- Advanced
- Basic
en stjärna är en sfär av gas som hålls samman av sin egen gravitation. Den största stjärnan till jorden är vår alldeles egna sol, så vi har ett exempel i närheten av att astronomer kan studera i detalj. Lärdomarna vi lär oss omsun kan tillämpas på andra stjärnor.
berätta mer om solen
en stjärnas liv är en ständig kamp mot tyngdkraften. Gravity arbetar ständigt för att försöka få stjärnan att kollapsa., Thestar kärna, men är mycket varmt vilket skapar tryck inom gasen. Detta tryck motverkar tyngdkraften och sätter stjärnan i vad som kallas hydrostatisk jämvikt. En stjärna är okej så länge stjärnan har denna jämvikt mellan gravitationen som drar stjärnan inåt och trycket som trycker stjärnan utåt.
Diagram som visar livscykeln för solen-likeoch massiva stjärnor. Klicka på bild för större version., (Kredit: NASA och natthimlen Network)
under de flesta stjärnans livstid tillhandahålls inre värme och strålning av kärnreaktioner i stjärnans kärna. Denna fas av stjärnans liv kallas huvudsekvensen.
innan en stjärna når huvudserien, är stjärnan kontraherande och dess kärna är ännu inte varm eller tät nog att börja kärnreaktioner. Så, tills den når huvudsekvensen, tillhandahålls hydrostatiskt stöd av värmen som genereras från sammandragningen.
vid något tillfälle kommer stjärnan att ta slut på material i kärnan för dessa kärnreaktioner., När stjärnan tar slut på kärnbränsle kommer det till slutet av sin tid på huvudsekvensen. Om stjärnan är tillräckligt stor kan den gå igenom en serie mindre effektiva kärnreaktioner för att producera intern värme. Men så småningom kommer dessa reaktioner inte längre att generera tillräcklig värme för att stödja stjärnan agains sin egen gravitation och stjärnan kommer att kollapsa.
Stellar Evolution
en stjärna föds, lever och dör, ungefär som allt annat i naturen. Med hjälp av observationer av stjärnor i alla faser av deras liv, astronomerhar byggt en livscykel som alla stjärnor verkar gå igenom., En stjärnans tillstånd och liv beror främst på dess massa.
Hubble bild av Örnnebulosan, astellar plantskola. (Credit: NASA/ESA/Hubble Heritage Team)
alla stjärnor börjar sina liv från materialets sammanbrott i ett giantmolekylärt moln. Dessa moln är moln som bildas mellan stjärnorna ochbestår främst av molekylär gas och damm. Turbulens inom cloudcauses knutar för att bilda som sedan kan kollapsa under sin egengravitational attraktion. När knuten kollapsar, materialet vidcentrum börjar värma upp., Den heta kärnan kallas en protostar och vilkenbrukar bli en stjärna.
molnet kollapsar inte till bara en stor stjärna, men olikaknots av material blir var och en sin egen protostar. Det är därför dessakluster av material kallas ofta stellar nuseries-de ärplatser där många stjärnor bildas.
När protostar får massa blir kärnan varmare och tätare. Vidnågon gång kommer det att vara tillräckligt varmt och tätt för att väte ska börjaanvända i helium. Det måste vara 15 miljoner Kelvin i kärnan förfusion att börja., När protostar börjar smälta väte går det inden ”huvudsekvensen” fasen av sitt liv.
stjärnor på huvudserien är de som smälter väte i sina kärnor. Strålningen och värmen från denna reaktion håller gravitationskraften från att kollapsa stjärnan under denna fas av stjärnans liv. Detta är också den längsta fasen av en stjärnas liv. Vår sol kommer att spendera cirka 10 miljarder år på huvudsekvensen. Men en mermassiv stjärna använder sitt bränsle snabbare och kan bara vara på huvudsekvenseni miljontals år.
så småningom går kärnan i stjärnan ut ur väte., När thathappens, stjärnan kan inte längre hålla upp mot gravitationen. Dess innerlayers börjar kollapsa, vilket squishes kärnan, vilket ökar trycket och temperaturen i stjärnans kärna. Medan corecollapses, att de yttre lagren av material i stjärnan expandera utåt.Stjärnan expanderar till större än någonsin – några hundra gånger större! Vid denna tidpunkt kallas stjärnan en röd jätte.
vad som händer härnäst beror på hur massan av stjärnan.,
öde medelstora Stjärnor
Hubble bild av planetarisk nebulosa IC 418,även känd som Spirograph Nebula. (Credit: NASA/Hubble HeritageTeam)
När en medelstor stjärna (upp till cirka 7 gånger solens massa) når den röda jättefasen av sitt liv, kommer kärnan att ha tillräckligt med värmeoch tryck för att få helium att smälta in i kol, vilket ger kärnan abrief reprieve från dess kollaps.
När heliumet i kärnan är borta kommer stjärnan att kasta det mesta av itsmass och bilda ett moln av material som kallas en planetarisk nebulosa., Kärnan av stjärnan kommer att svalna och krympa och lämna bakom en liten, varm boll som heter awhite dwarf. En vit dvärg kollapsar inte mot gravitationen på grund av trycket av elektroner som avvisar varandra i sin kärna.
öde massiva stjärnor
Chandra röntgenbild av supernova remnantCassiopeia A. färgerna visar olika våglängder av röntgenstrålning som beingemitted av den fråga som har utstötts från den centrala delen av världen. star.In centret är en neutronstjärna., (Credit: NASA / CSC / SAO)
en röd jättestjärna med mer än 7 gånger solens massa är dödadför en mer spektakulär slut.
dessa högmassstjärnor går igenom några av samma steg som mediummassstjärnor. Först sväller de yttre skikten ut i en jättestjärna, men ännu större och bildar en röd supergiant. Därefter börjar kärnan tilldricka, blir mycket varm och tät. Sedan fusion av helium i kolbörjar i kärnan. När tillförseln av helium löper ut, kommer kärnankontraktera igen, men eftersom kärnan har mer massa blir det varmt ochtät nog att smälta kol i neon., Faktum är att när tillförseln avkol används upp uppstår andra fusionsreaktioner tills kärnan ärfylld med järnatomer.
fram till denna punkt lägger fusionsreaktionerna ut energi, så att thestar kan bekämpa gravitationen. Smältning av järn kräver emellertid en energitillförsel, snarare än att producera överskott av energi. Med en kärna full av järn, stjärnankommer att förlora kampen mot tyngdkraften.
kärntemperaturen stiger till över 100 miljarder grader när ironatoms krossas ihop., Den repulsiva kraften mellanpositivt laddade kärnor övervinner tyngdkraften och correrecoils ut från stjärnans hjärta i en explosiv chockvåg. Ien av de mest spektakulära händelserna i universum Driver stötenmaterialet bort från stjärnan i en enorm explosion som heter asupernova. Materialet spyr ut i interstellära rymden.
cirka 75% av stjärnans massa matas ut i rymden isupernova. Ödet för den vänstra kärnan beror på dess massa. Om kärnan är ungefär 1,4 till 5 gånger solens massa, kommer den att kollidera till en neutronstjärna., Om kärnan är större kommer den att kollapsai ett svart hål. För att bli en neutronstjärna måste en stjärna börja medca 7 till 20 gånger solens massa före supernova. Endast stjärnormed mer än 20 gånger solens massa blir svarta hål.
Uppdaterad: februari 2014