LEVENSCYCLUS. GEBOORTE EN STERFTE VAN STERREN

DE LEVENSCYCLUS VAN STERREN Klik hier


Sterren worden geboren in nevels. Enorme wolken van stof en gas bezwijken onder de zwaartekracht en vormen protosterren. Deze jonge sterren ondergaan verdere instorting en komen in de hoofdreeks.
Sterren worden groter als ze oud worden. In de kern is waterstof praktisch volledig omgezet in helium, de buitenste lagen zwellen op, de ster koelt af en wordt minder helder. Dit is een Rode reus of een rode superreus (afhankelijk van de oorspronkelijke massa van de ster). Hij zal uiteindelijk instorten en exploderen. Naargelang de massa van de ster bekomt men een zwarte dwerg, neutronenster of zwart gat.


GEBOORTE VAN EEN STER Klik hier.


Sterren worden gevormd in nevels, (Een nevel is een enorme, diffuse wolk van gas en stof in de intergalactische ruimte. Het gas in nevels is meestal waterstofgas (H2.) Deze stellaire kwekerijen zijn overvloedig in de armen van spiraalstelsels. In deze stellaire kwekerij, verdichte sommige delen van deze wolken en ondergaan ze een gravitationele ineenstorting (Gravitationele ineenstorting ontstaat wanneer een object in de ruimte (zoals een interstellaire wolk van stof) bezwijkt onder zijn eigen gewicht.) waardoor ze comprimeren tot een bol van roterend gas.

De bol wordt gekoeld door het uitzenden van radiogolven en infrarode straling. De bol is gecomprimeerd door gravitationele krachten en ook door schokgolven van supernova of door de druk van het hete gas dat vrijkomt uit de buurt van heldere sterren. Deze krachten veroorzaken ruwweg bolvormige bolletje die instorten en roteren. Het proces van instorting duurt tussen de 10.000 tot 1.000.000 jaar.

Een centrale kern en een protoplanetaire schijf
Tijdens de ineenstorting nemen de temperatuur en de druk in de bol toe doordat de atomen dichter bij elkaar worden geperst. Ook de bol draait sneller en sneller. Deze spinactie veroorzaakt een toename van de middelpuntvliedende krachten (een radiale kracht op het draaiende voorwerpen) die ervoor zorgt dat er een centrale kern ontstaat, omringend door een platte schijf van stof (een protoplanetaire schijf of accretieschijf). De centrale kern wordt de ster, de protoplanetaire schijf kan uiteindelijk samenvloeien tot planeten, asteroïden, etc.

Protoster
De gevormde nevelwolk warmt door wrijving en vormt een gloeiende protoster; deze fase duurt ongeveer 50 miljoen jaar. Als er genoeg materiaal in de protoster is, zal ze door de zwaartekracht instorten en verder opwarmen. Als er niet genoeg materiaal in de protoster aanwezig is ontstaat er mogelijke een bruine dwerg (een groot, niet-heel-lichtgevende hemellichaam met een massa van tussen de 1028 kg en 84 x 1028 kg).

