Hva er livssyklusen til en stjerne?
En stjerne begynner som en sky av interstellar gass, mest laget av hydrogen. Etter hvert begynner differensitetene i små tetthet av skyen begynner å skape tyngdekraftsbrønner, trekke andre partikler nærmere og kondensere dem. Over tid skaper denne komprimeringsprosessen en sfærisk formet sentral sky, som går i bane med gassen på utkanten, og skaper det som kalles en akkresjonsskive.
Det kritiske trinnet i fødselen av en stjerne er etableringen av tetthetsnivåer som er tilstrekkelig til å sette i gang hydrogenfusjon. Fusion samler atomkjerner lettere enn jern, og frigjør energi i prosessen. De første atomene som smelter sammen i en kondenserende stjerne-sky er sannsynligvis deutriumatomer, en isotop av hydrogen med ett nøytron. Til tross for deres knapphet i forhold til konvensjonelt hydrogen, krever de en lavere temperatur og trykk for å smelte sammen, og vil sannsynligvis komme i gang først. Å fusjonere atomkjerner er vanskelig å oppnå på grunn av den elektrostatiske frastøtningen forårsaket av elektronskallene til BOTh-atomer.
Etter deutrium i stjerneskyen tenner og begynner å frigjøre vidunderlige mengder energi, er det bare et spørsmål om tid til det omkringliggende hydrogenet begynner å smelte sammen og den himmelske kroppen blir en ekte stjerne. Med en kjerne på et par dusin millioner grader eller større, er spedbarnsstjerner ofte de mest energiske kroppene i lysår rundt.
De aller fleste atomer som kroppene våre er laget fra ble syntetisert ved fusjon av atomkjerner i en prosess som kalles stjernemukleosyntese. De fleste atomer foruten hydrogen dannes på denne måten.
Den videre fremtiden og levetiden til en stjerne avhenger av dens masse. De fleste stjerner bruker mesteparten av livet på det som kalles hovedsekvensen, og smelter sammen lette kjerner i energiske reaksjoner. Når de begynner å smelte sammen alt hydrogenet, begynner stjernene å miste energi. For stjerner omtrent 0,4 ganger massen oFor vår sol eller under, forårsaker dette gravitasjonskollaps. Stjernen blir til en homogen rød dverg og vil aldri smelte elementer igjen.
For stjerner 0,4 ganger massen av solen vår frem til omtrent ti ganger, begynner helium å samle seg i stjernens kjerne når fusjonsprosessen fortsetter. Helium smelter ikke lett sammen, så det bare henger rundt. Den større tettheten fører til at hydrogen skyves veldig sterkt i lagene over det, og akselererer fusjonen av det gjenværende hydrogenet og gjør stjernen 1000 til 10.000 ganger lysere. Dette produserer en rød gigant, med en radius som ligner på avstanden som jorden går i bane rundt solen. Etter at den røde giganten har brukt drivstoffet sitt, kollapser den voldsomt. Skjærkraften i saken som gnir sammen frigjør en enorm mengde energi, noe som forårsaker en supernova -eksplosjon. Supernovaer er noen av de mest energiske fenomenene i universet, en passende slutt på det majestetiske livet til en stjerne.