Vad är stjärnor?:
När vi tittar upp mot natthimlen ser vi en glittrande matta av stjärnor. Dessa blinkande nålar av ljus är i själva verket massiva bollar av plasma – överhettad helium- och vätegas.
De drivs av kärnfusion, finns i många olika former och har en fascinerande utvecklingsbana.
A Star Is Born
Stjärnor bildas i amorfa moln av gas och stoft som kallas nebulosor. Massor av gas – mestadels helium och väte – i dessa stjärnors barnkammare kollapsar under sin egen gravitation och börjar värmas upp och bildar en protostjärna. Temperaturen stiger i kärnan av dessa virvlande protostjärnor när de samlar in gas och stoft i närheten.
En protostjärna tillbringar omkring 100 miljoner år i sin T Tauri-fas. Dessa stora, flyktiga stjärnor kan ännu inte generera kärnfusion, men de kan ge en rejäl kraft med de stjärnvindar de avger. Så småningom, när stjärnans kärna når temperaturer på omkring 27 miljoner grader Fahrenheit, uppstår kärnfusion. Väte- och heliumatomer binder sig till varandra och voila: en stjärna är född.
Den här energistöten bromsar gravitationskollapsen. Material som inte slukas av den nyfödda stjärnan kan bilda planeter, asteroider och andra himmelsobjekt. Denna process kan ta cirka 100 000 år, enligt Universe Today.
När kärnfusionen börjar glider stjärnan in i nästa fas, huvudsekvensfasen. De flesta av de stjärnor vi ser på natthimlen (och dagshimlen) är huvudsekvensstjärnor, enligt National Geographic. Stjärnor tillbringar majoriteten av sitt liv i huvudsekvensfasen.
Det är klassificerat
Det finns många olika typer av huvudsekvensstjärnor. Astronomer använder en stjärnas spektrala signatur för att tyda dess sammansättning, ljusstyrka, färg och temperatur. Utifrån dessa observationer kan de avgöra hur gammal en stjärna är och hur stor den är. De sju spektralklasserna, ordnade från varmast till svalast, är O, B, A, F, G, K och M.
Temperaturen hos en stjärna mäts i enheten kelvin. Stjärnors yttemperatur kan variera från cirka 2 500 K i de kallaste stjärnorna till cirka 30 000 K i de varmaste stjärnorna. (Lava som bryter ut från vulkanen Kilauea på Hawaii når temperaturer på cirka 1 444 kelvin). En stjärnas färg är direkt kopplad till dess temperatur. De hetaste stjärnorna ser vita eller blåa ut. Kallare stjärnor har varmare nyanser och framstår ofta som gula, orange och röda.
Astronomer karakteriserar en stjärnas ljusstyrka genom att mäta både dess magnitud och luminositet, eller den totala mängden energi som en stjärna spyr upp på en sekund, samt hur långt bort de är. Stjärnor kan kategoriseras efter sin ljusstyrka. De sex klasserna, från ljusast till svagast, är Ia, Ib, II, III, IV och V.
Massan hos en stjärna kan avgöra hur den kommer att leva och dö. Mer massiva stjärnor förbränner sitt väte snabbare och dör ut först. Astronomer mäter andra stjärnors massa i ”solmassor” i förhållande till vår sol.
Med hjälp av alla dessa variabler ritar astronomer in en stjärnas utvecklingsfas i Hertzsprung-Russell-diagrammet.
De minsta stjärnorna kallas röda dvärgstjärnor. Dessa långlivade stjärnor förekommer rikligt i universum och är mycket svaga, de avger 0,01 procent av vår sols energi. Kortlivade hypergiganter, å andra sidan, kan nå upp till 100 solmassor. De brinner ljusare, når temperaturer på 30 000 kelvin och är extremt sällsynta i universum.
Vår sol är en gul dvärg av typ G. Vår närmaste stjärngranne, Proxima Centauri, är en röd dvärg av typ M. Vega, i stjärnbilden Lyra, är en blåvit dvärgstjärna av A-typ.
Dödsstjärna
Väte är en stjärnas huvudsakliga bränslekälla. Så småningom kommer en stjärna att förbruka allt väte i sin kärna efter att ha omvandlat det till helium. Gravitationskrafterna kommer att kollapsa kärnan och få den att värmas upp igen. De ökande temperaturerna kommer att sporra fusionsreaktioner i stjärnans yttre lager, vilket gör att den expanderar och blir en röd jätte.
I slutet av sitt liv slammar röda jättar med genomsnittlig massa av sina yttre skikt och förvandlas till en ultratät vit dvärg. Dessa små, tätare stjärnskalor bleknar så småningom till svårfångade svarta dvärgstjärnor, som är nästan omöjliga att upptäcka för astronomer. Vår egen sol kommer att gå detta öde till mötes om cirka 6 miljarder år.
Vår sol är den enda stjärnan i detta system. Så är inte fallet överallt i universum. Många stjärnsystem är vad som kallas ”binära system”, vilket innebär att de består av två stjärnor som kretsar kring varandra. (Tänk Tatooine.) Det finns också ”multipla system”, som har ett antal olika stjärnor.
Vita dvärgar i ett binärt stjärnsystem är fångade i en knepig cykel. De absorberar vätgas och annat material från sin kompanjonstjärna tills de sväller upp och exploderar i en explosion av kärnfusion. Efter att den vita dvärgen ”går i nova”, blir den svagare och upprepar cykeln. I vissa fall, enligt NASA, kan en vit dvärg ackumulera tillräckligt mycket material från sin kompanjonstjärna för att fullständigt explodera och bli en supernova.
Istället för att förvandlas till en vit dvärg kan röda superjättar, stjärnor som är mer än åtta gånger så tunga som vår sol, våldsamt kasta ut gas och stoft i det kosmiska mediet. (Tidigare i år talades det om att Betelgeuse skulle kunna bli en fullständig supernova.) Resterna av dessa våldsamma explosioner kallas neutronstjärnor.
De största massstjärnorna – de som har en massa som är mer än 25 gånger så stor som vår sol – går i supernova och lämnar svarta hål virvlande i sitt kölvatten. Efter explosionen kollapsar allt stjärnans material till en enda punkt, vilket ger upphov till ett svart hål med stjärnmassa.
.