• Home
  • Kemi
  • Astronomien
  • Energi
  • Naturen
  • Biologi
  • Fysik
  • Elektronik
  • Livscykel av en medelstor stjärna

    En stjärnas massa är den enda egenskap som bestämmer den himmelska kroppens öde. Dess end-of-life-beteende beror helt på dess massa. För lätta stjärnor kommer döden tyst, en röd jätte kasta sin hud för att lämna den dimma vita dvärgen bakom. Men finalen för en tungare stjärna kan vara ganska explosiv!

    Kategori Definition

    Medelstjärnor är de som är för stora för att sluta som vita dvärgar och för små för att bli svarta hål, spendera sina döende år som neutronstjärnor. Forskare har observerat att denna kategori har en lägre gräns på drygt 1,4 solmassor och en övre gräns i närheten av 3,2 solmassor. (En "solmassa" är en måttenhet som är ungefär lika stor som vår Sun.)

    Protostar

    Storleken bestäms av hur mycket materia är tillgängligt i sin föräldernebula . Detta moln av damm och gas börjar kollapsa i sig på grund av gravitationen och bildar en alltmer varm, ljus och tät massa i centrum: en protostar.

    Huvudsekvens

    När protostaren är tillräckligt hett och tätt, börjar processen med vätefusion äga rum i sin kärna. Fusion ger tillräckligt med strålningstryck för att motverka tyngdkraften; sålunda upphör gravitationskollaps. Protostaren har blivit en verklig stjärna i sin huvudsakliga sekvensfas. Stjärnan kommer att tillbringa huvuddelen av sin livslängd under denna stabilitetsperiod, som genererar ljus och värme genom fusion av väte till helium i miljontals år.

    Red Giant

    När stjärnans kärna löper ut ur väte, tyngdkraften har sin väg igen - det vill säga tills temperaturerna stiger tillräckligt högt för att tillåta heliumfusion, vilket ger det yttre tryck som behövs för att stabilisera saker. När ingen helium är kvar börjar cykeln igen. Kärnan svänger sålunda mellan tillstånd av kompression och jämvikt eftersom alltmer högtemperaturfusionsreaktioner äger rum. Under tiden orsakar den extrema värmen stjärnans yttre skikt, eller "skal", att expandera till en radie jämförbar med jordens bana. På så stort avstånd från kärnan kommer skalet att svalna tillräckligt för att bli röd. Stjärnan är nu en röd jätte.

    Supernova

    Kärnreaktioner upphör för alltid när stjärnans kärna reduceras till järn; det här elementet kommer inte att smälta utan ytterligare energiförsörjning. Gravitationskollaps återupptas katastrofalt med en kraft som är tillräckligt stark för att förstöra själva kärnorna i de atomer som utgör kärnan. Detta genererar så mycket energi att explosionen dominerar himlen under ljusår i alla riktningar. Stjärnan har gått supernova.

    Neutron Star

    Samtidigt är det som är kvar av stjärnan krympt till en diameter som inte är större än några kilometer - om storleken på en stad. Vid denna densitet är det yttre trycket som genereras av protoner och neutroner som reagerar på kompression äntligen tillräckligt för att stoppa tyngdkraften. Stjärnan är så tät att om man skulle kunna ta en tesked av sitt material till jorden skulle det väga en biljon ton. Det roterar upp till 30 gånger per sekund och uppvisar ett mycket stort magnetfält. Det är en neutronstjärna, den sista etappen av en medelstor stjärnas livscykel.

    © Vetenskap http://sv.scienceaq.com