Livscyklus for en lille stjerne

Stjerner er virkelig født af stjernestøv, og fordi stjerner er de fabrikker, der producerer alle de tunge elementer, kommer vores verden og alt i den også fra stjernestøv.

Skyer af det, der for det meste består af brintgasmolekyler, flyder rundt i den utænkelige kulde i rummet, indtil tyngdekraften tvinger dem til at kollapse i sig selv og danne stjerner.

Alle stjerner er skabt ens, men ligesom mennesker kommer de i mange variationer. Den primære determinant for en stjernes egenskaber er mængden af ​​stjernestøv, der er involveret i dens dannelse.

Nogle stjerner er meget store, og de har korte, spektakulære liv, mens andre er så små, at de næppe havde masse nok til at blive en stjerne i første omgang, og disse har ekstremt lange liv. En stjernes livscyklus, som NASA og andre rummyndigheder forklarer, er meget afhængig af masse.

Stjerner, der er omtrent lige så store som vores sol, betragtes som små stjerner, men de er ikke så små som røde dværge, der har en masse på omkring halvdelen af ​​solens og er så tæt på at være evige som en stjerne kan få.

Livscyklussen for en stjerne med lav masse som solen, der er klassificeret som en G-type, hovedsekvensstjerne (eller en gul dværg), varer omkring 10 milliarder år. Selvom stjerner af denne størrelse ikke bliver supernovaer, slutter de deres liv på dramatisk måde.

Tyngdekraften, den mystiske kraft, der holder vores fødder limet til jorden og planeterne spinder i deres baner, er ansvarlig for stjernedannelse. Inden for skyerne af interstellar gas og støv, der flyder rundt i universet, samler tyngdekraften molekyler i små klumper, der bryder fri fra deres moderskyer for at blive protostjerner. Undertiden udløber kollapset af en kosmisk begivenhed, såsom en supernova.

I kraft af deres øgede masse er protostjerner i stand til at tiltrække mere stjernestøv. Bevaring af momentum får det kollapsende stof til at danne en roterende skive og temperaturen stiger på grund af stigende tryk og den kinetiske energi frigivet af gasmolekyler tiltrukket af centrum.

Flere protostjerner menes at eksistere i Orion-tågen blandt andre steder. Meget unge er for diffuse til at være synlige, men til sidst bliver de uigennemsigtige, når de smelter sammen. Når dette sker, fanger akkumuleringen af ​​stof infrarød stråling i kernen, hvilket yderligere øger temperaturen og trykket og til sidst forhindrer mere stof i at falde ind i kernen.

Stjernekonvolutten fortsætter med at tiltrække stof og vokse, indtil der sker noget utroligt.

Det er svært at tro, at tyngdekraften, som er en forholdsvis svag kraft, kan udløse kæde af begivenheder, der fører til en termonuklear reaktion, men det er hvad der sker. Da protostjernen fortsætter med at akkrettere stof, bliver trykket i kernen så intens, at brint begynder at smelte ind i helium, og protostjernen bliver en stjerne.

Fremkomsten af ​​termonuklear aktivitet skaber en intens vind, der pulserer fra stjernen langs rotationsaksen. Materiale, der cirkulerer omkring stjernens omkreds, skubbes ud af denne vind. Dette er T-Tauri-fasen af ​​stjernens dannelse, som er kendetegnet ved kraftig overfladeaktivitet, inklusive blusser og udbrud. Stjernen kan miste op til 50 procent af sin masse i løbet af denne fase, som for en stjerne på størrelse med solen varer i et par millioner år.

Til sidst begynder materialet omkring stjernens omkreds at spredes, og det, der er tilbage, smelter sammen i planeter. Solvinden aftager, og stjernen sætter sig ind i en periode med stabilitet i hovedsekvensen. I denne periode afbalancerer den udadrettede kraft, der genereres ved fusionsreaktionen mellem brint og helium, der forekommer i kernen, det tyngdekraftens indre træk, og stjernen hverken mister eller vinder stof.

De fleste af stjernerne på nattehimlen er hovedrækkefølge stjerner, fordi denne periode er langt den længste i en stjernes levetid. Mens det er på hovedsekvensen, smelter en stjerne brint ind i helium, og det fortsætter med at gøre det, indtil dets brintbrændstof løber tør.

Fusionsreaktionen sker hurtigere i massive stjerner end i mindre, så massive stjerner brænder varmere med et hvidt eller blåt lys, og de brænder i kortere tid. Mens en stjerne på størrelse med solen vil vare i 10 milliarder år, kan en super massiv blå kæmpe måske kun vare i 20 millioner.

Generelt forekommer to typer termonukleære reaktioner i hovedsekvensstjerner, men i mindre stjerner, såsom solen, forekommer kun en type: proton-protonkæden.

Protoner er hydrogenkerner, og i en stjernes kerne rejser de hurtigt nok til at overvinde elektrostatisk frastødning og kolliderer for at danne helium-2 kerner og frigiver en v-neutrino og en positron i processen. Når en anden proton kolliderer med en ny dannet helium-2-kerne, smelter de sammen i helium-3 og frigiver en gammafoton. Endelig kolliderer to helium-3-kerner for at skabe en helium-4-kerne og yderligere to protoner, som fortsætter med at fortsætte kædereaktionen, så alt i alt forbruger proton-proton-reaktionen fire protoner.

En underkæde, der forekommer inden for hovedreaktionen, producerer beryllium-7 og lithium-7, men disse er overgangselementer, der efter kollision med en positron kombinerer to helium-4-kerner. En anden underkæde producerer beryllium-8, som er ustabil og spontant deles i to helium-4 kerner. Disse delprocesser tegner sig for ca. 15 procent af den samlede energiproduktion.

