Stars er født i flotte galaktiske " barnehager " heter stjernetåker , et latinsk ord som betyr sky . Stjernetåker er tette skyer av støv og gass som kan gi opphav til hundrevis av stjerner . I noen regioner av en stjernetåke , vil gass og støv samles sammen som klumper . En ny stjerne oppstår når en av disse klumper akkumulerer så mye masse at den kollapser under kraften av sin egen tyngdekraft. Den økte tetthet av skyen kondense forårsaker temperaturen fikk stige betydelig. Til slutt blir temperaturen så høy at kjernefysisk fusjon oppstår , danner en " spedbarn " stjerne kalles en proto .
Hoved Sequence Stars
Når en proto har samlet nok masse fra de omliggende gass-og støvskyer , blir det en hovedseriestjerne. Hoved sekvens stjerner smelter hydrogenatomer sammen for å lage helium i en prosess som kalles kjernefysisk fusjon . Stjerner kan eksistere i denne fasen for milliarder av år . Vår sol er nå inne i sin viktigste sekvensen scenen .
En stjernens lysstyrke avhenger tungt på sin masse. Jo mer massiv en hovedseriestjerne, jo mer glød vil det stille . Fargen på en hovedseriestjerneer en indikasjon på stjernens temperatur . Hotter stjerner vises blå eller hvite og kjøligere stjerner vises røde eller oransje . Massen til en stjerne vil også påvirke sin levetid . Jo mer masse en stjerne har , vil den kortere lever de være .
Product: Red Giants arkiv
etter brenning for milliarder av år , vil en hovedseriestjerneslutt eksos sin drivstofftilførselen som mesteparten av sin hydrogen omdannes til helium gjennom kjernefysisk fusjon . Det overskytende helium vil da føre til at stjernens temperaturen øker. Når dette skjer , vil stjernen utvide til å bli en rød kjempe . Arkiv
Røde gigantene er lyse rød i fargen . De er også større og mye mer lysende enn hoved sekvens stjerner . Som det røde gigant kjerne fortsetter å kollapse under tyngdekraften , vil den bli tett nok til å konvertere det gjenværende tilførsel av helium inn i karbon. Dette skjer over en ca 100 millioner år , før det er tid for stjernen å dø . Akkurat som massen vil diktere lysstyrke av en stjerne , det også vil avgjøre den måten av en stjernes død .
Hvite dverger arkiv
hovedserie stjerner som har lavere massene til slutt bli hvite dverger . Når en rød kjempe har brent gjennom sin heliumtilførsel, vil stjernen mister masse. Sin gjenværende kjerne av karbon vil fortsette å kjøle og avta i lysstyrke over milliarder av år før det blir en hvit dverg . Etter hvert vil den hvite dvergstjerne slutte å produsere energi helt og mørkere for å bli en svart dverg . Hvite dverger er mindre, tettere og mindre lysende enn røde kjempestjerner . Tettheten av hvite dvergstjerner er så stor at bare en skje av hvit dverg materiale ville veie flere tonn .
Supernovaer
hovedserie stjerner som har høyere massiv er forutbestemt å dø i dramatiske og voldelige eksplosjoner kalt supernovaer . Når disse stjerner er brent gjennom tilførsel av helium, blir den gjenværende karbonkjernentil slutt omdannet til jern. Denne jernkjerne vil da kollapse under sin egen vekt til den når et punkt der saken begynner å sprette ut av dens overflate . Når dette skjer , oppstår en massiv eksplosjon som vil generere en strålende lysglimt som tilsvarer lysstyrken av en hel galakse av stjerner . Under noen supernovaeksplosjoner , vil protoner og elektroner kombineres for å danne nøytroner . Dette i sin tur fører til dannelse av ekstremt tette stjerner kalt nøytronstjerner .