Bruine dwergen
Een bruine dwerg is een hemellichaam dat lichter is dan een ster, maar zwaarder dan een planeet. Bruine dwergen worden op dezelfde wijze gevormd als sterren: door contractie van een gas-stofwolk. Bij een bruine dwerg is de massa van het samentrekkende gas echter niet groot genoeg om de druk en de temperatuur in het centrum zo hoog te laten worden dat de kernfusie van waterstof begint (bruine dwergen hebben wel een klein beetje deuterium-fusie). De naam bruine dwerg wil overigens niet zeggen dat ze bruin van kleur zijn (ze zijn roodachtig). Maar omdat ze geen energiebron hebben, geven ze weinig licht. Het kleine beetje licht dat ze geven komt doordat ze langzaam samentrekken en daarbij potentiële energie omzetten in straling. De naam rode dwerg heeft al een andere betekenis: een echte ster met minder dan half de massa van de Zon. Er zijn twee manieren om bruine dwergen van planeten te onderscheiden: door de manier van ontstaan en door hun massa. Bruine dwergen zijn directe contracties van een gas- en stofwolk terwijl planeten ontstaan als zich samenvoegende blokken van ijs of rots, eventueel later aangevuld met waterstof en helium uit hun omgeving (zoals de gasreuzen in ons zonnestelsel, met name Jupiter en Saturnus). Planeten zijn zo licht dat de druk en temperatuur in het centrum nooit hoog genoeg worden voor kernfusie. Bruine dwergen zijn zwaarder waardoor wel enige kernfusie plaatsvindt (deuterium). Ze zijn echter te licht voor de fusie van waterstof zoals in 'echte' sterren. De eerste manier van onderscheiden is de traditionele definitie. Het nadeel hierbij is dat het moeilijk is vast te stellen hoe een object is gevormd. Met de tweede definitie is de massa van een bruine dwerg strak bepaald. Bruine dwergen hebben 13 tot 80 keer de massa van Jupiter en zijn daarmee lichter dan 0,08 zonsmassa’s. In 1995 werd er voor het eerst succes geboekt en werden bruine dwergen gevonden in de Pleiaden. Ze staan bekend als PPl 15, Teide 1 en Calar 3, maar omdat deze objecten nog jong en heet zijn lijken ze erg op lichte sterren. Een ouder exemplaar, en momenteel de best bestudeerde bruine dwerg, is Gliese 229B. Gliese 229B is een kleine begeleider van Gliesse 229, zelf ook niet meer dan een rode dwerg. De massa van Gliese 229B wordt geschat op 30 tot 50 maal de massa van Jupiter. De eerste bruine dwerg aangetroffen in de 'lege ruimte', dus niet in een sterrenhoop of bij een andere ster, was Kelu-1 in 1997.

Extra uitleg over bruine dwergen. Klik hier.


Een pasgeboren ster
Wanneer een temperatuur van ongeveer 27 miljoen ° C is bereikt, begint de kernfusie. Dit is de kernreactie waarbij waterstofatomen worden omgezet in heliumatomen plus energie. Deze energie (straling) productie voorkomt verdere inkrimping van de ster.
Jonge sterren stralen in een eng gerichte straal intense warmte van binnen naar buiten uit. Deze eng-gerichte stralen kunnen miljarden kilometers lang zijn en snelheden van 500.000 km/h bereiken. Deze stralen worden gericht door een magnetisch veld van de ster. De protoster is nu een stabiele hoofdreeks ster die voor ongeveer 10 miljard jaar stabiel blijft. Nadat de waterstof is uitgeput begint de ster te sterven.

Kernfusie
Kernfusie is het samensmelten van atoomkernen tot een nieuwe kern. Dat is niet eenvoudig omdat atoomkernen een gelijksoortige lading hebben. Daardoor stoten de kernen elkaar af wat een mogelijke samensmelting of fusie belemmert. Het is wel mogelijk om fusiereacties tot stand te brengen als men de kernen voldoende energie meegeeft zodat ze die afstoting overwinnen. Wanneer meer energie vrijkomt dan nodig was voor de samensmelting heeft men een rendabele kernfusie. Kernfusie is een proces dat ook plaatsvindt in de Zon. Het energieproductiesysteem van de Zon is echter op Aarde niet na te bootsen omdat dit gebeurt bij extreem hoge temperaturen (ongeveer 15 miljoen graden) en extreem hoge drukken. Een van de grondstoffen van kernfusie is deuterium (een isotoop van waterstof). Dat kan uit zeewater gewonnen worden. Uit een liter zeewater kan evenveel energie gehaald worden als uit 300 liter benzine. Bij de fusie van 1 kg deuterium / tritium komt een energie van ongeveer 35 miljoen kWh vrij. Dat is vergelijkbaar met 11 miljoen kg steenkool.

Levensduur
De meest massieve sterren hebben de kortste levens. Sterren die 25 tot 50 keer groter zijn dan de Zon leven slechts een paar miljoen jaar. Sterren zoals onze Zon leven ongeveer 10 miljard jaar. Sterren minder massief dan de Zon hebben nog een langere levensduur.


STERFTE VAN EEN STER Klik hier.


