Vilken är livscykeln för en stjärna?

En stjärna börjar som ett moln av interstellär gas, till största delen av väte. Så småningom, små skillnader i densitet börja molnet börja skapa allvar brunnar, drar andra partiklar närmare och kondenserande dem. Med tiden skapar denna process av packnings ett sfäriskt formade central moln, sällskap av gasen i periferin, att skapa vad som kallas en ackretionsskivan.

Den kritiska steget i födelsen av en stjärna är att skapa täthet nivåer tillräckliga för att inleda väte fusion. Fusion samman atomkärnor lättare än järn, frigör energi i processen. Första atomer säkring i en kondenserande star-moln är förmodligen deutrium atomer, en isotop av väte med en neutron. Trots sin brist i förhållande till konventionell väte, kräver de en lägre temperatur och tryck för säkring och därför skulle antagligen komma igång först. Fusing atomkärnor är svår att uppnå på grund av de elektrostatiska motvilja orsakas av elektron skal av båda atomer.

Efter deutrium i star-moln antänds och börjar frigöra enorma mängder energi, är det bara en tidsfråga innan det omgivande väte börjar säkring och himlakroppen blir en riktig stjärna. Med en kärna av ett par dussin miljoner grader eller mer, spädbarn stjärnor är ofta de mest energiska organ för ljusår runt.

De allra flesta av atomer som våra kroppar är gjorda var syntetiseras genom fusion av atomkärnor i en process som kallas stellar nukleosyntes. De flesta atomer förutom vätgas bildas på detta sätt. Den fortsatta framtid och livslängd hos en stjärna beror på dess massa. De flesta stjärnor tillbringar större delen av sin livstid på det som kallas huvudserien, fusing ihop lätta atomkärnor i energiska reaktioner. När de börjar att smälta ihop alla sina väte, stjärnorna börjar förlora energi. För stjärnor cirka 0,4 gånger vikten av vår sol eller lägre, orsakar denna gravitationell kollaps. Stjärnan förvandlas till en homogen röd dvärg och kommer aldrig att säkringen element igen.

För stjärnor 0,4 gånger vikten av vår sol fram till ungefär tio gånger, börjar helium till stenmaterialet i stjärnans kärna som fusionsprocessen fortsätter. Helium inte säkring lätt, så det hänger runt. Sin större densitet gör vätgas som kan flytta ihop mycket starkt i lager över det, påskynda sammanslagningen av de återstående väte och göra stjärnan 1. 000 till 10. 000 gånger starkare. Detta skapar en röd jätte med en radie som liknar det avstånd som jorden kretsar kring solen. Efter röd jätte lägger ner sitt bränsle, det kollapsar våldsamt. Den tvärkraft frågan gnugga ihop frigör en enorm mängd energi, som orsakar en supernova explosion. Supernovor är några av de mest kraftfulla fenomen i universum, ett gott slut på det mäktiga livet av en stjärna.


Kommentarer

  • Om oss
  • Reklam
  • Kontakta redaktören
  • Få nyhetsbrev
  • RSS-feed

Redaktör: Beáta Megyesi
Nyheter redaktör: Christiane Schaefer

Kundservice: Mats Schaefer,
Helena Löthman

Tel: +46 00 79 22 00
Fax: +46 00 79 22 01

© Copyright 2014 Debok.net - All rights reserved.