Indhold
Stjernes masse er den eneste egenskab, der bestemmer, at himmelske legems skæbne. Dens livsendelse afhænger helt af dens masse. For lette stjerner kommer døden stille, en rød kæmpe kaster huden for at efterlade den dæmpende hvide dværg bag sig. Men finalen for en tungere stjerne kan være ret eksplosiv!
Definition af kategori
••• Yuriy Mazur / iStock / Getty ImagesMedium stjerner er dem, der for store til at ende som hvide dværge og for små til at blive sorte huller bruger deres døende år som neutronstjerner. Forskere har observeret, at denne kategori har en nedre grænse på lige over 1,4 solmasser og en øvre grænse i nærheden af 3,2 solmasser. (En "solmasse" er en måleenhed omtrent den samme masse som vores sol.)
protostjerne
Størrelsen på en stjerne bestemmes af, hvor meget stof der er tilgængeligt i dens forældnebula. Denne sky af støv og gas begynder at kollapse på sig selv på grund af tyngdekraften og danner en stadig mere varm, lys, tæt masse i midten: en protostar.
Hovedsekvens
••• Stocktrek-billeder / Stocktrek-billeder / Getty ImagesNår protostaren er tilstrækkelig varm og tæt, begynder processen med brintfusion at finde sted i dens kerne. Fusion producerer strålingstryk nok til at modvirke tyngdekraften; således ophører gravitationskollaps. Protostaren er blevet en faktisk stjerne i dens hovedsekvensfase. Stjernen bruger størstedelen af sin levetid i denne periode med stabilitet og genererer lys og varme via fusion af brint til helium i millioner af år.
Rød kæmpe
Når stjernekernen løber tør for brint, har tyngdekraften sin vej igen - det vil sige indtil temperaturer stiger høje nok til at muliggøre heliumfusion, hvilket producerer det udvendige tryk, der er nødvendigt for at stabilisere tingene. Når der ikke er noget helium tilbage, begynder cyklussen igen. Kernen svinger således mellem komprimeringstilstande og ligevægt, når stadig stigende fusionsreaktioner ved høj temperatur finder sted. I mellemtiden får den ekstreme varme stjernens ydre lag eller "skal" til at udvide sig til en radius, der kan sammenlignes med jordens bane. I så stor afstand fra kernen vil skallen afkøle sig nok til at blive rød. Stjernen er nu en rød kæmpe.
Supernova
••• pixelpartikel / iStock / Getty ImagesAtomreaktioner ophører for evigt, når stjernekernen reduceres til jern; dette element smelter ikke sammen uden yderligere energiforsyninger. Tyngdommens sammenbrud genoptages katastrofalt med en styrke, der er stærk nok til at ødelægge selve kernerne i de atomer, der udgør kernen. Dette genererer så meget energi, at eksplosionen dominerer himlen i lysår i alle retninger. Stjernen er gået supernova.
Neutron Star
I mellemtiden er det, der er tilbage af stjernen, krympet til en diameter, der ikke er større end et par kilometer - omtrent på størrelse med en by. Ved denne densitet er det udvendige tryk, der genereres af protoner og neutroner, der reagerer på kompression, endelig tilstrækkelig til at standse tyngdekraften. Stjernen er så tæt, at hvis du kunne bringe en teskefuld af dens materiale til Jorden, ville den veje en billion tons. Den roterer op til 30 gange i sekundet og udviser et meget stort magnetfelt. Det er en neutronstjerne, den sidste fase af en mellemstor stjerners livscyklus.