- avanceret
- grundlæggende
en stjerne er en kugle af gas holdt sammen af sin egen tyngdekraft. Den tætteste stjerne på jorden er vores helt egen sol, så vi har et eksempel i nærheden af, at astronomer kan studere i detaljer. De lektioner, vi lærer omsun kan anvendes til andre stjerner.
Fortæl mig mere om Solen
en stjernes liv er en konstant kamp mod tyngdekraften. Gravity arbejder konstant for at forsøge at få stjernen til at kollapse., Thestars kerne er dog meget varm, hvilket skaber tryk i gassen. Dette tryk modvirker tyngdekraften og sætter stjernen i det, der kaldes hydrostatisk ligevægt. En stjerne er okay, så længe stjernen har denne ligevægt mellem tyngdekraften, der trækker stjernen indad og trykket skubber stjernen udad.
Diagram, der viser levetider for Solen-likeand massive stjerner. Klik på billedet for større version., (Kredit: NASA og Night Sky Net .ork)
i de fleste stjerners levetid tilvejebringes den indre varme og stråling ved nukleare reaktioner i stjernens kerne. Denne fase af stjernens liv kaldes hovedsekvensen.
før en stjerne når hovedsekvensen, trækker stjernen sig sammen, og dens kerne er endnu ikke varm eller tæt nok til at starte nukleare reaktioner. Så indtil den når hovedsekvensen, tilvejebringes hydrostatisk støtte af den varme, der genereres fra sammentrækningen.
på et tidspunkt vil stjernen løbe tør for materiale i sin kerne til disse nukleare reaktioner., Når stjernen løber tør for nukleart brændstof, kommer det til slutningen af sin tid på hovedsekvensen. Hvis stjernen er stor nok, kan den gennemgå en række mindre effektive nukleare reaktioner for at producere intern varme. Til sidst vil disse reaktioner imidlertid ikke længere generere tilstrækkelig varme til at understøtte stjernen mod sin egen tyngdekraft, og stjernen vil kollapse.
stjerneudvikling
en stjerne fødes, lever og dør, ligesom alt andet i naturen. Ved hjælp af observationer af stjerner i alle faser af deres liv har astronomer konstrueret en livscyklus, som alle stjerner ser ud til at gå igennem., Stjernens skæbne og liv afhænger primært af dens masse.
Hubble billede af Eagle Nebula, astellar planteskole. (Kredit: NASA / ESA/Hubble Heritage Team)
alle stjerner begynder deres liv fra sammenbruddet af materiale i en kæmpemolekylær Sky. Disse skyer er skyer, der danner mellem stjernerne ogbestår primært af molekylær gas og støv. Turbulens i skyenforårsager knuder til at danne, som derefter kan kollapse under sin egengravitational attraktion. Da knuden kollapser, materialet påcenter begynder at varme op., Den varme kerne kaldes en protostar og vilblive til sidst en stjerne.
skyen falder ikke sammen til kun en stor stjerne, men forskellige materialeknoter bliver hver sin protostar. Derfor kaldes disseskyer af materiale ofte stjernernes nuserier-de ersteder, hvor mange stjerner danner.
efterhånden som protostar får masse, bliver dens kerne varmere og mere tæt. På et eller andet tidspunkt vil det være varmt nok og tæt nok til, at brint begynder at blande sig i helium. Det skal være 15 millioner Kelvin i kernen forfusion at begynde., Når protostar begynder at smelte brint, kommer den ind” hovedsekvensen ” af sit liv.
stjerner på hovedsekvensen er dem, der fusionerer hydrogen intohelium i deres kerner. Strålingen og varmen fra denne reaktion holder tyngdekraften i at kollapse stjernen i denne fase af thestars liv. Dette er også den længste fase af en stjernes liv. Vores solvil bruge omkring 10 milliarder år på hovedsekvensen. Men en moremassiv stjerne bruger sit brændstof hurtigere, og kan kun være i hovedfølgeni millioner af år.
til sidst løber stjernens kerne tør for brint., Når detsker, kan stjernen ikke længere holde op mod tyngdekraften. Dens indre lag begynder at kollapse, hvilket klemmer kernen, øgetryk og temperatur i stjernens kerne. Mens corecollapses, at de ydre lag af materiale i stjernen udvide udad.Stjernen udvides til større, end den nogensinde har været nogle hundrede gange større! På dette tidspunkt kaldes stjernen en rød kæmpe.
hvad der sker næste afhænger af, hvordan stjernens masse.,
skæbnen for mellemstore stjerner
Hubble-billede af planetarisk tåge IC 418,også kendt som Spirograph-tågen. (Credit: NASA/esa ‘ s Hubble HeritageTeam)
Når en mellemstor stjerne (op til omkring 7 gange Solens masse)når den røde kæmpestjerne fase af sit liv, vil kernen nok heatand pres for at forårsage helium til sikring til carbon, der giver de centrale abrief udsættelse fra dens sammenbrud.
Når heliumet i kernen er væk, vil stjernen kaste det meste af detmasse, der danner en sky af materiale kaldet en planetarisk tåge., Kernen afstjernen vil afkøle og krympe og efterlade en lille, varm bold kaldet A .hite d .arf. En hvid dværg falder ikke sammen mod tyngdekraften på grund aftrykket af elektroner afviser hinanden i sin kerne.
Skæbne af Massive Stjerner
Chandra X-ray billede af supernova remnantCassiopeia A. De farver, der viser forskellige bølgelængder af X-stråler beingemitted af de spørgsmål, der er blevet slynget ud fra den centrale stjerne.I midten er en neutronstjerne., (Kredit: NASA / CSC/SAO)
en rød gigantisk stjerne med mere end 7 gange Solens masse er fatedfor en mere spektakulær afslutning.
disse højmassestjerner gennemgår nogle af de samme trin som mediummassestjerner. For det første svulmer de ydre lag ud i en kæmpe stjerne,men endnu større, der danner en rød supergiant. Derefter begynder kernen atshrink, bliver meget varm og tæt. Derefter fusion af helium i carbonbegynder i kernen. Når heliumforsyningen løber ud, vil kernenkontrahere igen, men da kernen har mere masse, bliver den varm ogtæt nok til at smelte kulstof i neon., Faktisk, når forsyningen afkulstof er opbrugt, forekommer andre fusionsreaktioner, indtil kernen erfyldt med jernatomer.
op til dette punkt udsender fusionsreaktionerne energi, hvilket tillader detstjerne at bekæmpe tyngdekraften. Imidlertid kræver smeltning af jern et input af energi i stedet for at producere overskydende energi. Med en kerne fuld af jern, stjernenvil miste kampen mod tyngdekraften.
kernetemperaturen stiger til over 100 milliarder grader, når jernatomerne knuses sammen., Den afstødende kraft mellempositivt ladede kerner overvinder tyngdekraften, og corerecoils ud fra stjernens hjerte i en eksplosiv stødbølge. Ien af de mest spektakulære begivenheder i universet fremdriver chokketmaterialet væk fra stjernen i en enorm eksplosion kaldet asupernova. Materialet skyder ud i interstellært rum.75% af stjernens masse udstødes i rummet isupernova. Den resterende kernes skæbne afhænger af dens masse. 1,4 til 5 gange massen af vores sol, vil den falde sammen til en neutronstjerne., Hvis kernen er større, vil den kollapseind i et sort hul. For at blive en neutronstjerne skal en stjerne starte medomkring 7 til 20 gange Solens masse før supernovaen. Kun stjernermed mere end 20 gange bliver Solens masse sorte huller.opdateret: februar 2014