Livssyklus av en Stjerne

Livet til en Star Narrative

Se Aktivitet

Ordforråd

Se Aktivitet

Diskusjonstart

Se Aktivitet

Fusjon av Hydrogen

Se Aktivitet

Livssyklus av en Massiv Stjerne

Se Aktivitet

Livssyklus-regnearket

Se Aktivitet

Livssyklus av en stjerne

Stjernen vår er ganske ubetydelig. Den er ikke veldig stor, og den er bare en av en enorm mengde stjerner i universet. Det er omtrent halvveis i livet, i et stadium kjent som hovedsekvens. Om noen få milliarder år vil solen vår dø og avslutte alt liv på jorden. Solen vår gir tyngdekraften som holder planetene og andre gjenstander i bane rundt den, og gir en energikilde som støtter alt liv på jorden.

Lengden på en stjerners levetid avhenger av massen. Hvis stjernen har mye stoff og derfor en høy masse, vil levetiden bli kortere. Dette kan virke litt motintuitivt, fordi man kanskje lurer på om mer kjernebrensel ville bety at stjernen ville være i stand til å skinne i lengre tid. Mindre stjerner er faktisk mer effektive med drivstoffet de har; større stjerner bruker imidlertid kjernefysisk drivstoff med mye raskere hastighet. Massen til en stjerne avhenger av hvor mye materie det var i skyen, kjent som en tåke, som skapte stjernen.

Stjerner med en lignende masse som vår sol har alle en lignende livssyklus. De begynner som en tåke. En tåke er en sky av støv og gass som kan variere i størrelse. For å gjøre en stjerne på størrelse med solen vår, trenger du en tåke flere hundre ganger størrelsen på solsystemet vårt. Denne skyen, som inneholder byggesteinene til stjernen, kollapser på grunn av tyngdekraften. Når skyen krymper i størrelse, øker temperaturen, ettersom partiklene som utgjør skyen kolliderer med hverandre. Når denne kollapsede skyen når en viss temperatur og trykk, kan atomfusjon oppstå. På dette stadiet er gassballen kjent som en protostar. Atomfusjon er en kjernefysisk reaksjon der to lette kjerner kombineres og danner en tyngre kjerne og energi. Det er denne energien som utstråles fra starten. Mengden energi produsert i disse reaksjonene kan beregnes fra E = mc ² . "E" er mengden energi, "m" er endringen i masse, og "c" er lysets hastighet i meter per sekund.

Når det ytre trykket fra kjernefusjonen er balansert med gravitasjonskraften som drar stjernen sammen, kan vi beskrive stjernen som stabil. Stjerner som er stabile som vår sol sies å være i hovedsekvensfasen av stjernens levetid. Det kommer et punkt hvor stjernen går tom for hydrogendrivstoffet, og det er da slutten på stjernens liv begynner. Stjerner går tom for drivstoff etter millioner eller milliarder av år, avhengig av størrelse. Når stjernen går tom for drivstoff, kan ikke atomreaksjonene i kjernen fortsette. Dette betyr at det ytre trykket synker, slik at kraften på grunn av tyngdekraften kan starte kollaps i kjernen. De ytre lagene ekspanderer og avkjøles litt. Denne avkjøling endrer fargen på stjernen til en rød farge. På dette stadiet er stjernen kjent som en rød gigant. Dette vil være skjebnen til stjernen vår om noen milliarder år. Solen vår vil svelle opp og utvide seg til noen hundre ganger den av sin opprinnelige størrelse. Når dette skjer, vil alt liv på jorden dø.

De ytre lagene av stjernen driver deretter av og etterlater en varm, tett kjerne. Disse kan produsere et veldig vakkert fenomen kjent som en planetarisk tåke. Den varme kjernen i en planetnebula er kjent som en hvit dverg. En hvit dverg er en død stjerne som fremdeles skinner på grunn av den gjenværende varmen. De er veldig tette, med en teskje av en hvit dverg med en masse på flere tonn. Over tid vil denne døde stjernen kjøle seg og bli svak. Denne døde stjernen som har avkjølt seg og ikke lenger avgir lys, er kjent som en svart dverg.

Stjerner som er mye større enn stjernen vår, følger en annen syklus gjennom levetiden. Mens mindre stjerner, som vår sol, er dannet av en kollapsende tåke, inneholder større stjernetåler mye mer materie. De går også gjennom en hovedsekvens, men har en blå farge på grunn av de høyere temperaturene som er forbundet med dem. Når det gjelder slutten av de større stjernenes liv, gjør de det på en mye mer dramatisk måte. Massive stjerner kan ha kjerner som er varme og tette nok til å gi et miljø der kjernefusjon kan oppstå for flere elementer. Som stjerner med en lignende masse som vår sol, vokser også massive stjerner når de begynner å gå tom for kjernebrensel.

Dette ender i en stor eksplosjon kjent som en supernova. Supernovaer er noen av de lyseste gjenstandene på himmelen. Elementer som er tyngre enn jern, antas å dannes i en supernova. De døde stjernene er nå kjent som nøytronstjerner, og de er ekstremt tette. Hvis en stjerne er veldig stor og har nok masse, kan det danne seg et svart hull på slutten av den massive stjernens liv. Et svart hull er et romområde hvor tyngdekraften er så sterk at selv lys ikke kan slippe ut.