Sterren die oud zijn worden groter. Als de waterstof practisch volledig is omgezet in helium breiden de buitenste lagen zich uit, wordt de ster minder warm en minder helder. De ster wordt een rode reus of een rode superreus (afhankelijk van de oorspronkelijke massa van de ster). De ster zal uiteindelijk instorten en exploderen.

Levensduur
De meest massieve sterren hebben de kortste levensduur. Sterren die 25 tot 50 keer groter zijn dan de Zon leven slechts een paar miljoen jaar. Ze sterven zo snel omdat ze grote hoeveelheden nucleaire brandstof verbruiken.
Bijvoorbeeld, Betelgeuze (de tweede helderste ster in Orion ) is een rode superreus, die is ongeveer 20 keer zwaarder dan de Zon. Hij is ongeveer 14.000 keer helderder dan de Zon en hij verbrandt 14.000 keer sneller nucleaire brandstof dan de Zon. De Zon zal ongeveer 7.000 keer langer leven dan een massieve ster zoals Betelgeuze. Sterren zoals onze Zon leven ongeveer 10 miljard jaar. Sterren minder massief dan de Zon hebben een nog langere levensduur.

Het lot van een ster
Een ster zal ofwel een zwarte dwerg, neutronenster of zwart gat worden, afhankelijk van hoe groot de massa was.

A. Zon-achtige sterren (massa onder 1,5 keer de massa van de Zon) -> Rode dwerg -> Planetaire nevel -> witte dwerg -> zwarte dwerg.

Levensloop van de Zon .
Onze Zon is momenteel een ster van spectraalklasse G2. Dat betekent dat zij een gele ster is, veel heter en zwaarder dan de gemiddelde ster, maar veel kleiner dan de blauwe reuzensterren. De berekende levensduur van een ster als de Zon, dat wil zeggen de tijd waarin kernreacties haar van energie voorzien, bedraagt 10 miljard jaar. De levenscyclus van de Zon is grofweg te verdelen in vier fases. In elk van die fases ziet de Zon er heel anders uit en verkrijgt zij haar energie uit een andere bron:
  1. Ontstaan: protoster. Een protoster is een ster die aan het begin van zijn levenscyclus staat. Een protoster wordt gevormd uit een gaswolk die zich onder invloed van zijn eigen zwaartekracht samentrekt. Het centrum van deze samentrekkende gaswolk wordt steeds heter, totdat de temperatuur voldoende is opgelopen dat kernfusie op gang komt. De stralingsdruk van deze kernfusie komt in evenwicht met de zwaartekracht van de nieuwe ster. Rond veel protosterren wordt de vorming van een planetenstelsel gezien. De Hubble Space Telescope heeft bijvoorbeeld in de Orionnevel meer dan 150 van deze planeetvormende protosterren aangetroffen.
  2. Hoofdreeksster. De hoofdreeks is een band in het Hertzsprung-Russelldiagram waarin de sterren voorkomen die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof tot helium in hun centrum. In de hoofdreeks is er een duidelijk verband tussen de massa van een ster en zijn effectieve temperatuur of spectraalklasse en zijn lichtkracht. Zware hoofdreekssterren zijn heter en branden feller, lichte sterren zijn koeler. Onze Zon is een middelgrote hoofdreeksster, een gele dwerg. Witte dwergen en rode reuzen vallen buiten de hoofdreeks

    Relatie tussen massa, straal en lichtkracht van sterren op de Hoofdreeks
    De onderstaande tabel geef de waarden voor sterren over het gehele bereik van de hoofdreeks. Bij de waarden voor lichtkracht (L), straal (R), and massa (M) wordt de zon als eenheid genomen. De werkelijke waarden voor een gegeven ster kunnen soms wel 20-30% afwijken van de waarden die in de tabel worden aangegeven. De kleur van het hokje rondom de sterrenklasse geeft een benadering van de fotografische kleur van de betrokken ster.




