På hvilke måter kan en stjerne Evolve Etter hoved Sequence?

Stjerner dannes når tette skyer av gass kollaps og danne proto: kule masser av gass som opplever en økning i temperaturen inntil en kjernefysisk reaksjon finner sted, danner kjernen av helium og danner en stjerne. Dette er begynnelsen livssyklusen til alle stjernene før de blir en vanlig stjerne eller en stor størrelse stjerne. Men deres avslutninger variere, basert på størrelse.

Levetiden for en vanlig stjerne

Etter at hovedseriestjerne er dannet, en normal størrelse stjerne (som Jordens sol) brenner brightly for ca 10 milliarder år før det utarmer sin hydrogen kjerne. Kjernen kollapser uten en varmekilde for å støtte det mot tyngdekraften, og tyngdekraften øker tettheten av kjernen inntil det er ved et punkt høyt nok til å konvertere helium til karbon.

Når helium er oppbrukt, sveller det ytterste laget i en rød kjempe og brenner for ca 100 millioner år. Den røde giganten fasen slutter når stjernen kaster sine lag, bli en planetarisk tåke som varer ca 100.000 år. Kjernen av stjernen er fortsatt i sin endelige form; en hvit dverg og deretter, etter den kjøler, en svart dverg.

Levetiden for en stor stjerne

Etter at hovedsekvensen er dannet, brenner en større stjerne veldig sterkt for ca 50 millioner år før den tømmes hydrogen i kjernen. Stjernen kollapser inn i sin egen tyngdekraft, og tettheten omdanner helium til karbon, på samme måte som en normal stjerne utvikler seg. Men fortsetter karbon kjerne av en massiv stjerne til kontrakt, nå temperaturer som brenner karbon til oksygen, neon, silisium, svovel og jern mens det er i den røde superkjempe fasen. Stjernen er fortsatt i denne formen for omtrent en million år.

Jern er den mest stabile formen av kjernefysisk materiale. Når kjernen har utviklet seg til jern, vil ytterligere kollaps sprette av, forårsaker en eksplosjon kalt en supernova.

Etter supernova, noen stjerner bli små nebulas, mens andre blir en kompakt nøytronstjerne (sett på som en radio pulsar) eller et svart hull.

Nøytronstjernen og Black Hole

Nøytronstjerner er det noen ganger igjen av kjernen av massive stjerner. Kjernen av stjernen kollapser under supernova, snu hver elektron-proton pair i et nøytron, som stopper sammenbruddet av stjernens kjerne og utvikler seg til en nøytronstjerne. Nøytronstjerner er veldig tett: En teskje av sin sak på jorden ville veier om lag 100 millioner tonn. Mindre nøytronstjerner er tyngre enn større.

Nøytronstjernen stopper kollaps av stjernen etter supernova; Men gravitasjonskreftene av en massiv stjerne er for sterk. Det forvirrer atomkraften og kollapser atomet til et punkt hvor tettheten er uendelig. Gravitasjons brønnene av sorte hull er så sterk at selv lys ikke kan unnslippe. En svart hull kan ses bare ved å observere virkningen på materie som omgir den.

Jordens Sun

Solen er det største objektet i Melkeveien. Det er en vanlig stjerne (ikke massiv størrelse), og sin kjerne er om lag 70 prosent hydrogen og 28 prosent helium. Disse prosentene vil endres etter hvert som det utarmer sin hydrogen kjerne.

Når solen utvikler seg til en rød kjempe, vil det bli på størrelse med jordbanen, rasere sin bane rundt planeter. Det vil til slutt kaste sine lag, bli en planetarisk tåke, deretter en hvit dverg og til slutt en svart dverg.