Innehåll
Stjärnans massa är den enda egenskapen som bestämmer det himmelska kroppens öde. Dess slutförande beteende beror helt på dess massa. För lätta stjärnor kommer döden tyst, en röd jätte som tappar huden för att lämna den dimmande vita dvärgen bakom sig. Men finalen för en tyngre stjärna kan vara ganska explosiv!
Definition av kategori
••• Yuriy Mazur / iStock / Getty ImagesMedelstjärnor 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.)
Proto
Storleken på en stjärna bestäms av hur mycket materia som finns tillgängligt i dess modernebula. Detta moln av damm och gas börjar kollapsa på sig själv på grund av tyngdkraften och bildar en alltmer het, ljus, tät massa i centrum: en protostar.
Huvudsekvens
••• Stocktrek-bilder / Stocktrek-bilder / Getty ImagesNär protostaren är tillräckligt varm och tät börjar vätgasfusionen i sin kärna. Fusion producerar tillräckligt med strålningstryck för att motverka tyngdkraften; alltså upphör gravitations kollaps. Protostaren har blivit en verklig stjärna i sin huvudsekvensfas. Stjärnan kommer att tillbringa huvuddelen av sin livslängd under denna stabilitetsperiod, och genererar ljus och värme via fusion av väte till helium i miljoner år.
Röd jätte
När stjärnkärnan tar slut av väte, har tyngdkraften igen en gång - det vill säga tills temperaturerna stiger tillräckligt höga för att möjliggöra heliumfusion, vilket ger det utåtriktade trycket för att stabilisera saker. När inget helium finns kvar börjar cykeln igen. Kärnan svängs således mellan tillstånd av komprimering och jämvikt när allt högre fusionsreaktioner med hög temperatur äger rum. Under tiden orsakar den extrema värmen stjärnornas yttre skikt, eller "skalet", att expandera till en radie som är jämförbar med jordens bana. På så stort avstånd från kärnan kommer skalet att svalna tillräckligt för att bli röd. Stjärnan är nu en röd jätte.
Supernova
••• pixelpartikel / iStock / Getty ImagesKärnreaktioner upphör för evigt när stjärnkärnan reduceras till järn; det elementet kommer inte att smälta utan ytterligare energiförsörjning. Gravitations kollaps återupptas katastrofalt med en kraft som är tillräckligt stark för att förstöra själva kärnorna i atomerna som utgör kärnan. Detta genererar så mycket energi att explosionen dominerar himlen under ljusår i alla riktningar. Stjärnan har gått supernova.
Neutron Star
Under tiden har vad som finns kvar av stjärnan krympt till en diameter som inte är större än några kilometer - ungefär storleken på en stad. Vid denna densitet är det yttre trycket som genereras av protoner och neutroner som reagerar på kompression till slut tillräckligt för att stoppa gravitationen. Stjärnan är så tät att om du kunde ta med en tesked av dess material till Jorden skulle den väga en biljon ton. Den roterar upp till 30 gånger per sekund och uppvisar ett mycket stort magnetfält. Det är en neutronstjärna, det sista stadiet i en medelstor stjärnornas livscykel.