    Type sterStraalMassaLichtkrachtTemperatuur
    R/R☉M/M☉L/L☉K
    O216158 54,000
    O51458 46,000
    B05.71616,00029,000
    B53.75.475015,200
    A02.32.6639,600
    A51.81.9248,700
    F01.51.69.07,200
    F51.21.354.06,400
    G01.051.081.456,000
    G21.01.01.05,900
    G50.980.950.705,500
    K00.890.830.365,150
    K50.750.620.184,450
    M00.640.470.0753,850
    M50.360.25 3,200

  3. Rode reus. Een rode reus is een ster die aan het einde van haar levensfase is gekomen. Een hoofdreeks-ster geeft energie af door de fusie van waterstof tot helium in de kern. 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 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 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, en misschien zelfs tot voorbij de baan van de 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 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. Bij zware sterren vindt er een supernova plaats, en eindigt de ster uiteindelijk als neutronenster (pulsar) of als zwart gat.
    Sterren met een massa groter dan 1,4 maal de massa van de zon worden superreuzen. Een bekend voorbeeld hiervan is Betelgeuze, in het sterrenbeeld Orion.
  4. Witte dwerg. Een witte dwerg is een ster die aan het einde van haar levenscyclus is gekomen. In de witte dwerg vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner dan 1,4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) zijn, want anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.
    Vooraleer een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De overblijvende kern stort dan in tot een witte dwerg. Die heeft een straal van enkele duizenden kilometer en een dichtheid van honderden ton per kubieke centimeter.
    Een doorsnee witte dwerg heeft ongeveer één zonnemassa, maar zijn volume is niet groter dan dat van de Aarde. Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan de oppervlakte enkele honderdduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlak. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks zijn hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de Zon. Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, kan er geen enkele met het blote oog worden waargenomen. De eerst waargenomen witte dwerg was Sirius B in 1862 - aanwijzingen voor zijn aanwezigheid werden al in 1844 gevonden als onregelmatigheden in de baan van Sirius. De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele tienduizenden K, waarbij hij heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit waargenomen omdat het afkoelen tientallen miljarden jaren in beslag neemt, wat langer is dan de leeftijd van het heelal.


B. Grote sterren (massa tussen 1,5 tot 3 maal de massa van de Zon) -> rode superreus -> Supernova -> neutronenster.

C. Reuze sterren (massa van meer dan 3 keer de massa van de Zon) -> rode superreus -> Supernova -> zwart gat.

Geëvolueerde ster
Een geëvolueerd ster is een oude ster die bijna aan het einde van haar bestaan is. Zijn nucleaire brandstof is grotendeels weg. De ster verliest massa aan het oppervlak, produceert een stellaire wind (gas dat wordt verwijderd uit het oppervlak van een ster). Oudere sterren produceren meer stellaire wind dan jongere sterren.

Bestudeer eerst bovenstaande cursus.
IN ONDERSTAANDE GEGEVENS STAAN ER VAAK HYPERLINKS. KLIK ER OP EN LEES OOK DIE TEKSTEN.
ER WORDEN DAAR VRAGEN OVER GESTELD.
Combineer een element links met een element rechts. Je kan selecteren uit het uitrolmenu.
ALLES VERWERKT? KLIK DAN PAS OP DE TOETS CONTROLEER.

