7 Hovedstadier af en stjerne

Stjerner som solen er store bolde af plasma, der uundgåeligt fylder rummet omkring dem med lys og varme. Stjerner kommer i en række masser, og massen bestemmer hvor varmt stjernen vil brænde, og hvordan det vil dø. Tunge stjerner bliver til supernovaer, neutronstjerner og sorte huller, mens gennemsnitstjerner som solendivet som en hvid dværg omgivet af en forsvindenende planetarisk nebula. Alle stjerner følger dog omtrent den samme grundlæggende syv-trins livscyklus, der starter som en gassky og slutter som en stjerneoverblev.

TL; DR (for længe, ​​ikke læst)

Gravity gør skyer af gas og støv til protostarer. En protostar bliver til en hovedsekvensstjerne, som i sidste ende løber tør for brændstof og kollapser mere eller mindre voldsomt afhængigt af dens masse.

En Giant Gas Cloud

En stjerne starter livet som en stor sky af gas. Temperaturen inde i skyen er lav nok til at molekylerne dannes. Nogle af molekylerne, såsom hydrogen, lyser op og tillader astronomer at se dem i rummet. Orion Cloud Complex i Orion-systemet fungerer som et nærliggende eksempel på en stjerne i denne fase af livet.

En protostar er en babystjerne

Da gaspartiklerne i molekylen skyder ind i hverandre skabes varmeenergi, hvilket tillader et varmt klump af molekyler at danne i gasskyen. Denne klump er omtalt som en protostar. Da protostarer er varmere end andet materiale i molekylskyen, kan disse formationer ses med infrarød vision. Afhængig af molekylskysens størrelse kan flere protostarer danne sig i en sky.

T-Tauri-fasen

På en T-Tauri-scene begynder en ung stjerne at producere stærke vinde, som skubber væk den omgivende gas og molekyler. Dette gør det muligt for den dannende stjerne at blive synlig for første gang. Forskere kan se en stjerne i T-Tauri-scenen uden hjælp infrarød eller radiobølger.

Hovedsekvensstjerner

Til sidst når den unge stjerne hydrostatisk ligevægt, hvor dens tyngdekraftskompression er afbalanceret ved dets udadgående tryk, hvilket giver den en fast form. Stjernen bliver så en hovedsekvensstjerne. Det vil bruge 90 procent af sit liv i denne fase, fusionering af hydrogenmolekyler og dannelse af helium i kernen. Solen i vores solsystem er i øjeblikket i sin primære sekvensfase.

Udvidelse til Red Giant

Når hele brintet i stjernens kerne er omdannet til helium, kollapser kernen på sig selv, hvilket får stjernen til at ekspandere. Som det udvides bliver det først en undergigant stjerne, så en rød kæmpe. Røde giganter har køligere overflader end hovedsekvensstjerner; og på grund af dette vil de fremstå som røde snarere end gule. Hvis stjernen er massiv nok, kan den blive stor nok til at blive klassificeret som en supergiant.

Fusion af tungere elementer

Da den udvider, begynder stjernen at fusionere heliummolekyler i kernen og energien af ​​denne reaktion forhindrer kernen i at falde sammen. Når heliumfusion slutter, krymper kernen, og stjernen begynder at smelte kulstof. Denne proces gentages, indtil jern begynder at fremstå i kernen. Jernfusion absorberer energi, så nærværet af jern får kernen til at falde sammen. Hvis stjernen er massiv nok, skaber implosionen en supernova. Mindre stjerner som solen kontraherer fredeligt ind i hvide dværge, mens deres ydre skaller stråler væk som planetariske nebulae.

Supernovaer og planetariske nebulaer

En supernova-eksplosion er en af ​​de lyseste begivenheder i universet. Det meste af stjernens materiale blæser ind i rummet, men kernen implodes hurtigt ind i en neutronstjerne eller en singularitet kendt som et sorte hul. Mindre massive stjerner eksploderer ikke som dette. Deres kerner indgår i små, varme stjerner kaldet hvide dværge, mens det ydre materiale løber væk. Stjerner mindre end solen har ikke nok masse til at brænde med andet end et rødt lys under deres hovedsekvens. Disse røde dværge, som er vanskelige at få øje på, men som kan være de mest almindelige stjerner derude, kan brænde i trillioner af år. Astronomer mistanke om, at nogle røde dværge har været i deres hovedsekvens siden kort efter Big Bang.