Dwergster
Onder die term dwergster word gewoonlik ’n hoofreeksster verstaan. Dit is verreweg die talrykste soort sterre en het ’n groot genoeg massa om kernfusie te ondergaan. Die hoofreekssterre wat tans onder die Morgan-Keenan-stelsel in verskillende spektraaltipes geklassifiseer word, gebruik die letters O, B, A, F, G, K en M, wat strek van warm tot koud.
| Klas | Voorbeeld | Temperatuur | Massa | Radius | Ligsterkte |
|---|---|---|---|---|---|
| O | Zeta Ophiuchi | 30 000 K of meer | 8 M☉ | 5,4 R☉ | 1 630 L☉ |
| B | Regulus A | 10 000–30 000 K | 3,5 M☉ | 4 R☉ | 150 L☉ |
| A | Delta Leonis | 7 500–10 000 K | 2,2 M☉ | 2,4 R☉ | 25 L☉ |
| F | Theta Bootis | 6 000–7 500 K | 1,5 M☉ | 1,8 R☉ | 4,4 L☉ |
| G | Son | 5 500–6 000 K | 1 M☉ | 1 R☉ | 1 L☉ |
| K | Epsilon Eridani | 4 000–5 500 K | 0,8 M☉ | 0,8 R☉ | 0,3 L☉ |
| M | Gliese 581 | 2 500–5 500 K | 0,3 M☉ | 0,4 R☉ | 0,002 L☉ |
Daarteenoor is niehoofreekssterre dié wat al gevorderd is en waarvan die waterstofvoorraad uitgeput is. Hulle het daarom uitgesit en het ’n groter ligsterkte.
Die term "dwergster" is oorspronklik in 1906 uitgedink deur die Deense sterrekundige Ejnar Hertzsprung, wat opgemerk het die rooiste sterre, wat as Klas K en M in die Harvardstelsel geklassifiseer word, kan in twee groepe ingedeel word: dié wat helderder as die Son is en dié wat dowwer is. Om ’n onderskeid te tref, het hy hulle onderskeidelik "reusesterre" en "dwergsterre" genoem.[1] Vandag word feitlik alle hoofreekssterre dwergsterre genoem.
Ander stellêre en substellêre voorwerpe het ook "dwergster" in hul naam, maar is nie hoofreekssterre nie en dus nie werklik dwergsterre nie:
- ’n Witdwerg is die kern van ’n mediumgrootte-ster wat oorgebly het nadat die ster uitgesit en die kern sy buitenste lae weggestoot het.
- ’n Swartdwerg is ’n witdwerg wat genoegsaam afgekoel het dat dit nie meer sigbare lig uitstraal nie. Dié voorwerpe is tans nog net hipoteties, aangesien geen van hulle nog waargeneem is nie.
- ’n Bruindwerg is ’n substellêre voorwerp waarvan die massa nie groot genoeg is vir kernfusie om waterstof in helium om te sit nie; minder as sowat 0,08 sonmassas en meer as sowat 13 Jupiter-massas.
Eienskappe
[wysig | wysig bron]Tydens 90% van ’n dwergster se bestaan sit hy waterstof in helium om vanweë kernfusie. Die hoeveelheid helium in ’n ster se kern sal mettertyd toeneem, so ook die tempo van kernfusie, die temperatuur en die ligsterkte.[2] 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.[3]
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,[4] 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.[5]
Hoe lank ’n ster in die hoofreeks bly, hang grootliks af van die hoeveelheid gas wat dit vir kernfusie het 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.[6]
Sien ook
[wysig | wysig bron]Verwysings
[wysig | wysig bron]- ↑ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A.B., reds. (1995). Twentieth Century Physics. Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics. p. 1696. ISBN 0-7503-0310-7. OCLC 33102501.
- ↑ 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&A....61..251D.
- ↑ 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 Astronomía y Astrofísica. Besoek op 2008-06-24.
Eksterne skakels
[wysig | wysig bron]Wikiwoordeboek het 'n inskrywing vir dwergster.
Hierdie artikel is hoofsaaklik vertaal uit die Duitse Wikipedia
