Livscyklus af en Stjerne

Livet til en Stjernefortælling

Se Aktivitet

Ordforråd

Se Aktivitet

Diskussionsstarter

Se Aktivitet

Fusion af Hydrogen

Se Aktivitet

Livscyklus for en Massiv Stjerne

Se Aktivitet

Livscyklus-regneark

Se Aktivitet

Livscyklus for en stjerne

Vores stjerne er temmelig ubetydelig. Det er ikke meget stort, og det er kun en af en enorm mængde stjerner i universet. Det er omtrent halvvejs gennem sit liv, i et stadium, der er kendt som hovedsekvens. Om nogle få milliarder år vil vores sol dø og afslutte alt liv på Jorden. Vores sol giver tyngdekraften, der holder planeterne og andre objekter, der kredser rundt omkring den, og giver en energikilde, der understøtter alt liv på Jorden.

Længden af en stjernes levetid afhænger af dens masse. Hvis stjernen har meget stof og derfor en høj masse, vil dens levetid være kortere. Dette kan virke lidt modintuitivt, fordi man måske spekulerer på, om mere atombrændstof ville betyde, at stjernen ville være i stand til at skinne i længere tid. Mindre stjerner er faktisk mere effektive med det brændstof, de har; større stjerner bruger dog deres nukleare brændstof i en meget hurtigere hastighed. Stjernes masse afhænger af, hvor meget stof der var i skyen, kendt som en tåge, der skabte stjernen.

Stjerner med en lignende masse som vores sol har alle en lignende livscyklus. De starter som en tåge. En tåge er en sky af støv og gas, der kan variere i størrelse. For at gøre en stjerne på størrelse med vores sol, har du brug for en tåge flere hundrede gange størrelsen på vores solsystem. Denne sky, der indeholder stjernens byggesten, kollapser på grund af tyngdekraften. Når skyen krymper i størrelse, stiger dens temperatur, efterhånden som partiklerne, der udgør skyen, kolliderer med hinanden. Når denne kollapsede sky når en bestemt temperatur og tryk, kan nuklear fusion forekomme. På dette tidspunkt er kuglen af gas kendt som en protostar. Kernefusion er en nuklear reaktion, hvor to lette kerner kombineres og danner en tungere kerne og energi. Det er denne energi, der udstråles fra starten. Mængden af energi produceret i disse reaktioner kan beregnes ud fra E = mc ² . "E" er mængden af energi, "m" er ændringen i masse, og "c" er lysets hastighed i meter per sekund.

Når det udadvendte tryk fra kernefusionen er afbalanceret med tyngdekraften, der trækker stjernen sammen, kan vi beskrive stjernen som stabil. Stjerner, der er stabile som vores sol, siges at være i hovedsekvensstadiet i stjernens levetid. Der kommer et punkt, hvor stjernen løber tør for sit brændstofbrændstof, og det er her slutningen af stjernens liv begynder. Stjerner løber tør for deres brændstof efter millioner eller milliarder af år, afhængigt af deres størrelse. Når stjernen løber tør for sit brændstof, kan de nukleare reaktioner i kernen ikke fortsætte. Dette betyder, at det udadgående tryk falder, så kraften på grund af tyngdekraften kan starte sammenbrud i kernen. De ydre lag ekspanderer og afkøles lidt. Denne afkøling ændrer stjernens farve til en rød farve. På dette tidspunkt er stjernen kendt som en rød kæmpe. Dette vil være vores stjerners skæbne om nogle få milliarder år. Vores sol vil svulme op og udvide til et par hundrede gange den i sin oprindelige størrelse. Når dette sker, dør alt liv på Jorden.

De ydre lag af stjernen driver derefter væk og efterlader en varm, tæt kerne. Disse kan producere et meget smukt fænomen kendt som en planetarisk tåge. Den varme kerne i en planetnebul er kendt som en hvid dværg. En hvid dværg er en død stjerne, der stadig skinner på grund af den resterende varme. De er meget tæt med en teskefuld af en hvid dværg med en masse på flere tons. Over tid vil denne døde stjerne køle og svage. Denne døde stjerne, der er kølet af og ikke længere udsender lys, er kendt som en sort dværg.

Stjerner, der er meget større end vores stjerne, følger en anden cyklus gennem deres levetid. Mens mindre stjerner, som vores sol, dannes af en sammenbrudende tåge, indeholder større stjernetåger meget mere stof. De går også gennem en hovedsekvens, men har en blå farvetone på grund af de højere temperaturer, der er forbundet med dem. Når det kommer til slutningen af de større stjerners liv, gør de det på en meget mere dramatisk måde. Massive stjerner kan have kerner, der er varme og tæt nok til at give et miljø, hvor nuklear fusion kan forekomme for yderligere elementer. Ligesom stjerner med en lignende masse som vores sol vokser også massive stjerner, når de begynder at løbe tør for nukleart brændstof.

Dette ender i en stor eksplosion kendt som en supernova. Supernovaer er nogle af de lyseste genstande på himlen. Elementer, der er tungere end jern, antages at dannes i en supernova. De døde stjerner kaldes nu neutronstjerner, og de er ekstremt tæt. Hvis en stjerne er meget stor og har masser nok, kan der dannes et sort hul i slutningen af den massive stjerners liv. Et sort hul er et område i rummet, hvor tyngdekraften er så stærk, at selv lys ikke kan undslippe.