Livscyklus for en mellemstor

Massen af ​​en stjerne er den enkelte karakteristik, der bestemmer den himmelske krops skæbne. Dens aflivede adfærd afhænger helt af dets masse. For letvægtsstjerner kommer døden stille, en rød kæmpe kaster sin hud for at forlade den dæmpende hvide dværg bagved. Men finalen til en tungere stjerne kan være ganske eksplosiv!

Kategori Definition

Mellemstjerner er dem, der er for store til at ende som hvide dværge og for små til at blive sorte huller, bruge deres døende år som neutronstjerner. Forskere har observeret denne kategori for at have en lavere grænse på lige over 1,4 solmasser og en øvre grænse i nærheden af ​​3,2 solceller. (En "solmasse" er en måleenhed, der er omtrent den samme masse som vores Sun.)

Protostar

Størrelsen på en stjerne bestemmes af, hvor meget der er materiel i dets forælder . Denne støv- og gassky begynder at falde sammen på grund af tyngdekraften, der danner en stadig mere varm, lys og tæt masse i centrum: en protostar.

Hovedsekvens

Når protostaret er tilstrækkeligt varme og tætte, processen med hydrogen fusion begynder at finde sted i sin kerne. Fusion producerer tilstrækkeligt stråletryk til at modvirke tyngdekraften; således ophører gravitationsbrud. Protostaren er blevet en faktisk stjerne i sin primære sekvensfase. Stjernen vil tilbringe størstedelen af ​​sin levetid i denne stabilitetsperiode, der frembringer lys og varme via fusion af hydrogen til helium i millioner af år.

Red Giant

Når stjernens kerne løber tør for hydrogen, tyngdekraften har sin vej endnu engang - det vil sige indtil temperaturerne stiger højt nok til at tillade heliumfusion, hvilket frembringer det udadvendte pres, der er nødvendigt for at stabilisere tingene. Når der ikke er nogen helium tilbage, starter cyklussen igen. Kernen svinger således mellem tilstande af kompression og ligevægt, da stadig højere temperaturfusionsreaktioner finder sted. I mellemtiden får den ekstreme varme stjerneets ydre lag eller "shell" til at udvide til en radius, der kan sammenlignes med jordens kredsløb. På så stor afstand fra kernen vil skallen afkøle nok til at blive rød. Stjernen er nu en rød kæmpe.

Supernova

Kernereaktioner ophører for evigt, når stjernens kerne er reduceret til jern; det element vil ikke smelte uden yderligere energiforsyninger. Gravitationskollaps genoptager katastrofalt med en kraft, der er stærk nok til at ødelægge selve kernerne i de atomer, der udgør kernen. Dette genererer så meget energi, at eksplosionen dominerer himlen i lysår i alle retninger. Stjernen er gået supernova.

Neutron Star

I mellemtiden er det, der er tilbage af stjernen, krympet til en diameter, der ikke er større end et par kilometer - om størrelsen på en by. Ved denne tæthed er det udadrettede tryk dannet af protoner og neutroner, der reagerer på kompression, endelig tilstrækkeligt til at standse tyngdekraften. Stjernen er så tæt, at hvis man kunne bringe en teskefuld materiale til jorden, ville den veje en billion tons. Det roterer op til 30 gange per sekund og udviser et meget stort magnetfelt. Det er en neutronstjerne, den sidste fase af en mellemstjernes livscyklus.