Livscyklussen for en stjerne bestemmes primært af dens indledende masse. Her er en sammenbrud af stadierne for en 1 solmassestjerne (som vores sol) og en 20 solmassestjerne:
1 Solar Mass Star (sollignende)
1. Nebula: Stjernen begynder sit liv som en sky af gas og støv kaldet en tåge. Tyngdekraften trækker materialet sammen og opvarmer det.
2. Protostar: Når kernen i tågen kollapser, danner den en protostar. Dette trin er præget af stærke udstrømninger af gas og stråling.
3. Hovedsekvens: Stjernen sætter sig i en stabil tilstand kaldet hovedsekvensen, hvor den smelter sammen med brint til helium i sin kerne. Denne fase er den længste i stjernens liv, og det er den fase, hvor solen i øjeblikket bor.
4. rød gigant: Efterhånden som brintbrændstoffet i kernen løber ud, kontrakter kerne og opvarmes. Dette får de ydre lag til at udvide og afkøle og danner en rød kæmpe. Solen forventes at komme ind i denne fase på cirka 5 milliarder år.
5. helium flash: Kernen bliver til sidst varm nok til at smelte helium til kulstof. Denne proces forekommer hurtigt og er kendt som Helium Flash.
6. Horisontal gren: Efter helium -flash går stjernen ind i den vandrette grenfase, hvor den smelter helium i sin kerne.
7. asymptotisk gigantgren (AGB): Stjernen udvides yderligere og bliver lysere og når AGB -fasen. Det begynder at smelte tungere elementer som kulstof og ilt i skaller, der omgiver kernen.
8. planetarisk tåge: De ydre lag af stjernen skubbes ud i rummet og danner en smuk glødende sky kaldet en planetarisk tåge.
9. hvid dværg: Kernen i stjernen efterlades som en tæt, varm hvid dværg. Det afkøles langsomt over milliarder af år og falmer til sidst ind i en sort dværg.
20 Solar Mass Star (Massive Star)
1. Nebula: Den samme proces som for 1 Solar Mass Star.
2. Protostar: Svarende til den 1 solmassestjerne, men med en meget større masse.
3. Hovedsekvens: Stjernen kommer ind i hovedsekvensen og smelter sammen brint i helium. Imidlertid er denne fase meget kortere på grund af den højere fusionshastighed.
4. rød supergiant: Når kernen løber tør for brint, bliver stjernen en rød supergiant, markant større og lysere end en rød kæmpe.
5. supernova: Efter at kernen kollapser og opvarmes, udløser det en massiv eksplosion kaldet en supernova. Denne eksplosion frigiver enorm energi og tunge elementer i rummet.
6. neutronstjerne eller sort hul: Resten af supernova -eksplosionen afhænger af stjernens oprindelige masse. Hvis kernen er mindre end 3 solmasser, kollapser den i en neutronstjerne, et utroligt tæt objekt. Hvis kernen er større end 3 solmasser, kollapser den i et sort hul, en region med så stærk tyngdekraft, at selv lys ikke kan undslippe.
Nøgleforskelle
* levetid: Massive stjerner lever meget kortere liv end mindre massive stjerner på grund af deres højere fusion.
* død: Mens mindre massive stjerner afslutter deres liv som hvide dværge, kan massive stjerner blive enten neutronstjerner eller sorte huller.
* Elementsyntese: Massive stjerner er ansvarlige for oprettelsen af tungere elementer gennem nuklear fusion og supernova -eksplosioner.
Stjerners livscyklusser er komplekse og fascinerende processer, der former universets udvikling. At forstå disse faser giver os mulighed for at lære om elementernes oprindelse, dannelsen af galakser og fremtiden for vores egen sol.