Stadier i livscyklussen for en Star

Når du kigger op på nattehimlen og ser stjernerne blinker, tror du måske, at de aldrig ændres, og de har lidt at gøre med dig. I virkeligheden ændrer de sig betydeligt - men over millioner til milliarder år. Stjerner er dannet, de bliver ældre og de ændrer sig i cyklusser. Ved at studere stjernens livscyklus kan du blive bedre bekendt med stoffets dannelse og den proces, vores egen sol går igennem.

Tidligere liv

Alle stjerner har lignende livsstil indtil stjernen når det røde gigantiske stadium. Når gasen i en nebel kondenserer, danner den en protostar. Til sidst når temperaturen ca. 15 millioner grader, og fusion starter. Stjernen begynder at glødende lyst og kontrakter. Det er nu en stjerne, som vil skinne for millioner til milliarder af år. Som stjernen aldre omdanner den hydrogen til helium i kernen ved fusionsprocessen. Når hydrogenforsyningen løber ud, bliver kerne af stjernen ustabil og kontrakter, da den ydre skal udvides. Da det køler og udvider på denne måde, begynder det at rødme rødt. På dette tidspunkt har stjernen nået den rødgigantiske fase.

Lavmassestjerner

Stjerner, der er cirka 10 gange så store som sol eller mindre, kaldes lavmassestjerner. Når helium er fusioneret i kulstof, kolliderer stjernens kerne endnu en gang. Som det bliver kontraheret, blæser den yderste del af stjernen udad. Dette danner en planetarisk nebula. Når det køler ned, udgør kernen af ​​den stjerne, der er tilbage, en hvid dværg. Som det køler videre, kan det danne en såkaldt sort dværg.

Højmastere stjerner

Da større stjerner når den rødgigantiske fase, stiger deres temperatur, da helium smeltes ind i kulstof. Kerne temperaturen stiger, med fusion dannende oxygen, nitrogen og jern. Når stjernekernen konverterer til jern, ophører fusionen. Jern er for stabil, og det kræver mere energi at smelte jern end befriet. Efter fusion stopper stjernen sammenfaldende. Temperaturer overstiger 100 milliarder grader, og de ekspansive kræfter overvinder de kontraherende. Stjernens hjerte eksploderer udad for at danne en eksplosion kendt som en supernova. Da denne eksplosion tårer gennem stjernens ydre skaller, forekommer fusion igen. Gennem denne udgivelse af energi skaber supernova tunge elementer. Hvis restanten af ​​eksplosionen er større end 1,4 til tre solmasser, bliver den en neutronstjerne. Hvis det drejer sig om tre solmasser, vil stjernen afslutte sit liv som et sort hul.

Solen

Solen er en lavmassestjerne. Det blev skabt af kondenserende gas og støv i en nebula omkring 4,5 milliarder år siden. Omkring fem milliarder år bliver det til en rød kæmpe og omslutter alle de indre planeter, herunder jorden. Det vil til sidst blive en hvid-dværgstjerne.