Univers

Evolution of the Stars

Evolution of the Stars

Stjernerne udvikler sig over millioner af år. I virkeligheden holder de aldrig op med at udvikle sig og ændre sig fra fødsel til død.

De fødes, når en stor mængde stof ophobes et sted i rummet. Materialet komprimeres og opvarmes, indtil en nuklear reaktion begynder, som forbruger stof og omdanner det til energi. Små stjerner tilbringer det langsomt og holder længere end store stjerner.

Teorierne om udviklingen af ​​stjerner er baseret på bevis hentet fra undersøgelser af spektrene relateret til lysstyrke. Observationer viser, at mange stjerner kan klassificeres i en regelmæssig rækkefølge, hvor de lyseste er de hotteste og de mindste, de koldeste.

Denne serie af stjerner danner et bånd, der er kendt som hovedsekvensen i temperatur-lysstyrke diagram, kendt som Hertzsprung-Russell diagram. Andre grupper af stjerner, der vises i diagrammet, inkluderer de kæmpe- og dværgstjerner, der er nævnt ovenfor.

Stjernes liv

En stjerners livscyklus begynder som en stor masse relativt kold gas. Gasens sammentrækning hæver temperaturen, indtil stjernens indre når 1.000.000 ° C. På dette tidspunkt finder nukleare reaktioner sted, hvis resultat er, at kernerne i brintatomerne kombineres med deuterium og danner heliumkerner. Denne reaktion frigiver store mængder energi, og stjernens sammentrækning stopper. I et stykke tid ser det ud til at stabilisere sig.

Men når energiudløsningen slutter, begynder sammentrækningen igen, og stjernens temperatur stiger igen. På et givet tidspunkt begynder en reaktion mellem brint, lithium og andre lette metaller, der er til stede i stjernekroppen. Energi frigøres igen, og sammentrækningen stopper.

Når lithium og andre lette materialer forbruges, genoptages sammentrækningen, og stjernen går ind i det sidste udviklingsstadium, hvor brint omdannes til helium ved meget høje temperaturer takket være den katalytiske virkning af kulstof og nitrogen. Denne termonukleære reaktion er karakteristisk for hovedsekvensen for stjerner og fortsætter, indtil alt brintet er forbrugt.

Stjernen bliver en rød gigant og når sin største størrelse, når alt det centrale brint er blevet helium. Hvis det fortsætter med at skinne, bør kernetemperaturen stige nok til at forårsage fusion af heliumkerner. Under denne proces er det sandsynligt, at stjernen bliver meget mindre og derfor tættere.

Når den har brugt alle mulige kilder til kerneenergi, trækkes den sammen igen og bliver en hvid dværg. Denne sidste fase kan være præget af eksplosioner kendt som "novas". Når en stjerne frigøres fra dens ydre skal, der eksploderer som en nova eller supernova, vender den tilbage til de interstellare medium tungere elementer end det brint, den har syntetiseret inde.

Fremtidige generationer af stjerner dannet af dette materiale vil begynde deres liv med et rigere sortiment af tunge elementer end tidligere generationer. Stjerner, der kaster deres ydre lag på en ikke-eksplosiv måde, bliver planetariske nebler, gamle stjerner omgivet af sfærer af gas, der udstråler i en række bølgelængder.

Fra stjerne til sort hul

Stjerner med en masse, der er meget større end Solens, gennemgår en hurtigere udvikling, et par millioner år fra fødslen til eksplosionen af ​​en supernova. Resterne af stjernen kan være en neutronstjerne.

Der er imidlertid en grænse for størrelsen på neutronstjerner, ud over hvilke disse kroppe er tvunget til at sammentrække, indtil de bliver et sort hul, hvorfra ingen stråling kan undslippe.

Typiske stjerner som Solen kan vedvare i mange milliarder af år. Den endelige destination for dværge med lav masse er ukendt, bortset fra at de ophører med at udstråle mærkbart. Mest sandsynligt bliver de aske eller sorte dværge.

◄ ForrigeNæste ►
Hvordan blev universet dannet?Materialer og stråling