Jaki jest cykl życia gwiazdy?

Gwiazda zaczyna się jako chmura gazu międzygwiezdnego, głównie wykonana z wodoru. Ostatecznie różnice w małej gęstości zaczynają się, że chmura zaczyna tworzyć studnie grawitacyjne, przyciągając inne cząsteczki bliżej i kondensując je. Z czasem ten proces zagęszczania tworzy centralną chmurę sferycznie ukształtowaną, krążącą przez gaz na obrzeżach, tworząc tak zwany dysk akrecyjny.

Krytycznym krokiem w narodzinach gwiazdy jest tworzenie poziomów gęstości wystarczających do zainicjowania fuzji wodoru. Fuzja łączy jądra atomowe lżejsze niż żelazo, uwalniając energię w tym procesie. Pierwszymi atomami do połączenia w skondensującą chmurę gwiazdy to prawdopodobnie atomy Deutrium, izotop wodoru z jednym neutronem. Pomimo ich niedoboru w stosunku do konwencjonalnego wodoru, wymagają one niższej temperatury i ciśnienia do bezpiecznika, a zatem prawdopodobnie zaczęłyby się na pierwszym miejscu. Połączenie jąder atomowych jest trudne do osiągnięcia ze względu na odpychanie elektrostatyczne spowodowane przez skorupy elektronowe BOAtomy Th.

Po Deutrium w chmurze gwiazdy zapalają się i zaczyna uwalniać ogromne ilości energii, to tylko kwestia czasu, dopóki otaczający wodór zacznie się łączyć, a ciało niebieskie staje się prawdziwą gwiazdą. Z rdzeniem kilkudziesięciu milionów stopni lub większych gwiazd niemowląt jest często najbardziej energicznymi ciałami przez lata świetlne.

Zdecydowana większość atomów, z których powstają nasze ciała, została zsyntetyzowana przez fuzję jąder atomowych w procesie zwanym nukleosyntezy gwiezdnej. W ten sposób powstaje większość atomów oprócz wodoru.

Dalsza przyszłość i żywotność gwiazdy zależy od jej masy. Większość gwiazd spędza większość swoich życia na tak zwanej głównej sekwencji, łącząc lekkie jądra w reakcjach energetycznych. Gdy zaczynają łączyć cały swój wodór, gwiazdy zaczynają tracić energię. Dla gwiazd około 0,4 -krotności masy oW naszym słońcu lub poniżej powoduje to zawalenie się grawitacji. Gwiazda zamienia się w jednorodne czerwone karła i nigdy więcej nie połączy elementów.

W przypadku gwiazd 0,4 -krotności masy naszego słońca do około dziesięciu razy hel zaczyna się agregować w rdzeniu gwiazdy w miarę trwania procesu fuzji. Hel nie łączy się łatwo, więc po prostu się kręci. Jego większa gęstość powoduje, że wodór jest bardzo silnie spytający w warstwach nad nim, przyspieszając fuzję pozostałego wodoru i sprawiając, że gwiazda 1000 do 10 000 razy jaśniej. Powoduje to czerwonego giganta o promieniu podobnym do odległości, z jaką Ziemia krąży słońce. Po tym, jak czerwony gigant zużywa paliwo, upada gwałtownie. Siła ścinania materii ociera się razem, uwalnia ogromną ilość energii, powodując wybuch supernowej. Supernowe są jednymi z najbardziej energicznych zjawisk we wszechświecie, odpowiednim końcem majestatycznego życia gwiazdy.