MEN KAN DE OEFENING OOK OPNIEUW MAKEN, DOOR MET DE RECHTERMUISTOETS OP HET SCHERM TE KLIKKEN EN DAN, ALS HET WOORD BESTAAT, IN HET GEOPENDE VENSTER TE KLIKKEN OP "VERNIEUWEN"
*
Sterren worden geboren
*
Nevels van stof en gas bezwijken onder de zwaartekracht
*
Jonge sterren ondergaan verdere instorting en komen in de
*
Een aantrekkende kracht die twee massa's op elkaar
uitoefenen is de
*
De zwaartekracht werkt ook op grote afstand, bv. tussen de
aarde en de maan, tussen de zon en alle planeten en zelfs
tussen sterrenstelsels, waardoor de uitdijing
*
De zwaartekracht zorgt ereveneens voor dat de maan of
een satelliet in een
*
Zwaartekracht is een vervorming van het ruimte-tijd-continuüm,
het 'weefsel' van de lege ruimte, veroorzaakt door de aanwezigheid
van een massa
*
Zwaartekracht gaat uit van een massa en beïnvloedt van daaruit
onmiddellijk alle andere massa in het heelal.
*
Uit Einsteins algemene relativiteitstheorie volgt dat zwaartekrachtvelden
*
Rondom de protoster zweeft koelere materie in de vorm van
een afgeplatte schijf. Deze afgeplatte schijf wordt
*
De koele materie uit een protoplanetaire schijf, knalt met hoge
snelheid op de protoster. De protoster zal door straling wegblazen.
Dit wegblazen gebeurt langs de stralingsas van de ster.
Deze 2 bundels licht, die tegenovergesteld liggen,
*
De ijle interstellaire materie bestaat voor 90-99%
*
De ijle interstellaire materie bestaat voor 10-1%
*
Voor hoofdreekssterren geldt een massa-lichtrelatie
*
Een hypothetische ster die ontstaat wanneer een witte dwerg
zo ver afkoelt dat er geen warmte en licht meer wordt uitgezonden
noemt men een
*
Men kan berekenen dat de benodigde tijd om tot een
zwarte dwerg te komen langer is dan de
*
De temperatuur van de koelste witte dwergen geeft
een minimale waarde
*
Een witte dwerg is het restant van een lichte of middelzware
hoofdreeksster dat overblijft als er geen kernfusie meer
*
Het eindstadium van een ster waarvan de kernmassa voor
de implosie tussen 1,4 en 3 maal die van de zon bedraagt is een
*
Omdat aan het eind van de levensduur tijdens het supernovastadium
van de ster een aanzienlijk deel van de massa wordt weggeblazen
is de neutronenster minder zwaar. De straal
*
Wanneer de voorraad waterstof in een ster opraakt, lijkt de zwaartekracht
te winnen maar door de verhoogde druk smelten nu de heliumkernen
*
In de ster gaat koolstof overtotdat de sterkern uit ijzer bestaat.
Het ineenpersen van ijzerkernen kost meer energie dan het uit
fusie kan genereren, de tegendruk neemt explosief af waardoor de ster
*
De implosie van een ster, en het wegwerpen van de buitenste lagen,
noemt men
*
Een gebied in het heelal waaruit niets, zelfs licht niet kan ontsnappen,
vanwege de extreme vervorming van de ruimtetijd door de zwaartekracht
van een zeer compacte enorme massa is een
*
Rond een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens optreedt,
vanwaar licht nog net aan de zwaartekracht van het zwarte gat kan
ontsnappen. Dit is
*
Zwarte gaten met afmetingen tussen die van een proton (10-15 m)
en een Planckdeeltje (10-35 m).
Ze verdampen door Hawkingstraling in een fractie van een seconde.
Dit zijn de
*
Zwarte gaten met een massa van omstreeks 5 tot 100 zonnemassa's
die ontstaan zijn uit een supernova van een zware ster noemt men
*
Zwarte gaten met een massa van 500 tot 1000 zonnemassa's noemt men
*
Zwarte garen met een massa van meer dan een miljoen keer de
massa van de Zon. Ze worden aangetroffen in de centra van
sterrenstelsels. het zijn de
*
Middelpuntvliedende kracht of ook centrifugale kracht is
de reactiekracht die een lichaam uitoefent
*
Een schijf rond een hemellichaam waarin gas en stof uit
de omgeving zich ophoopt noemt men de
*
Ook bij de samentrekking van een gaswolk tot een ster
vormt zich een accretieschijf, die een
*
De gevormde nevelwolk warmt door wrijving en vormt
een gloeiende protoster; deze fase
*
Als er niet genoeg materiaal in de protoster aanwezig is
ontstaat er mogelijke een
*
