Livssyklus til en mellomstor stjerne

Massen til en stjerne er den eneste egenskapen som bestemmer skjebnens himmellegeme. Dens utgangsoppførsel avhenger helt av massen. For lette stjerner kommer døden stille, en rød kjempe kaster huden for å etterlate den dimmende hvite dvergen. Men finalen for en tyngre stjerne kan være ganske eksplosiv!

•••Yuriy Mazur / iStock / Getty Images

Medium stjerner er de som for store til å ende som hvite dverger og for små til å bli sorte hull tilbringer sine døende år som nøytronstjerner. Forskere har observert at denne kategorien har en nedre grense på litt over 1,4 solmasser og en øvre grense i nærheten av 3,2 solmasser. (En "solmasse" er en måleenhet omtrent samme masse som solen vår.)

•••Getty Images / Photodisc / Getty Images

Størrelsen på en stjerne bestemmes av hvor mye materie som er tilgjengelig i foreldretåken. Denne skyen av støv og gass begynner å kollapse over seg selv på grunn av tyngdekraften og danner en stadig varmere, lysere, tettere masse i sentrum: en protostjerne.

•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images

Når protostjernen er tilstrekkelig varm og tett, begynner prosessen med hydrogenfusjon å finne sted i kjernen. Fusion produserer nok strålingstrykk for å motvirke tyngdekraften; dermed opphører gravitasjonskollaps. Protostjernen har blitt en faktisk stjerne i sin hovedsekvensfase. Stjernen vil tilbringe mesteparten av sin levetid i denne perioden med stabilitet, og generere lys og varme via fusjon av hydrogen i helium i millioner av år.

•••m-gucci / iStock / Getty Images

Når stjernens kjerne går tom for hydrogen, har tyngdekraften sin vei igjen - det vil si til temperaturer stige høyt nok til å tillate heliumfusjon, som produserer det ytre trykket som trengs for å stabilisere seg tingene. Når ingen helium er igjen, begynner syklusen igjen. Kjernen svinger dermed mellom tilstander av kompresjon og likevekt ettersom stadig mer høy temperatur fusjonsreaksjoner finner sted. I mellomtiden får den ekstreme varmen stjernens ytre lag, eller "skall", til å utvide seg til en radius som er sammenlignbar med jordens bane. I så stor avstand fra kjernen vil skallet kjøle seg ned nok til å bli rødt. Stjernen er nå en rød gigant.

•••pixelparticle / iStock / Getty Images

Atomreaksjoner opphører for alltid når stjernens kjerne reduseres til jern; elementet vil ikke smelte uten ekstra energiforsyning. Gravitasjonssammenbrudd gjenopptas katastrofalt med en styrke som er sterk nok til å ødelegge selve kjernene til atomene som utgjør kjernen. Dette genererer så mye energi at eksplosjonen dominerer himmelen i lysår i alle retninger. Stjernen har gått supernova.

•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images

I mellomtiden har det som er igjen av stjernen krympet til en diameter som ikke er større enn noen få kilometer - omtrent på størrelse med en by. Ved denne tettheten er det ytre trykket generert av protoner og nøytroner som reagerer på kompresjon endelig tilstrekkelig til å stoppe tyngdekraften. Stjernen er så tett at hvis du kunne bringe en teskje av materialet til jorden, ville den veie en billion tonn. Den roterer opptil 30 ganger per sekund og har et veldig stort magnetfelt. Det er en nøytronstjerne, den siste fasen i en mellomstor stjernes livssyklus.