stjerner fødes i store galaktiske "væksthuse " kaldet stjernetåger , et latinsk ord, der betyder sky. Nebulae er tætte skyer af støv og gas, der kan give anledning til hundredvis af stjerner . I nogle områder af en stjernetåge , vil gas og støv samle sammen som klumper. En ny stjerne opstår, når en af disse klumper akkumuleres så meget masse , at det falder sammen under kraften af sin egen tyngdekraft . Den øgede tæthed af den kondenserende sky får temperaturen til at stige markant. Til sidst bliver så høj, at kernefusion opstår temperatur , der udgør en " spædbarn " stjerne kaldes en protostjerne .
Main Sequence Stjerner
Når en protostjerne har samlet nok masse fra de omgivende gas og støvskyer , bliver det en primær sekvens stjerne. Vigtigste sekvens stjerner smelte brintatomer sammen om at skabe helium i en proces, der kaldes kernefusion . Stjerner kan eksistere i denne fase for milliarder af år. Vores sol er i øjeblikket i sin primære sekvens scenen.
Stjernens lysstyrke afhænger i høj grad af dens masse. Jo mere massive en primær sekvens stjerne , jo mere lysstyrke det vil udstille . Farven på en primær sekvens stjerne er en indikation af stjernens temperatur. Hotter stjerner vises blå eller hvide og køligere stjerner synes rød eller orange . Massen af en stjerne vil også påvirke dens levetid. Jo mere masse en stjerne har , vil den kortere sin levetid være.
Red Giants
efter afbrænding i milliarder af år , vil en primær sekvens stjerne sidst
udmatte sin brændstofforsyning , da hovedparten af sin brint omdannes til helium gennem kernefusion . Den overskydende helium vil så medføre stjernens temperatur til at stige. Når dette sker, vil stjernen udvide sig til at blive en rød kæmpe .
Red giganter er lyse rødt i farven. De er også større og langt mere lysende end vigtigste sekvens stjerner . Da den røde gigant kerne fortsætter med at kollapse under tyngdekraften , bliver det tæt nok til at konvertere sin resterende udbud af helium i kulstof . Det sker over en ca. 100 mio årig periode , indtil det er tid til stjernen til at dø. Ligesom masse vil diktere lysstyrken af en stjerne , det også vil bestemme den måde af en stjernes død.
Hvide dværge
vigtigste sekvens stjerner, der har lavere masserne i sidste ende blive hvide dværge . Når en rød gigant har brændt gennem sin helium , vil stjernen miste masse. Sin resterende kerne af kulstof vil fortsætte med at køle og falde i lysstyrke over milliarder af år, indtil det bliver en hvid dværg . Til sidst, vil den hvide dværg stjerne ophøre med at producere energi helt og mørkere til at blive en sort dværg . Hvide dværgstjerner er mindre, tættere og mindre lysende end røde kæmpestjerner . Tætheden af hvide dværgstjerner er så stor , at en simpel øse af hvid dværg materiale ville veje flere tons.
Supernovas
vigtigste sekvens stjerner der har højere massiv er bestemt til at dø i dramatiske og voldsomme eksplosioner kaldet supernovaer . Når disse stjerner har brændt igennem deres udbud af helium , er den resterende kulstof kerne efterhånden omdannet til jern . Denne jern kerne vil derefter kollapse under sin egen vægt , indtil den når et punkt, hvor sagen begynder at hoppe ud af dens overflade. Når dette sker , en massiv eksplosion opstår , der vil generere en strålende lysglimt , der svarer til lysstyrken af en hel galakse af stjerner . Under nogle supernovaeksplosioner , vil protoner og elektroner kombineres til at danne neutroner. Dette fører til dannelsen af ekstremt tætte stjerner kaldes neutronstjerner .
Hoteltilbud