Een bruine dwerg is een hemellichaam dat lichter is dan een ster,
*
Bij een bruine dwerg is de massa van het samentrekkende gas
niet groot genoeg om de druk en de temperatuur in het centrum
zo hoog te laten worden
*
De energie die in een voorwerp aanwezig dan wel opgeslagen is
ten gevolge van de plaats van dit voorwerp in een krachtenveld of
ten gevolge van een bijzondere toestand waarin het voorwerp
zich bevindt noemt men
*
Het uitzenden van energie als golven (elektromagnetische straling) of
als deeltjes (deeltjesstraling, zoals alfastraling en bètastraling
*
Straling kan worden veroorzaakt door talloze natuurkundige processen,
zoals radioactief verval,
*
Vele stralingsvormen, zoals warmte, zichtbaar licht, microgolven,
of radiogolven hebben onvoldoende energie om elektronen uit atomen
verwijderd te laten raken, en worden
*
Elektronen en nucleonen welke gevormd worden en vrijkomen bij ionisatie,
kunnen schade berokkenen aan levend weefsel. Zlke straling noemt men
*
Bruine dwergen zijn directe contracties van een gas- en stofwolk terwijl
planeten ontstaan als zich samenvoegende blokken van ijs of rots,
eventueel later aangevuld met waterstof
*
Bruine dwergen hebben 13 tot 80 keer de massa van Jupiter en zijn daarmee
*
Een open sterrenhoop in het sterrenbeeld Stier (Taurus).
*
Wanneer een temperatuur van ongeveer 27 miljoen ° C is bereikt, begint de
*
Kernfusie is de kernreactie waarbij waterstofatomen worden omgezet
*
Wanneer in ieder punt van een ruimte een bepaalde krachtwerking optreedt,
zegt men dat in
*
Materiële voorwerpen trekken elkaar aan door midde
*
Sommige elementaire materiedeeltjes zijn dragers van elektrische lading.
Men onderscheidt twee soorten lading:
*
Elektrische ladingen oefenen krachten op elkaar uit. Gelijknamige
ladingen stoten elkaar af, ongelijknamige
*
Kernfusie is het samensmelten van atoomkernen
*
Een van de grondstoffen van kernfusie is deuterium
*
Sterren die 25 tot 50 keer groter zijn dan de Zon leven
*
Sterren zoals onze Zon leven
*
Als de waterstof practisch volledig is omgezet in helium breiden
de buitenste lagen zich uit, wordt de
*
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 Zon zal over ongeveer 5 miljard jaar zo groot worden dat de buitenste
lagen tot ver voorbij de baan van Venus, en misschien zelfs tot voorbij
*
Rode superreuzen ontstaan door het uitdijen van blauwe superreuzen
en zijn meestal groter, enkele honderden malen de diameter van de Zon,
*
Betelgeuze is een veranderlijke rode superreus met een periode
van enige honderden dagen. Het is na de Zon de ster
*
Betelgeuze heeft een diameter die ca. 650 keer
*
De spectraalklasse is een indeling van sterren op de kleur en het
*
Een karakteristieke blauwe reus heeft een massa van meer
dan 10 maal de zonnemassa en produceert duizenden
*
De blauwe kleur van een blauwe reuzester wijst op een
hoge oppervlaktetemperatuur
*
Een groot deel van de energie van een blauwe reus wordt niet
uitgezonden in het zichtbare deel van het spectrum,
*
De door een object uitgezonden straling oefent een zekere druk of
*
De deeltjes (fotonen maar ook andere kosmische deeltjes),
waaruit de straling bestaat,
*
Stralingsdruk speelt een belangrijke rol in het inwendige van sterren:
hij zorgt ervoor dat een ster
*
Planeten die draaien om andere sterren dan de Zon noemt men
*
Een grote wolk van gas en stof in het sterrenbeeld Orion wordt
ook wel eens aangeduid met M 42 of NGC 1976. Ander naam is
*
In de hoofdreeks is er een duidelijk verband tussen de massa
van een ster en zijn effectieve temperatuur of spectraalklasse en zijn
*
Als de gele dwergster alle waterstof in helium heeft omgezet
wordt hij groot en rood, de gele dwergster
*
In de witte dwerg vinden geen kernreacties meer plaats.
De massa van de kern
*
De Chandrasekhar-limiet is de massagrens die bepaalt of een
instortende ster een witte dwerg wordt of een
*
Een quarkster is een hypothetische ster, die bestaat uit quarks,
die allemaal aan elkaar gebonden zijn
*
Sirius B is een witte dwerg en de begeleider van Sirius A,