- Avanserte
- Grunnleggende
En stjerne er en sfære av gass som holdes sammen av sin egen gravitasjon. Theclosest stjernen til Jorden er vår egen Sol, så har vi et eksempel nearbythat astronomer kan studere i detalj. De erfaringene vi lære om theSun kan brukes til andre stjerner.
Fortell meg mer om Sol
En stjerne liv er en konstant kamp mot tyngdekraften. Tyngdekraften jobber kontinuerlig for å prøve og føre stjernen for å kollapse., Thestar kjerne, men er veldig varmt, noe som skaper trykk i gassen. Dette trykket motvirker tyngdekraften, sette stjerners inn i det som er kalt hydrostatisk likevekt. En stjerne er greit så lenge star har dette likevekt mellom tyngdekraften trekke stjerners innover og trykk for å presse stjernen utover.
Diagram som viser livssykluser av Sol-likeand massive stjerner. Klikk på bildet for større versjon., (Credit: NASA andthe nattehimmelen Nettverk)
Under de fleste en stjerne levetid, interiøret varme og stråling er providedby kjernefysiske reaksjoner i stjernens kjerne. Denne fasen av star ‘ s liv er kalt hovedserien.
Før en stjerne når hovedserien, star er eøs og dets kjerne er ennå ikke for varmt eller for tett nok til å begynne å kjernefysiske reaksjoner. Så, helt til den når hovedserien, hydrostatisk støtte er gitt av varmen som genereres fra sammentrekning.
På et tidspunkt, stjernen vil kjøre ut av materialet i sin kjerne for de kjernefysiske reaksjoner., Når stjernen går ut av kjernebrensel, det kommer til slutten av sin tid på hovedserien. Hvis stjernen er stor nok, kan det gå gjennom en serie av mindre effektiv kjernefysiske reaksjoner til å produsere intern varme. Men, til slutt disse reaksjonene vil ikke lenger generere nok varme til å støtte stjerners mot sin egen gravitasjon og stjernen vil kollapse.
Stellar Evolusjon
En stjerne blir født, lever og dør, mye som alt annet i naturen. Ved hjelp av observasjoner av stjerner i alle faser av livet, astronomershave konstruert en livssyklus som alle stjerner synes å gå gjennom., Thefate og livet til en stjerne avhenger først og fremst er det masse.
Hubble-bildet av ørnetåken, astellar barnehagen. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
Alle stjernene begynner sitt liv fra sammenbruddet av materiale i en giantmolecular skyen. Disse skyene er skyer som dannes mellom stjernene andconsist først og fremst av molekylær gass og støv. Turbulens i cloudcauses knop til skjema som kan kollapse under det owngravitational attraksjon. Som knuten kollapser, materialet på thecenter begynner å varme opp., Den varme kjernen kalles en protostar og willeventually bli en stjerne.
skyen ikke sammenfattes til bare en stor stjerne, men differentknots av materialet vil hver bli i det egne protostar. Dette er grunnen til at theseclouds av materiale blir ofte kalt stellar nuseries de areplaces hvor mange stjerner form.
Som protostar gevinster masse, sin kjerne blir varmere og mer tett. Atsome punktet, vil det være varmt nok og tett nok for hydrogen til startfusing til helium. Det må være 15 millioner Kelvin i kjernen forfusion å begynne., Når protostar begynner å fusjonere hydrogen, det entersthe «hovedserien» fase av sitt liv.
Stjerner på hovedserien er de som er fusjonere hydrogen intohelium i sine kjerner. Stråling og varme fra denne reaksjonen holde tyngdekraften fra kollapser star i denne fasen av thestar liv. Dette er også den lengste fasen av en stjernes liv. Våre sunwill bruke rundt 10 milliarder år på hovedserien. Imidlertid, en moremassive stjerners bruker sin drivstoff raskere, og kan bare være på de viktigste sequencefor millioner av år.
til Slutt kjernen av stjernen går tom for hydrogen., Når thathappens, stjernen kan ikke lenger holde opp mot tyngdekraften. Dens innerlayers begynne å kollapse, som squishes kjernen, økende thepressure og temperaturen i kjernen av stjernen. Mens corecollapses, de ytre lag av materiale på stjernen for å utvide utover.Star utvides til større enn den noen gang har vært noen hundredtimes større! På dette punktet stjernen kalles en rød kjempe.
Hva er det neste som skjer, er avhengig av hvor massen til stjernen.,
Skjebnen til Mellomstore Stjerner
Hubble-bilde av planetariske tåken IC-418,også kjent som Spirograph Nebula. (Credit: NASA/Hubble HeritageTeam)
Når en mellomstor stjerne (opp til ca 7 ganger massen til Solen)når den røde giganten fase av sitt liv, kjernen vil ha nok heatand press for å føre helium til sikring i karbon, noe som gir kjernen abrief utsettelse fra sin kollaps.
Når helium i kjernen er borte, stjernen vil kaste mest av itsmass, danner en sky av stoff som kalles en planetariske tåken., Kjernen ofthe star kule og krympe, og etterlot en liten, varm ball kalles awhite dverg. En hvit dverg ikke skjul mot tyngdekraften fordi ofthe press av elektroner frastøtende hverandre i sin kjerne.
Skjebnen av Massive Stjerner
Chandra X-ray bilde av supernova remnantCassiopeia A. fargene viser forskjellige bølgelengder av X-stråler beingemitted av saken som har blitt kastet ut fra den sentrale stjernen.I midten er det et nøytron-stjerners., (Credit: NASA/CSC/SAO)
En rød kjempe-stjerners med mer enn 7 ganger massen til Solen er fatedfor en mer spektakulære avslutningen.
Disse høy-masse stjerner gå gjennom noen av de samme trinnene som themedium-masse stjerner. Først, de ytre lagene svelle ut i en gigantisk stjerne,men enda større, danner en rød supergiant. Neste, kjernen starter toshrink, blir veldig varmt og tett. Så, fusjon av helium til carbonbegins i kjernen. Når tilførselen av helium går ut, kjernen willcontract igjen, men siden kjernen har mer masse, vil det bli svært varmt anddense nok til å fusjonere karbon i neon., Faktisk, når tilførselen ofcarbon er brukt opp, andre fusjon reaksjoner oppstår, til kjernen isfilled med jern-atomene.
Opp til dette punktet, fusjon reaksjoner sette ut energi, slik at thestar å bekjempe tyngdekraften. Men, smelter strykejern krever en innsats av energi,snarere enn å produsere overflødig energi. Med en core full av jern, starwill tape kampen mot tyngdekraften.
The core temperaturen stiger til over 100 milliarder grader som ironatoms er knust sammen., Den frastøtende kraften mellom thepositively ladete kjerner overvinner tyngdekraften, og corerecoils ut fra hjertet av star i en eksplosiv sjokkbølge. Inone av de mest spektakulære hendelser i Universet, støt propelsthe materiale bort fra stjernen i en enorm eksplosjon som kalles asupernova. Materialet spews ut i det interstellare rom.
Om lag 75% av massen til stjernen er kastet ut i verdensrommet i thesupernova. Skjebnen til venstre-over-core avhenger av dens masse. Hvis theleft-over kjerne er om 1.4 til 5 ganger massen til Solen vår, det willcollapse inn et nøytron-stjerners., Hvis kjernen er større, det vil collapseinto et svart hull. Å slå inn et nøytron stjerne, en stjerne må starte withabout 7 til 20 ganger massen til Solen før supernova. Bare starswith mer enn 20 ganger massen til Solen vil bli svart hull.
Oppdatert: februar 2014