschrijdt. Deze zeldzame gebeurtenis, veroorzaakt door paarinstabiliteit, laat geen zwart gat restant achter., In de geschiedenis van het heelal waren sommige sterren zelfs groter dan de grootste die nu bestaat, en ze zouden aan het einde van hun leven onmiddellijk instorten in een zwart gat, als gevolg van fotodisintegratie.