Livscykel av en Stjärna

Livet av en Star Narrative

Visa Aktivitet

Ordförråd

Visa Aktivitet

Diskussionsstart

Visa Aktivitet

Fusion av Väte

Visa Aktivitet

Livscykel av en Massiv Stjärna

Visa Aktivitet

Life Cycle Worksheet

Visa Aktivitet

Livscykeln av en stjärna

Vår stjärna är ganska obetydlig. Den är inte så stor och den är bara en av en enorm mängd stjärnor i universum. Det är ungefär halvvägs genom sitt liv, i ett skede som kallas huvudsekvens. Om några miljarder år kommer vår sol att dö och slutar allt liv på jorden. Vår sol ger gravitationskraften som håller planeterna och andra föremål som kretsar runt den och ger en energikälla som stöder allt liv på jorden.

Längden på en stjärns livslängd beror på dess massa. Om stjärnan har mycket materia och därför en hög massa, kommer dess livslängd att bli kortare. Detta kan verka lite intuitivt, eftersom man kanske undrar om mer kärnbränsle skulle innebära att stjärnan skulle kunna lysa under längre tid. Mindre stjärnor är faktiskt mer effektiva med det bränsle de har; större stjärnor använder emellertid sitt kärnbränsle i mycket snabbare takt. Stjärnans massa beror på hur mycket materia det fanns i molnet, känd som en nebula, som skapade stjärnan.

Stjärnor med en liknande massa som vår sol har alla en liknande livscykel. De börjar som en nebula. En nebula är ett moln av damm och gas som kan variera i storlek. För att göra en stjärna till storleken på vår sol, behöver du en nebulosa flera hundra gånger storleken på vårt solsystem. Detta moln, som innehåller stjärnstens byggstenar, kollapsar på grund av allvar. När molnet krymper i storlek ökar temperaturen, när partiklarna som utgör molnet kolliderar med varandra. När detta kollapsade moln når en viss temperatur och tryck kan kärnfusion uppstå. I detta skede är gasbollen känd som en protostar. Kärnfusion är en kärnreaktion där två lätta kärnor kombineras och bildar en tyngre kärna och energi. Det är denna energi som strålas ut från början. Mängden energi som produceras i dessa reaktioner kan beräknas från E = mc ² . "E" är mängden energi, "m" är massförändringen och "c" är ljusets hastighet i meter per sekund.

När det yttre trycket från kärnfusionen balanseras med gravitationskraften som drar stjärnan ihop, kan vi beskriva stjärnan som stabil. Stjärnor som är stabila som vår sol sägs vara i huvudsekvensstadiet under stjärnans livstid. Det kommer en punkt där stjärnan tar slut på sitt vätebränsle, och det är när slutet på stjärnans liv börjar. Stjärnor tar slut på sitt bränsle efter miljoner eller miljarder år, beroende på deras storlek. När stjärnan slutar på sitt bränsle kan kärnreaktionerna i kärnan inte fortsätta. Detta innebär att utåttrycket minskar, vilket gör att kraften på grund av tyngdkraften börjar kollapsa i kärnan. De yttre skikten expanderar och svalnar något. Denna kylning ändrar stjärnans färg till en röd färg. I detta skede är stjärnan känd som en röd jätte. Detta kommer att bli vår stjärns öde om några miljarder år. Vår sol kommer att svälla upp och utvidgas till några hundra gånger den i sin ursprungliga storlek. När detta händer kommer allt liv på jorden att dö.

De yttre lagren av stjärnan driver sedan av och lämnar en het, tät kärna. Dessa kan producera ett mycket vackert fenomen känt som en planetarisk nebula. Den heta kärnan i en planetnebula är känd som en vit dvärg. En vit dvärg är en död stjärna som fortfarande lyser på grund av den kvarvarande värmen. De är mycket täta, med en tesked av en vit dvärg med en massa på flera ton. Med tiden kommer denna döda stjärna att svalna och dimma. Denna döda stjärna som har svalnat och inte längre avger ljus är känd som en svart dvärg.

Stjärnor som är mycket större än vår stjärna följer en annan cykel under hela deras livstid. Medan mindre stjärnor, som vår sol, bildas av en kollapsande nebulosa, innehåller större stjärnnebulor mycket mer materia. De går också igenom ett huvudsekvenssteg men har en blå nyans på grund av de högre temperaturerna som är förknippade med dem. När det gäller slutet på de större stjärnornas liv gör de det på ett mycket mer dramatiskt sätt. Massiva stjärnor kan ha kärnor som är varma och täta nog för att ge en miljö där kärnfusion kan förekomma för ytterligare element. Som stjärnor av en liknande massa som vår sol växer också massiva stjärnor när de börjar slut på kärnbränsle.

Detta slutar i en stor explosion känd som en supernova. Supernovaer är några av de ljusaste föremålen på himlen. Element som är tyngre än järn tros bildas i en supernova. De döda stjärnorna är nu kända som neutronstjärnor och de är extremt täta. Om en stjärna är mycket stor och har tillräckligt med massa, kan ett svart hål bildas i slutet av den massiva stjärnans liv. Ett svart hål är ett område i rymden där tyngdekraften är så stark att till och med ljus inte kan undkomma.