Structuur

Het inwendige van een stabiele ster bevindt zich in een toestand van hydrostatisch evenwicht: de krachten op elk klein volume heffen elkaar vrijwel exact op. De evenwichtige krachten zijn de naar binnen gerichte zwaartekracht en een naar buiten gerichte kracht als gevolg van de drukgradiënt in de ster. De drukgradiënt wordt bepaald door de temperatuurgradiënt van het plasma; het buitenste deel van de ster is koeler dan de kern. De temperatuur in de kern van een hoofdreeksster of reuzenster is minstens in de orde van 10⁷ K. De resulterende temperatuur en druk in de waterstofverbrandende kern van een hoofdreeksster zijn voldoende voor kernfusie en voor de productie van voldoende energie om verdere ineenstorting van de ster te voorkomen.

Terwijl atoomkernen in de kern fuseren, zenden ze energie uit in de vorm van gammastralen. Deze fotonen interageren met het omringende plasma en dragen bij aan de thermische energie in de kern. Sterren op de hoofdreeks zetten waterstof om in helium, waardoor het aandeel helium in de kern langzaam maar gestaag toeneemt. Uiteindelijk wordt het heliumgehalte dominant en stopt de energieproductie in de kern. In plaats daarvan vindt bij sterren met een massa van meer dan 0,4 M☉ kernfusie plaats in een langzaam uitdijende schil rond de gedegenereerde heliumkern.

TERUG

Naast hydrostatisch evenwicht handhaaft het binnenste van een stabiele ster ook een energiebalans van thermisch evenwicht. Er is een radiale temperatuurgradiënt in het binnenste die resulteert in een energiestroom naar buiten. De uitgaande energiestroom die een willekeurige laag in de ster verlaat, is precies gelijk aan de inkomende energiestroom van onderaf ...

Stralingszone

De stralingszone is het gebied in het binnenste van een ster waar de energiestroom naar buiten afhankelijk is van stralingswarmte-overdracht, aangezien convectieve warmteoverdracht in die zone inefficiënt is. In dit gebied zal het plasma niet verstoord worden en zullen eventuele massabewegingen uitdoven. Waar dit niet het geval is, wordt het plasma instabiel en treedt convectie op, waardoor een convectiezone ontstaat. Dit kan bijvoorbeeld voorkomen in gebieden met zeer hoge energiestromen, zoals nabij de kern of in gebieden met een hoge opaciteit (waardoor stralingswarmteoverdracht inefficiënt is), zoals in de buitenste schil.

Het voorkomen van convectie in de buitenste schil van een hoofdreeksster hangt af van de massa van de ster. Sterren met een massa die vele malen groter is dan die van de Zon hebben een convectiezone diep in het binnenste en een stralingszone in de buitenste lagen. Bij kleinere sterren zoals de Zon is het precies andersom, met de convectiezone in de buitenste lagen. Rode dwergsterren met een massa van minder dan 0,4 M☉ zijn volledig convectief, wat de vorming van een heliumkern verhindert. Voor de meeste sterren zullen de convectieve zones in de loop van de tijd variëren naarmate de ster ouder wordt en de samenstelling van het binnenste verandert.

Fotosfeer

De fotosfeer is het gedeelte van een ster dat zichtbaar is voor een waarnemer. Dit is de laag waar het plasma van de ster transparant wordt voor lichtfotonen. Vanuit hier kan de energie die in de kern wordt gegenereerd zich vrij door de ruimte verspreiden. Het is binnen de fotosfeer dat zonnevlekken, gebieden met een lagere temperatuur dan gemiddeld, verschijnen. Boven de fotosfeer bevindt zich de stellaire atmosfeer. Bij een hoofdreeksster zoals de Zon is de onderste laag van de atmosfeer, net boven de fotosfeer, de dunne chromosfeer, waar spiculae verschijnen en stellaire flares beginnen. Daarboven bevindt zich de overgangszone, waar de temperatuur snel toeneemt over een afstand van slechts 100 km. Daarachter bevindt zich de corona, een volume superheet plasma dat zich tot enkele miljoenen kilometers naar buiten kan uitstrekken. Het bestaan van een corona lijkt afhankelijk te zijn van een convectiezone in de buitenste lagen van de ster. Ondanks de hoge temperatuur zendt de corona zeer weinig licht uit, vanwege de lage gasdichtheid. Het coronagebied van de Zon is normaal gesproken alleen zichtbaar tijdens een zonsverduistering. Vanuit de corona verspreidt zich een stellaire wind van plasmadeeltjes, die zich vanuit de ster naar buiten uitbreidt, totdat deze in contact komt met het interstellaire medium. Bij de zon strekt de invloed van de zonnewind zich uit over een belvormig gebied dat de heliosfeer wordt genoemd.

Kernfusie

Wanneer kernen fuseren, is de massa van het gefuseerde product kleiner dan de massa van de oorspronkelijke delen. Deze verloren massa wordt omgezet in elektromagnetische energie, volgens de massa-energie-equivalentierelatie E = mc2. In de kernen van sterren vinden verschillende kernfusieprocessen plaats, afhankelijk van hun massa en samenstelling.

Het waterstoffusieproces is temperatuurgevoelig, dus een matige stijging van de kerntemperatuur zal resulteren in een aanzienlijke toename van de fusiesnelheid. Daardoor varieert de kerntemperatuur van hoofdreekssterren slechts van 4 miljoen Kelvin voor een kleine M-klasse ster tot 40 miljoen Kelvin voor een massieve O-klasse ster.

In massieve sterren kunnen zwaardere elementen in een samentrekkende kern worden verbrand door middel van het neonverbrandingsproces en het zuurstofverbrandingsproces. De laatste fase in het stellaire nucleosyntheseproces is het siliciumverbrandingsproces, dat resulteert in de productie van het stabiele isotoop ijzer-56. Verdere fusie zou een endotherm proces zijn dat energie verbruikt, en daarom kan verdere energie alleen worden geproduceerd door gravitationele ineenstorting.

Bronnen

- Wikipedia
- NASA
- Getty images

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !