Sterkern: verschil tussen versies
Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
Geen bewerkingssamenvatting |
Geen bewerkingssamenvatting |
||
Regel 1:
[[Bestand:The_solar_interior.svg|thumb
Een '''sterkern''' is het extreem hete en compacte gebied in het midden van een ster. In een gewone ster op de [[hoofdreeks]] is het kerngebied het volume waar de temperatuur en het drukniveau dusdanig zijn dat er energie wordt opgewekt. Dit gebeurt middels thermonucleaire [[kernfusie]], waarbij [[waterstof (element)|waterstof]] wordt omgezet in [[helium]]. Deze opgewekte energie fungeert als tegenwicht voor de immense inwaarts gerichte zwaartekracht; deze balans houd de omstandigheden in een ster in een [[Thermodynamica#Evenwichtstoestand|thermisch]] en [[hydrostatisch evenwicht]]. De minimaal benodigde temperatuur voor [[proton-protoncyclus|kernfusie van waterstof]] in een ster is heter dan 10<sup>7</sup> [[kelvin (eenheid)|kelvin]] ([[Orde van grootte|10 Megakelvin]]), waarbij de dichtheid in de kern van de [[Zon]] meer dan 100 g/cm<sup>3</sup> is. De kern wordt omgeven door de [[steratmosfeer]], waardoor energie vanuit de kern naar het heelal wordt uitgestraald.
Regel 8:
Een belangrijk onderscheidende eigenschap van sterren op de hoofdreeks is hun primaire energieproductie in de sterkern. Hierbij worden 4 waterstof nucleonen gecombineerd tot een enkele heliumkern middels thermonucleaire kernfusie. Onze Zon is een goed voorbeeld van zo'n soort ster. Nadat sterren [[zonnemassa|zoals de Zon]] ontstaan, zal de sterkern na ongeveer 100 miljoen jaar<ref>https://books.google.nl/books?id=B3UoDwAAQBAJ&pg=PA126&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false</ref> een thermisch evenwicht bereiken en hitte via straling transporteren. De opgewekte energie wordt dus via [[straling]] en [[warmteoverdracht]] uit de kern verplaatst en niet via massaoverdracht in de vorm van [[convectie]] (stroming). Boven dit sfeervormige gebied van warmtestraling ligt een klein convectief gebied net onder de steratmosfeer.
Hoe minder massa een ster heeft, hoe meer de buitenste convectieve schil een groter deel zal uitmaken van het steromhulsel. Bestaat de ster uit 0,35 ''M''<sub>☉</sub> (35% van de [[zonnemassa]]) of minder (inclusief [[bruine dwerg|mislukte sterren]]) dan zal de ster volledig convectief zijn, inclusief de sterkern.<ref name="arxiv.org">https://arxiv.org/abs/astro-ph/9704118</ref>
Bevat een ster minder dan 1,2 ''M''<sub>☉</sub> dan zal de energieproductie in de sterkern hoofdzakelijk van de [[proton-protoncyclus]] komen, waarvoor alleen waterstof nodig is. Is een ster zwaarder dan zal energie steeds meer met de [[CNO-cyclus]] worden opgewekt. Met deze cyclus worden andere elementen zoals koolstof, stikstof en zuurstof ook verbruikt. In het geval van de Zon komt slechts 1,5% van het totaal uit deze CNO-cyclus. In sterren met een zonnemassa van 1,5, waarin de sterkern 18 megakelvin bereikt, zal de helft van de totale energieproductie komen uit diens CNO-cyclus en de andere helft van de proton-protoncyclus.<ref>https://books.google.nl/books?id=PVJEAAAAQBAJ&pg=PA339
Hoeveel massa een ster ook heeft, de temperatuur zal altijd toenemen al naargelang er meer waterstof uit de sterkern verbruikt is, om zo het thermisch evenwicht in stand te houden. Hiervoor is dan ook een stevigere energieproductie nodig, waardoor de lichtkracht van de ster toe zal nemen. De levensduur van een sterkern van waterstof wordt minder naarmate de ster meer massa bevat. In het geval van een ster als de Zon (1 ''M''<sub>☉</sub>) is deze periode ongeveer 10 miljard jaar. Bij 5 ''M''<sub>☉</sub> zal de levensduur 65 miljoen jaar bedragen en met 25 ''M''<sub>☉</sub> zal de periode van waterstoffusie in de sterkern slechts nog 6 miljoen jaar zijn.<ref name=core1>https://books.google.nl/books?id=hFmpIXwLUvIC&pg=PA45
==In subreuzen==
Zodra een ster al het waterstof in de sterkern in helium heeft omgezet, zal de kern zichzelf niet langer in evenwicht met de zwaartekracht kunnen houden en zal deze beginnen te krimpen. Hierdoor neemt de temperatuur in de kern toe, waardoor deze heet genoeg wordt om in een schil buiten om de kern heen waterstof te gaan fuseren. De sterkern zal doorgaan met krimpen terwijl de buitenste sterlagen uitzetten. Tijdens deze levensfase noemt men een ster een [[subreus]]. De sterren met relatief weinig massa kunnen nooit een subreus worden omdat ze volledig convectief zijn.<ref name=core3>https://books.google.nl/books?id=r1dNzr8viRYC&pg=PA140
