Komplet livscyklus af en stjerne

Stjerner består primært af hydrogen og heliumgasser. De varierer dramatisk i størrelse, lysstyrke og temperatur og lever i milliarder år og overgår gennem flere faser. Vores egen sol er en typisk stjerne, en af ​​hundredvis af milliarder, der kaster væggedyret.

Fødselsdag

Stjerner er født i store galaktiske "planteskoler" kaldet nebulae, et latinsk ord, der betyder sky . Nebulae er tætte skyer af støv og gas, der kan give anledning til hundredvis af stjerner. I nogle områder af en nebel samles gas og støv sammen som klumper. En ny stjerne opstår, når en af ​​disse klumper opsamler så meget masse, at det kollapser under sin egen tyngdekraft. Den forøgede tæthed af den kondenserende sky bevirker, at temperaturen stiger markant. Til sidst bliver temperaturen så høj at atomfusion forekommer og danner en "spædbarnsstjerne" kaldet en protostar.

Hovedsekvensstjerner

Når en protostar har samlet nok masse fra den omgivende gas og støv skyer bliver det en hovedsekvensstjerne. Hovedsekvensstjerner fusionerer hydrogenatomer sammen for at skabe helium i en proces kendt som nuklear fusion. Stjerner kan eksistere i dette trin i milliarder af år. Vores sol er i øjeblikket i sin primære rækkefølge.

En stjernes lysstyrke afhænger tungt af dens masse. Jo mere massive en hovedsekvensstjerne, desto mere lysstyrke vil den udvise. Farven på en hovedsekvensstjerne er en indikation af stjernens temperatur. Hotter stjerner vises blå eller hvide og køligere stjerner vises rødt eller orange. Massen af ​​en stjerne vil også påvirke dens levetid. Jo mere masse en stjerne har, desto kortere er dens levetid.

Red Giants

Efter brænding i milliarder år vil en hovedsekvensstjerne efterhånden udtømme brændstofforsyningen, da størstedelen af ​​dens hydrogen omdannes til helium gennem nuklear fusion. Det overskydende helium vil så få stjernens temperatur til at stige. Når dette sker, vil stjernen udvides til at blive en rød kæmpe.

Røde giganter er lyse rødt i farve. De er også større og meget mere lysende end hovedsekvensstjerner. Da den røde kæmpes kerne fortsætter med at falde sammen under tyngdekraften, bliver den tæt nok til at omdanne dens resterende tilførsel af helium til kulstof. Dette sker i løbet af en ca. 100 millioner år, indtil det er tid til stjernen at dø. Ligesom massen vil diktere stjernens lysstyrke, vil den også bestemme hvordan en stjernes død er.

Hvide dværge

Hovedsekvensstjerner, der har lavere masser, bliver i sidste ende hvide dværge. Når en rød kæmpe har brændt gennem sin heliumforsyning, taber stjernen massen. Den resterende kerne af kulstof vil fortsætte med at afkøle og falde i lysstyrke over milliarder af år indtil den bliver en hvid dværg. Til sidst ophører den hvide dværgstjerne til at producere energi helt og mørkere for at blive en sort dværg. Hvide dværgstjerner er mindre, tættere og mindre lysende end røde gigantiske stjerner. Tætheden af ​​hvide dværgstjerner er så stor, at en enkelt ske med hvidt dværgmateriale vil veje flere tons.

Supernovaer

Hovedsekvensstjerner, der har højere massive, er bestemt til at dø i dramatiske og voldelige eksplosioner kaldet supernovaer. Når disse stjerner har brændt gennem deres tilførsel af helium, omdannes den resterende carbonkerne til sidst til jern. Denne jernkerne vil så falde sammen under sin egen vægt, indtil den når et punkt, hvor sagen begynder at hoppe ud af overfladen. Når dette sker, opstår der en massiv eksplosion, der vil generere en strålende lysflammation, der svarer til lysstyrken af ​​en hel galakse af stjerner. Under nogle supernova eksplosioner vil protoner og elektroner kombinere for at danne neutroner. Dette fører igen til dannelsen af ​​ekstremt tætte stjerner kaldet neutronstjerner.