Fusion er en fase , der sker i løbet af stjernedannelse . Det begynder i gravitationskollaps af en kæmpe molekylær sky. Disse skyer kan spænde over flere dusin kubik lysår af plads og indeholder store mængder af stof. Da tyngdekraften kollapser skyen, det bryder op i mindre stykker , hver centreret omkring en koncentration af stof. Da disse koncentrationer øges masse, den tilsvarende gravitation og dermed hele processen accelererer , med sammenbruddet selv skaber varmeenergi. Til sidst, disse stykker kondenserer under varme og tryk til gasformige kugler kaldet protostjerner . Hvis en protostjerne ikke koncentrere nok masse , det aldrig opnår tryk og varme er nødvendige for kernefusion, og bliver en brun dværg . Den energi, stiger fra fusion , der finder sted i midten opnår en tilstand af ligevægt med vægten af stjernens stof , forhindre yderligere sammenbrud selv i supertunge stjerner .
Stellar Fusion
Det meste af hvad der gør en stjerne er hydrogen gas , sammen med nogle helium og en blanding af sporstoffer. Den enorme tryk og varme i Solens kerne er tilstrækkelig til at forårsage brint fusion. Hydrogen fusion crams to brintatomer sammen , hvilket resulterer i skabelsen af et helium atom , frie neutroner og en stor portion energi. Det er den proces, der skaber al den energi , der frigives ved Solen, herunder al den varme , synligt lys og UV -stråler, der til sidst nå Jorden. Brint er ikke det eneste element, der kan fusioneres på denne måde, men tungere grundstoffer kræver successivt større mængder af tryk og varme .
Running Out of Hydrogen
til sidst stjerner begynder at løbe ud af brint , der giver den grundlæggende og mest effektive brændstof til kernefusion . Når dette sker , de stigende energi , der blev opretholde ligevægten forhindrede yderligere kondensering af stjernen sprutter ud , hvilket medfører en ny fase af stjernernes sammenbrud . Når kollaps sætter tilstrækkeligt , større pres på kernen, en ny runde af fusion er muligt denne gang brænder den tungere del af helium. Stjerner med en masse på mindre end halvdelen af vores egen Sol mangler midlerne til at sammensmelte helium , og bliver røde dværge
Løbende Fusion : . Mellemstor Stjerner
Når en stjerne begynder at fusionere helium i kernen , energiudbyttet stiger over det af brint. Denne større udgang skubber de ydre lag af stjernen længere ud , øge dens størrelse. Ironisk nok er disse ydre lag nu langt nok fra hvor fusionen finder sted til at køle en smule , dreje dem fra gul til rød. Disse stjerner bliver røde giganter. Helium fusion er relativt ustabil , og svingninger i temperatur kan forårsage pulseringer . Det skaber carbon og oxygen som biprodukter. Disse pulsationer har potentiale til at blæse de ydre lag af stjernen i en nova eksplosion. En nova kan igen skabe en planetarisk tåge . Den resterende stjernernes kerne vil gradvist afkøles og danner en hvid dværg . Dette er den sandsynlige ende for vores egen Sol
Løbende Fusion : . Store stjerner
Større stjerner har mere masse , hvilket betyder, at når helium er opbrugt , kan de have en ny runde af sammenbrud og producere presset til at starte en ny runde af fusion , der skaber endnu tungere grundstoffer . Dette kan potentielt gå på indtil jern er nået. Jern er det element , der skiller elementer, som kan producere energi i fusion fra dem, der absorberer energi i fusion: jern absorberer lidt energi i sin skabelse . Nu fusion er dræning , snarere end at skabe energi , selv om processen er ujævn (jern fusion vil ikke være at gå på universelt i kernen ) . Den samme fusion ustabilitet i supertunge stjerner kan få dem skubbe deres ydre skaller på en måde ligner almindelige stjerner , med det resultat at blive kaldt en supernova .
Stardust
An vigtig overvejelse i stjernernes mekanik er, at alt stof i universet tungere end brint er resultatet af kernefusion . Kan kun oprettes Truly tunge grundstoffer , såsom guld , bly eller uran , gennem supernovaeksplosioner . Derfor er alle de stoffer, vi kender på Jorden forbindelser bygget ud af resterne af nogle tidligere stjernernes død.
Hoteltilbud