Sterren met een massa tussen ongeveer 0,4 ''M''<sub>☉</sub> en 1 ''M''<sub>☉</sub> hebben kleine, niet-convectieve sterkernen op de hoofdreeks en ontwikkelen dikke schillen van waterstof op de [[Subreus#De subreuzentak|subreuzentak]]. Ze zullen hier meerdere miljarden jaren verblijven, terwijl de massa van het helium in de sterkern traag toeneemt van de waterstoffusie in de omringende sterschil. Uiteindelijk zal de kern [[ontaarde materie|degeneratief raken]] en gaat de ster uitzetten. Dit markeert de start op de [[Rode reuzentak#De subreus fase|rode reuzentak]].<ref name=core3/>
Sterren van 1 tot 2 ''M''<sub>☉</sub> hebben tenminste nog gedeeltelijk convectieve sterkernen tijdens hun bestaan op de hoofdreeks. Ze zullen een relatief grote heliumkern ontwikkelen voordat het waterstof in het convectieve deel opraakt. Mogelijk wordt er nog meer waterstof uit andere delen door bijzondere processen verbruikt. Uiteindelijk valt de kernfusie in de sterkern stil, waardoor de kern zal gaan krimpen. Onder invloed van de zwaartekracht zal waarachtig de temperatuur en lichtkracht van de ster enkele miljoenen jaren toenemen, tot er voldoende hitte bereikt wordt om kernfusie te starten in de waterstofschil. Zodra waterstoffusie begint zal het steroppervlak afkoelen en is de ster officieel een subreus. Voor wanneer in een sterkern alle fusie is stilgevallen, maar de temperatuur in stand gehouden wordt door kernfusie in een omringende sterschil, is er een maximum voor de massa van de sterkern bepaald op de [[Schönberg-Chandrasekhar limiet]]. Overschrijdt de kern deze limiet, dan zal deze ineenstorten in ontaarde materie, waarbij tevens de buitenste sterlagen snel uitzetten. Zo wordt de ster een [[rode reus]] op de rode reuzentak. Een ster van twee of minder zonsmassa zal slechts een paar miljoen jaar een subreus zijn, een minimale fractie van de totale bestaansduur (zie [[Hertzsprunggat]]). Sterren met meer dan twee zonsmassa bevatten een sterkern die al groter is dan de Schönberg-Chandrasekhar limiet voordat ze de hoofdreeks verlaten.<ref name=core3 />
==In reuzensterren==
[[Bestand:Sterkernen.png|400px|right|thumb|upright=1.2|Verschillende [[stellaire structuur|sterstructuren]] van links naar rechts: de [[hoofdreeks]], de [[rode reuzentak]] en de [[horizontale tak]].]]
Zodra de voorraad waterstof in de sterkern van een ster van tenminste 0,25 ''M''<sub>☉</sub><ref name=core2 /> is opgebrand, zal de ster de hoofdreeks verlaten en [[sterevolutie|verder evolueren]] via de subreuzentak naar de [[rode reuzentak]], op het [[Hertzsprung-Russelldiagram]]. Evoluerende sterren van maximaal zo'n 1,2 ''M''<sub>☉</sub> zullen hun sterkernen ineenkrimpen, totdat waterstoffusie start via de proton-protoncyclus. Dit gebeurt in een schil om de inactieve heliumkernen heen. Tijdens dit proces bevinden de sterren zich op de subreuzentak. De heliumkern zal langzaam maar zeker in massa toenemen, waardoor de schil met waterstoffusie steeds heter wordt. Uiteindelijk kan energie opgewekt worden met de CNO-cyclus. Vanwege de sterke temperatuurgevoeligheid van de CNO-cyclus zal de waterstofschil dunner zijn dan voorheen. Sterren van meer dan 1,2 ''M''<sub>☉</sub>, waar de kern niet convectief van is en die hun waterstofkern hebben opgebrand met de CNO-cyclus, zullen hun sterkern ineenkrimpen om dan direct naar de reuzenfase op de rode reuzentak te gaan. De toenemende massa en dichtheid van de helium sterkern zal de ster in omvang en lichtkracht doen toenemen terwijl deze op de rode reuzentak omhoog evolueert.<ref>https://books.google.nl/books?id=yaX0etDmbXMC&pg=PA267
In sterren die bestaan uit 0,4 tot 1,5 ''M''<sub>☉</sub> zal de helium sterkern in [[ontaarde materie|ontaarde toestand]] geraken voordat deze heet genoeg kan worden voor [[triple-alfaproces|kernfusie]]. De maximale massa waaruit een niet-fuserende, isotherme sterkern kan bestaan die de druk van het steromhulsel kan weerstaan is bepaald op de [[Schönberg-Chandrasekhar limiet]].<ref name=core3/>
In de zwaardere hoofdreekssterren waar de sterkern convectief van is, zal het door kernfusie geproduceerde helium gaan vermengen door de gehele convectieve zone. Zodra het waterstof uit de sterkern op is, zal dit dus in het totale convectieve kerngebied op zijn. Tegen deze tijd zal de heliumkern gaan krimpen en zal waterstoffusie beginnen rond een sterschil om de kern heen, wat langzaam steeds meer helium zal afzetten in de kern.<ref name=core1/>
Bestaat een ster uit meer dan 10 ''M''<sub>☉</sub>, dan zal kernfusie in de heliumkern direct beginnen als de ster van de hoofdreeks af evolueert. Twee waterstof fuserende sterschillen vormen dan om de heliumkern heen: een dunne, binnenste schil met de CNO-cyclus en een buitenste schil met de proton-protoncyclus.<ref name="books.google.nl"/>
==Zie ook==
Regel 36:
* [[Sterevolutie]]
{{Appendix|2=
* {{Bronvermelding anderstalige Wikipedia|taal=en|titel=Stellar core|oldid=946258319|datum=20200417}}
|