En stjerne er en stjerne, ikke sant? Selvfølgelig er det noen forskjeller i farger når du ser på nattehimmelen. Men de er i prinsippet alle de samme store ballene med brennende gass, millioner, milliarder lysår unna, ikke sant? Vel, ikke helt. I sannhet er stjerner like forskjellige som alt i vårt univers, og koker ned til en av mange klassifiseringer basert på deres egenskaper.
Generelt er det mange forskjellige typer stjerner, fra bittesmå brune dverger til røde og blå supergiganter. Det er enda fremmed slags stjerner, som nøytron- og Wolf-Rayet-stjerner, og teoretiske kvarkstjerner. Og når vi fortsetter å utforske universet, fortsetter vi å studere alt om stjernene som får oss til å utvide verdensbildet. La oss ta en titt på de forskjellige stjernene.
proto:
En protostar er det som skjer før dannelsen av selve stjernen. En protostar er et objekt sammensatt av gass som har kollapset fra en gigantisk molekylær sky. Fasen med den stjerneutviklingen - en protostar - varer omtrent 100 000 år. Over tid øker tyngdekraften og trykket, og får stjernen til å kollapse (trekke seg sammen). All energi frigjøring av protostaren kommer bare fra oppvarmingen forårsaket av gravitasjonskontraksjon - termonukleære reaksjoner er ennå ikke startet.
Et størrelsesdiagram som viser vår sol (til venstre) i sammenligning med kjente enorme stjerner.
Bilde: earthspacecircle.blogspot.ca
Salgsfremmende video:
T Taurus Stars:
T Tauri-stjernen er scenen i dannelsen og utviklingen av en stjerne rett før han ble en hovedsekvensstjerne. Denne fasen skjer ved slutten av protostarfasen, når gravitasjonstrykket som holder stjernen sammen er kilden til all sin energi. T Tauri-stjerner har ikke nok trykk og temperatur i kjernene sine til å utløse termonukleær fusjon, men de ser ikke ut som hovedsekvensstjerner ved at de er lysere enn dem, fordi de er større enn dem. T Tauri-stjernene har store solflekkarealer, og de har intense røntgenfakkler og ekstremt kraftige stjernevind. Stjerner har vært i T Tauri-scenen i omtrent 100 millioner år.
Hovedrekkefølgen stjerner:
De fleste av stjernene i galaksen vår, og til og med i universet, er hovedsekvensstjerner. Solen vår er en hovedsekvensstjerne, akkurat som våre nærmeste naboer Sirius og Alpha Centauri A. Hovedsekvensstjerner kan variere veldig i størrelse, masse og lysstyrke, men de gjør alle det samme: De konverterer hydrogen til helium i kjernene sine ved å frigjøre enorm mengde energi.
Hovedsekvensstjernen er i hydrostatisk likevekt. Tyngdekraften trekker stjernen innover, lysets trykk fra alle termonukleære reaksjoner i stjernen skyver utover. Disse utover og innover kreftene balanserer hverandre og stjernen opprettholder en sfærisk form. Størrelsen på stjernene i hovedsekvensen vil avhenge av deres masse, som bestemmer gravitasjonsmengden som drar den innover.
Den nedre massegrensen for en stjerne i hovedsekvensen er omtrent 0,08 solmasser, eller 80 Jupitermasser. Dette er minste gravitasjonstrykk som er nødvendig for å utløse kjernefusjonsreaksjoner i kjernen. I teorien kan stjerner vokse opp til 100 solmasser.
Rød kjempe:
Når en stjerne har brukt opp alle sine kjernehydrogenreserver, stopper termonukleære reaksjoner, og stjernen bygger ikke lenger opp trykk utover for å motvirke det innadgående gravitasjonstrykket som trekker stjernen sammen. Et skall med hydrogen rundt kjernen starter fortsettelsen av stjernens levetid, men stjernen vil dramatisk øke i størrelse. Den aldrende stjernen har blitt en rød gigant, og kan være 100 ganger så stor som en hovedsekvensstjerne. Når hydrogendrivstoffet er brukt opp, vil helium og deretter tyngre elementer begynne å bli behandlet i termonukleære reaksjoner. En stjerne i den røde kjempefasen vil bare vare noen hundre millioner år før den går tom for drivstoff og blir en hvit dverg.
Hvit dverg:
Når en stjerne helt har tømt ut brenselet i kjernen, vil den oppleve mangel på masse for å behandle tyngre elementer i termonukleære reaksjoner, og vil gå inn i den hvite dvergfasen. Trykket av lys utover fra termonukleære reaksjoner vil stoppe, og stjernen vil kollapse (krympe) under påvirkning av sin egen tyngdekraft. Den hvite dvergen lyser bare fordi den en gang var en varm stjerne, men siden termonukleære reaksjoner ikke lenger forekommer i den, kjøles den ned til universitetets bakgrunnstemperatur. Denne prosessen vil ta hundrevis av milliarder av år, så de hvite dvergene er faktisk ikke veldig kule ennå.
Rød dverg:
Røde dverger er en av de vanligste stjernetypene i universet. De er hovedsekvensstjerner, men de har så liten masse at de er mye kaldere enn sola vår. Men funksjonen deres er annerledes. Røde dverger klarer å lagre hydrogenbrensel ved å blande det i kjernen, og derfor kan de spare drivstoffet mye mer enn andre stjerner. Astronomer tror at noen av de røde dvergene kan forbrenne drivstoff i opptil 10 billioner år. De minste røde dvergene har omtrent 0,075 solmasser og kan være så store som halve solen.
Neutronstjerner:
Hvis massen til en stjerne er omtrent 1,35 - 2,1 solmasser, vil den ikke bli til en hvit dverg når den dør. I stedet vil stjernen dø i en katastrofal hendelse som kalles en supernova, og den gjenværende kjernen vil bli en nøytronstjerne. Som navnet antyder, er en nøytronstjerne en eksotisk type stjerne som utelukkende består av nøytroner. Dette skyldes sterk tyngdekraft, når stjernen er komprimert så mye at alle protoner og elektroner blir presset sammen for å danne nøytroner. Hvis stjernene er enda mer massive, blir de til svarte hull etter en supernovaeksplosjon.
superkjemper:
De største stjernene i universet er supergiganter. Dette er monstre med en masse titalls ganger større enn solens masse. I motsetning til den relativt stabile stjernen fra sola, forbruker supergigantene sine drivstoff med en utrolig hastighet, og alt drivstoffet deres vil bli fullstendig brukt opp om noen millioner år. Supergiganter lever raskt og dør unge, eksploderer i supernovaer; fullstendig ødelegge deg selv i prosessen.
Som du kan se, kommer stjerner i mange størrelser, farger og typer. Å vite hva som forklarer dette og hvordan de forskjellige stadiene i en stjerners liv ser ut, er viktig når det gjelder forståelse av universet vårt. Det hjelper også når det gjelder vår pågående innsats for å utforske det lokale stjerners nabolaget, for ikke å snakke om jakten på utenomjordisk liv!
