Hva Endringer i en Star?

Når dannet, stjerner leve lange, stabile liv, utstråler energi i enorme mengder i milliarder av år. En stjerne har en voldelig, men skapende liv, og det er i de fremragende ovner av massive stjerner som alle de tunge elementene i universet, inkludert de som er nødvendige for biologisk liv, er opprettet. Stjerner kommer i mange forskjellige størrelser, farger og temperaturer og forskere vanligvis klassifisere dem etter lysstyrke.

Fødselen av en stjerne

En stjerne former når en massiv, lysår bred sky av støv og gass klumper sammen under trekke av sin egen gravitasjon. Klumpen blir større og tyngre som det samler og dens gravitasjonsfelt komprimerer den, forårsaker den til å varme opp. Dette hot, kompakt ball av gass er teknisk kalles en "proto." Når den når et kritisk nivå av masse og temperaturen i kjernen er varm nok til å forårsake spontan kjernereaksjoner, antenning av proto og blir en skikkelig stjerne. Hvis dette avgjørende grad av massen ikke blir nådd proto ikke vil tenne og i stedet forblir en gigantisk ball av varm gass, som Jupiter.

Hoved Sequence

Når en stjerne har dannet, antent og stabilisert, går den sin moden fase, som forskerne kaller "hovedsekvensen." Den tette, flammende kjernen av stjernen er en kjernefysisk ovn, hvor fusjon konverterer kjernen lager av hydrogen drivstoff til helium. Dette gir nok ekspansiv energi til å motvirke innover trekke av stjernens tyngdekraft, danner en likevekt. En stjerne kan holde seg stabilt slik i milliarder av år; hvis den kjøler ned, alvoret komprimerer det ytterligere, slik at det varmes opp og utvider igjen. Men til slutt, det er ovn går tom for hydrogen og de kjernefysiske reaksjoner stoppe, og tyngdekraften knuser nå kjernematerialet til enestående trykk og temperaturer. Den viktigste sekvensen er over.

Red Giant

Selv om kjernefysisk fusjon har opphørt i stjernens kjerne, det meste av sin hydrogen forblir intakt i de ytre lagene, hvor fusjon fortsetter. Den krymper og stadig varm kjerne tvinger de ytre lagene å utvide og kjølig, noe som skaper en rød kjempe. I tilstrekkelig massive stjerner, blir kjernen så varmt at nye kjedereaksjoner starte, denne gangen fusing left helium til tyngre elementer, hele veien opp til jern. Jern vil ikke føre til kjedereaksjoner under normale omstendigheter, slik som jern øker, kjernefysiske reaksjoner blir ustabile, brenn uberegnelig, forårsaker de ytre lag for å blåse av.

white Dwarf

I sluttfasen av sin røde giganten fasen vil oppsvulmet stjerne fortsette å blåse av sine ytre lag i puffs av gass og støv til bare den lyse, tett, flammende kjernen forblir, kjent som en "hvit dverg". Selv om kjernen fremdeles er varm hvit, uten noen ytterligere kilde for brennstoff, kan det bare mister energi nå. Dette er den ultimate slutten av vår sol, samt de aller fleste andre stjerner i universet. Enormt massive stjerner lide en mye annen skjebne.

Supernovaer og nøytronstjerner

Når kjernen i en hyper-massiv stjerne går tom for kjernefysisk brensel, er gravitasjonskollaps så plutselig og kraftig at Kjernens atomer knuses. Under press, protoner og elektroner kombineres for å skape en type eksotisk materie som bare består av nøytroner, som er ganske muligens den hardeste materiale i universet. Denne "neutronium" er det eneste som kan hindre kjernen kollapser videre. I mellomtiden vesentlig utvidede ytre lagene av stjernen som fortsatt voldsomt kollapset plutselig treffer det harde skallet av kjernen og slipper sin implosiv energi som en eksplosjon. Denne eksplosjonen er en "supernova" som kan gjøre en stjerne midlertidig skinne så lyssterk som en galakse. Supernovaen vil etter hvert svekkes og så vil stjernen, som nå er en liten, svak, nesten ufattelig kompakt nøytronstjerne.

Svarte hull

For de mest massive stjernene, er det siste gravitasjonskollaps for mye, selv for et materiale laget av solid nøytroner. Når neutronium bryter ned, er det ingenting i universet for å holde stjernen kollapser til et punkt null volum og uendelig tetthet, en singularitet, eller mer oppfinnsomt, et svart hull.