Rode reus: verschil tussen versies
Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
k Wijzigingen door 84.199.116.162 (Overleg) hersteld tot de laatste versie door Legobot |
Geen bewerkingssamenvatting |
||
Regel 1:
[[Bestand:Rode reus.png|thumb|270px|Grootte van Rode reus ten opzichte van zon]]
Een '''rode reus''' is een [[ster (hemellichaam)|ster]] die aan het einde van haar levensfase is gekomen.
Een [[hoofdreeks]]-ster geeft energie af door de [[kernfusie|fusie]] van [[Waterstof (element)|waterstof]] tot [[helium]] in de kern door middel van de [[proton-protoncyclus]] of de [[koolstof-stikstofcyclus]].
Een ster waar buiten de kern een fusieproces plaatsvindt, produceert meer energie dan daarvoor en zwelt enorm op. Doordat door het opzwellen de oppervlaktetemperatuur daalt wordt de ster een rode reus. Als de [[zon]] over ongeveer 5 miljard jaar in dit stadium komt wordt zij zo groot dat de buitenste lagen tot ver voorbij de baan van [[Venus (planeet)|Venus]], en misschien zelfs tot voorbij de baan van de [[Aarde (planeet)|Aarde]] zullen reiken.▼
In de loop der tijd raakt het waterstof in de kern steeds meer opgebrand, waardoor het fusieproces in de loop der tijd minder wordt. Daardoor koelt de ster wat af en neemt de [[stralingsdruk]] in de kern af. Hierdoor trekt de kern onder invloed van haar eigen gewicht wat meer samen waardoor de temperatuur stijgt. Deze temperatuurstijging heeft tot gevolg dat er een waterstoffusie in een schil buiten de kern op gang komt.
▲Een ster waar buiten de kern een fusieproces plaatsvindt, produceert meer energie dan daarvoor en zwelt enorm op. Doordat door het opzwellen de [[effectieve temperatuur|oppervlaktetemperatuur]] daalt wordt de ster een rode reus. Als de [[zon]] over ongeveer 5 miljard jaar in dit stadium komt wordt zij zo groot dat de buitenste lagen tot ver voorbij de baan van [[Venus (planeet)|Venus]], en misschien zelfs tot voorbij de baan van de [[Aarde (planeet)|Aarde]] zullen reiken.
Tijdens deze fase hoopt zich steeds meer helium in de kern op, die daardoor nog meer samentrekt en waardoor de dichtheid van de kern steeds hoger wordt. Als de kern een [[temperatuur]] bereikt van 100 miljoen [[Kelvin (eenheid)|kelvin]] gaat het helium in de kern fuseren tot [[koolstof]]. De buitenste gaswolken drijven steeds verder weg en vormen een [[planetaire nevel]]. De ster eindigt als een [[witte dwerg]], die uiteindelijk afkoelt en zo een [[zwarte dwerg]] wordt. Dit proces duurt echter zo lang, dat er nog geen zwarte dwergen in ons heelal zijn.▼
▲Tijdens deze fase hoopt zich steeds meer helium in de kern op, die daardoor nog meer samentrekt en waardoor de dichtheid van de kern steeds hoger wordt. Als de kern een [[temperatuur]] bereikt van 100 miljoen [[Kelvin (eenheid)|kelvin]] gaat het helium in de kern fuseren tot [[koolstof]] door middel van het [[Triple-alfaproces]]. Het begin van deze fusie wordt [[heliumflits]] genoemd. De buitenste gaswolken drijven steeds verder weg en vormen een [[planetaire nevel]]. De ster eindigt als een [[witte dwerg]], die uiteindelijk afkoelt en zo een [[zwarte dwerg]] wordt. Dit proces duurt echter zo lang, dat er nog geen zwarte dwergen in ons heelal zijn.
Bij zware sterren vindt er een [[supernova]] plaats, en eindigt de ster uiteindelijk als [[neutronenster]] (pulsar) of als [[zwart gat]].
| |||