Livscyklus for en lille stjerne

En stjerne blinker ikke bare i himlen. Det tjener et livslang kamp mod tyngdekraften. Jo tungere stjernen er, desto stærkere er dens tyngdekraft, og jo sværere må den kæmpe for at forhindre sammenbrud. De større stjerner lever hurtigt og dør unge og går ud i en glansværdighed. Men en lille stjerne som vores Sun kan siges at dø fredeligt i sin seng efter et meget langt liv.

Definitioner

Vi beskriver størrelsen af ​​en stjerne ved hjælp af vores egen sols masse , en "solmasse" som den fælles måleenhed. Det tager lidt over .08 af en solmasse til en brint-brændende stjerne at danne sig. Herfra siger vi stjernen er "lille", hvis den ikke har mere end 1,4 solmasser. Dette tal er ikke vilkårligt, men beskriver vendepunktet mellem to forskellige stjerners livsfarlige adfærd.

Protostar

Alle stjerner begynder på samme måde; som protostarer som følge af sammenfaldende nebulae. En nebula er en sky af støv og gas, mest af det er hydrogen. Gravity får denne sky til at virvle og sammentrække, der danner en centermasse, der vokser varmere og varmere, da dens densitet øges. Andre masser kan også danne, opveje nebulas ydre lag; Disse vil blive planeter.

Hovedsekvens

Til sidst vokser protostaren tæt og varm nok til at udløse atomfusion af brint i kernen. Denne proces omdanner hydrogen til helium, der producerer lys, varme og tilstrækkeligt stråletryk til at stoppe protostarens gravitationskollaps. Protostarfasen er nu forbi, hovedsekvensen er begyndt, og en ny stjerne er født.

Red Giant

Efter ca. 10 milliarder år vil en lille stjerne køre ud af brint . Kernereaktioner stopper. Frembringelsen af ​​stråletryk ophører. Gravitationsbrud sker igen, hvilket øger kernens massefylde og varme, indtil temperaturer er tilstrækkelige til at udløse fusion af helium til kulstof. Det resulterende strålingstryk vil medføre, at stjernens ydre lag udvides til en radius, der er så stor som den for omkredsen af ​​kviksølv, venus eller endda jord. Når de udvider, køler de sig og bliver røde. Vi kalder en stjerne på dette stadium af sit liv en rød kæmpe.

Hvid dværg

Processen gentages, når kernens forsyning af helium løber ud: kernereaktioner standser og tyngdekraftkollaps genoptages. I en lille stjerne er der ingen yderligere nukleare reaktioner. I stedet vil stabiliteten genoptages, når carbonelektronerne kommer så tæt sammen, at der opstår trykforstyrrende tryk med tilstrækkelig kraft til at afbalancere tyngdekraften og stoppe stjernens yderligere sammenbrud.

Samtidig uddyber stjernens ydre lag og danner en sky af stjernekomponenterne kredser om, hvad der er tilbage af stjernens kerne. Denne sky er en planetarisk nebula. Stjernen er nu en hvid dværg. Det fortsætter med at dæmpe og afkøle, indtil al sin varmeenergi er væk.