Livscykel för en medelstor stjärna

Massan av en stjärna är den enda egenskap som bestämmer den himmelska kroppens öde. Dess beteende vid slutet av livet beror helt på dess massa. För lätta stjärnor kommer döden tyst, en röd jätte tappar huden för att lämna den dimmande vita dvärgen bakom sig. Men finalen för en tyngre stjärna kan vara ganska explosiv!

•••Yuriy Mazur / iStock / Getty Images

Medelstjärnor är de som, för stora för att sluta som vita dvärgar och för små för att bli svarta hål, tillbringar sina döende år som neutronstjärnor. Forskare har observerat att denna kategori har en nedre gräns på strax över 1,4 solmassor och en övre gräns i närheten av 3,2 solmassor. (En "solmassa" är en måttenhet ungefär samma massa som vår sol.)

•••Getty Images / Photodisc / Getty Images

Storleken på en stjärna bestäms av hur mycket materia som finns i dess modernebulosa. Detta moln av damm och gas börjar kollapsa på sig själv på grund av tyngdkraften och bildar en alltmer varm, ljus, tät massa i centrum: en protostjärna.

•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images

När protostjärnan är tillräckligt varm och tät börjar vätefusionsprocessen äga rum i sin kärna. Fusion producerar tillräckligt med strålningstryck för att motverka tyngdkraften; alltså upphör gravitationskollapsen. Protostjärnan har blivit en verklig stjärna i sin huvudsekvensfas. Stjärnan kommer att tillbringa större delen av sin livslängd under denna period av stabilitet och generera ljus och värme via fusion av väte till helium i miljontals år.

•••m-gucci / iStock / Getty Images

När stjärnans kärna tar slut på väte har tyngdkraften sin väg igen - det vill säga tills temperaturen stiga tillräckligt högt för att möjliggöra heliumfusion, vilket ger det yttre tryck som behövs för att stabilisera sig saker. När inget helium är kvar börjar cykeln igen. Kärnan svänger därmed mellan tillstånd av kompression och jämvikt när allt högre fusionsreaktioner vid hög temperatur äger rum. Under tiden orsakar den extrema värmen att stjärnans yttre skikt, eller "skal", expanderar till en radie som är jämförbar med jordens omloppsbana. På ett så stort avstånd från kärnan kommer skalet att svalna tillräckligt för att bli rött. Stjärnan är nu en röd jätte.

•••pixelparticle / iStock / Getty Images

Kärnreaktioner upphör för alltid när stjärnans kärna reduceras till järn; det elementet kommer inte att smälta utan ytterligare energiförsörjning. Gravitationell kollaps 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 i ljusår i alla riktningar. Stjärnan har blivit supernova.

•••Stocktrek Images / Stocktrek Images / Getty Images

Under tiden har det som finns kvar av stjärnan krympt till en diameter som inte är större än några kilometer - ungefär lika stor som en stad. Vid denna densitet är det yttre trycket som genereras av protoner och neutroner som reagerar på kompression äntligen tillräckligt för att stoppa gravitationen. Stjärnan är så tät att den skulle väga en biljon ton om du kunde ta med en tesked av dess material till jorden. Den roterar upp till 30 gånger per sekund och uppvisar ett mycket stort magnetfält. Det är en neutronstjärna, det sista steget i en medelstor stjärns livscykel.