Stadier i livssyklusen til en stjerne

Når du ser opp på nattehimmelen og ser stjernene glitre, kan du tro at de aldri forandrer seg og de har lite å gjøre med deg. I virkeligheten endrer de seg betydelig - men over millioner til milliarder år. Stjerner dannes, de eldes og de endrer seg i sykluser. Ved å studere stjernes livssyklus kan du bli bedre kjent med naturen til materiedannelse og prosessen vår egen sol gjennomgår.

Alle stjerner har lignende livsfaser til stjernen når den rød-gigantiske scenen. Når gassen i en tåke kondenserer, danner den en protostjerne. Til slutt når temperaturen omtrent 15 millioner grader, og fusjonen starter. Stjernen begynner å lyse sterkt og trekker seg sammen. Det er nå en stjerne som vil skinne i millioner til milliarder år. Når stjernen eldes, omdanner den hydrogen til helium i sin kjerne ved fusjonsprosessen. Når hydrogentilførselen tar slutt, blir stjernens kjerne ustabil og trekker seg sammen når det ytre skallet utvides. Når den avkjøles og utvides på denne måten, begynner den å lyse rødt. På dette tidspunktet har stjernen nådd den rød-gigantiske fasen.

Stjerner som er omtrent 10 ganger størrelsen på solen eller mindre kalles stjerner med lav masse. Etter at helium er smeltet sammen med karbon, kollapser stjernens kjerne igjen. Når den trekker seg sammen, blåses den ytre delen av stjernen utover. Dette danner en planetarisk tåke. Når den avkjøles, danner kjernen til stjernen som er igjen en hvit dverg. Når det avkjøles ytterligere, kan det danne det som er kjent som en svart dverg.

Når større stjerner når den rød-gigantiske fasen, øker temperaturen når helium smeltes sammen med karbon. Kjernetemperaturen øker, med fusjonsdannende oksygen, nitrogen og jern. Når stjernekjernen konverterer til jern, opphører fusjonen. Jern er for stabilt, og det tar mer energi å smelte jern enn det frigjøres. Etter at fusjonen stopper, kollapser stjernen. Temperaturene overstiger 100 milliarder grader, og de ekspansive kreftene overvinner de kontraherende. Hjertet til stjernen eksploderer utover for å danne en eksplosjon kjent som en supernova. Når denne eksplosjonen river gjennom stjernens ytre skall, oppstår fusjon igjen. Gjennom denne frigjøringen av energi skaper supernovaen tunge elementer. Hvis restene av eksplosjonen er større enn 1,4 til tre solmasser, vil den bli en nøytronstjerne. Hvis det dreier seg om tre solmasser, vil stjernen avslutte sitt liv som et svart hull.

Solen er en stjerne med lav masse. Den ble skapt av kondenserende gass og støv i en tåke for rundt 4,5 milliarder år siden. Om fem milliarder år vil den bli til en rød gigant og omslutte alle indre planeter, inkludert jorden. Det vil etter hvert bli en hvit-dvergstjerne.