Hvorfor røde dværgstjerner er universets længstlevende stjerner

Goodshoot/Goodshoot/Getty Images

Røde dværgstjerner

Astronomer definerer en rød dværg som en stjerne med en masse mellem omkring 0,08 og 0,5 gange Solens, hovedsagelig sammensat af brint. Disse stjerner er små og kølige med overfladetemperaturer omkring 2.700°C (4.900°F), hvilket giver dem en karakteristisk rødlig glød. På grund af deres beskedne masse smelter røde dværge brint meget langsomt sammen, hvilket giver dem mulighed for at skinne i 20 milliarder til over 100 milliarder år – længere end universets nuværende alder.

Lysstyrke og levetid

En stjernes levetid er direkte forbundet med dens lysstyrke - den energi, den udsender hvert sekund. En stjernes samlede energioutput svarer til dens lysstyrke ganget med dens levetid. Massive stjerner begynder livet med mere brændstof, men forbrænder det også i et langt hurtigere tempo, hvilket producerer meget større lysstyrke. For eksempel udstråler Solen med en overfladetemperatur på 5.600°C (10.000°F) langt mere energi end en rød dværg og har allerede skinnet i omkring 5 milliarder år med en forventet samlet levetid på omkring 10 milliarder år.

Nuklear Fusion

Stjerner genererer lys og varme gennem kernefusion:omdannelsen af brint til helium under ekstremt tryk og temperatur i kernen. Denne proces frigiver op til ti millioner gange mere energi end kemisk forbrænding. Selvom fusionsreaktioner er sjældne, opretholder de en stjernes lysstyrke over millioner til milliarder af år. Når en stjerne opbruger sin brint, begynder den at smelte tungere elementer sammen og udvikler sig til jern, før dens brændstof løber tør.

Stjerners livscyklus

De fleste stjerner dannes fra skyer af interstellart brint og andre grundstoffer. Gravitationskollaps komprimerer materialet, indtil kernetemperaturen er høj nok til fusion. Stjernen bruger derefter størstedelen af ​​sit liv på at fusionere brint til helium. Når brint er opbrugt, udvider stjernen sig og forbrænder helium og efterfølgende tungere grundstoffer. I sidste ende er stjernens brændstof opbrugt, og den gennemgår et endeligt sammenbrud, som kan producere en nova, supernova eller efterlade en hvid dværg, neutronstjerne eller sort hul, afhængigt af dens oprindelige masse. Med tiden afkøles hvide dværge og neutronstjerner og forsvinder til mørke rester.