De gyldne år i et menneskes livscyklus er dem, hvor energi begynder at aftage, og det samme gælder for en stjerne. De gyldne år for en stjerne med lav masse opstår, når stjernen har indtaget alt brintbrændstof i sin kerne, og denne periode er også kendt som post-hovedsekvens. Fusionsreaktionen i kernen ophører, og den ydre heliumskal kollapser, hvilket skaber termisk energi, da potentiel energi i den kollapsende skal omdannes til kinetisk energi.

Den ekstra varme får brint i skallen til at begynde at smelte igen, men denne gang producerer reaktionen mere varme end den gjorde, da den kun fandt sted i kernen.

Fusion af brintskallelaget skubber stjernens kanter udad, og den ydre atmosfære udvides og afkøles og gør stjernen til en rød kæmpe. Når dette sker med solen om cirka 5 milliarder år, udvider det halvdelen af ​​afstanden til Jorden.

Ekspansionen ledsages af øgede temperaturer i kernen, da mere helium bliver dumpet ind af brintfusionsreaktionerne, der forekommer i skallen. Det bliver så varmt, at heliumfusion begynder i kernen og producerer beryllium, kulstof og ilt, og når denne reaktion (kaldet helium flash) starter, spreder den sig hurtigt.

Når helium i skallen er opbrugt, kan kernen i en lille stjerne ikke generere nok varme til at smelte de tungere elementer, der er skabt, og skallen, der omgiver kernen, kollapser igen. Dette sammenbrud genererer en betydelig mængde varme - nok til at begynde heliumfusion i skallen - og det nye reaktionen begynder en ny ekspansionsperiode, hvor stjernens radius øges med så meget som 100 gange dens oprindelige radius.

Når vores sol når dette stadium, vil den udvide sig ud over Mars 'bane.

Enhver historie om en stjernes livscyklus for børn bør indeholde en forklaring på planetariske tåger, fordi de er nogle af de mest slående fænomener i universet. Udtrykket planetarisk tåge er en misvisende betegnelse, fordi det ikke har noget at gøre med planeter.

Det er fænomenet, der er ansvarligt for de dramatiske billeder af Guds øje (Helix-tågen) og andre sådanne billeder, der befolker internettet. Langt fra at være planetarisk i naturen er en planetarisk tåge signaturen for en lille stjernes død.

Efterhånden som stjernen udvider sig til sin anden røde kæmpe fase, kollapser kernen samtidigt i en supervarm hvid dværg, som er en tæt rest, der har det meste af den originale stjernes masse pakket i en jordstørrelse kugle. Den hvide dværg udsender ultraviolet stråling, der ioniserer gassen i den ekspanderende skal og producerer dramatiske farver og former.

Planetnebuler er ikke langvarige og spredes om cirka 20.000 år. Den hvide dværgstjerne, der forbliver, efter at en planetarisk tåge er forsvundet, er dog meget langvarig. Det er dybest set en klump kulstof og ilt blandet med elektroner, der er pakket så tæt, at de siges at være degenererede. I henhold til kvantemekanikkens love kan de ikke komprimeres længere. Stjernen er en million gange tættere end vand.

Ingen fusionsreaktioner forekommer inde i en hvid dværg, men den forbliver varm i kraft af sit lille overfladeareal, som begrænser den mængde energi, den udstråler. Det vil til sidst køle ned til at blive en sort, inaktiv klump af kulstof og degenererede elektroner, men dette vil tage 10 til 100 milliarder år. Universet er ikke gammelt nok til, at dette er sket endnu.

En stjerne på størrelse med solen bliver en hvid dværg, når den bruger sit brintbrændstof, men en med en masse i kernen på 1,4 gange solens størrelse oplever en anden skæbne.

Stjerner med denne masse, der er kendt som Chandrasekhar-grænsen, kollapser fortsat, fordi tyngdekraften er tilstrækkelig til at overvinde den elektroniske degenerations udvendige modstand. I stedet for at blive hvide dværge bliver de neutronstjerner.

Da Chandrasekhar-massegrænsen gælder for kernen, efter at stjernen har udstrålt meget af sin masse væk, og da den tabte masse er betydelig, skal stjernen have omkring otte gange solens masse, før den går ind i den røde kæmpefase for at blive en neutronstjerne.

Røde dværgstjerner er dem, der har en masse på mellem en halv og tre fjerdedele af en solmasse. De er de sejeste af alle stjernerne og akkumulerer ikke så meget helium i deres kerner. Derfor udvider de sig ikke til at blive røde giganter, når de har opbrugt deres nukleare brændstof. I stedet trækker de sig direkte ind i hvide dværge uden produktion af en planetarisk tåge. Fordi disse stjerner brænder så langsomt, vil det dog vare lang tid - måske så meget som 100 milliarder år - før en af ​​dem gennemgår denne proces.

Stjerner med en masse på mindre end 0,5 solmasser er kendt som brune dværge. De er slet ikke stjerner, for da de dannedes, havde de ikke masser nok til at starte brintfusion. De kompressionskrævende kræfter genererer nok energi til, at sådanne stjerner kan udstråle, men det er med et knap mærkbart lys i den meget røde ende af spektret.

Fordi der ikke er noget brændstofforbrug, er der intet, der forhindrer en sådan stjerne i at forblive nøjagtigt som den er, så længe universet varer. Der kunne være en eller mange af dem i solsystemets umiddelbare nabolag, og fordi de skinner så svagt, ville vi aldrig vide, at de var der.