Vad är livscykeln för en Star?

September 11

En stjärna börjar som ett moln av interstellär gas, oftast gjorda av väte. Så småningom, små densitetsskillnader börjar molnet börja skapa gravitationsbrunnar, drar andra partiklar närmare och kondense dem. Med tiden skapar denna process packnings en sfäriskt formad centrala moln, orbiteds av gasen i utkanten, skapa vad som kallas en ackretionsskiva.

Det kritiska steget i födelsen av en stjärna är att skapa densitetsnivåer tillräckliga för att initiera vätefusion. Fusion sammanför atomkärnor lättare än den för järn, frigör energi i processen. De första atomerna att smälta i en kondensestjärnmoln är förmodligen deutrium atomer, en isotop av väte med en neutron. Trots deras brist i förhållande till konventionella väte, kräver de en lägre temperatur och tryck för att fixera och därför skulle förmodligen komma igång först. Fixerings atomkärnor är svårt att uppnå på grund av den elektrostatiska repulsionen som orsakas av elektronskal för båda atomer.

Efter deutrium i stjärn molnet antänds och börjar släppa ofantliga mängder energi, är det bara en tidsfråga tills det omgivande vätgas börjar smälta och himlakropp blir en riktig stjärna. Med en kärna av ett par dussin miljoner grader eller mer, spädbarn stjärnor är ofta de mest energiska organ för ljusår runt.

Den stora majoriteten av atomer som våra kroppar är gjorda syntetiserades genom fusion av atomkärnor i en process som kallas stellar nukleosyntesen. De flesta atomer förutom väte bildas på detta sätt.

Ju längre framtid och livslängden för en stjärna beror på dess massa. De flesta stjärnor bringar större delen av sin livstid på vad som kallas huvudserien, sammansmältning lätta kärnor i energiska reaktioner. När de börjar smälta samman alla sina väte, stjärnorna börjar förlora energi. För stjärnor omkring 0,4 gånger massan av vår sol eller lägre, orsakar denna gravitationskollaps. Stjärnan förvandlas till en homogen röd dvärg och kommer aldrig smälta element igen.

För stjärnor 0,4 gånger massan av vår sol fram till ungefär tio gånger, börjar helium att aggregera i stjärnans kärna som fusionsprocessen fortsätter. Helium inte smälter lätt, så det bara hänger runt. Dess större densitet orsakar väte som ska skjutas ihop mycket starkt i lagren ovanför den, påskynda fusion av resterande väte, och göra stjärnan 1.000 till 10.000 gånger starkare. Detta ger en röd jätte, med en radie som liknar det avstånd som jorden kretsar kring solen. Efter den röda jätten förbrukar sin bränsle, kollapsar det våldsamt. Den tvärkraft i frågan gnugga tillsammans släpper en enorm mängd energi, vilket orsakar en supernovaexplosion. Supernovor är några av de mest energiska fenomen i universum, ett passande slut på den majestätiska livet av en stjärna.

  • Den katastrofala död av en stjärna kallas en supernova.