Astrofysikk

Innholdsfortegnelse
Livssyklusen til en stjerne
HR-diagrammet
Kjerneprosessene

Utdrag
Livssyklusen til en stjerne
I universet dannes stjerner i områder med høyere masse enn gjennomsnittet, også kjent som tåker.

Disse tåkene inneholder lokale fortetninger kalt globuler, hvor gravitasjonskrefter tiltrekker seg gass, mens gasstrykket frastøter. Hvis globulen har nok masse vil gravitasjonen overvinne, og temperaturen og trykket vil øke over tid.

Etter millioner av år vil temperaturen stige til 5 millioner kelvin, og vi vil få en protostjerne. Når hydrogenet fusjonerer til helium og stjernen sender ut strålingstrykk som frastøter tåken, har vi en stjerne.

Stjerner kan leve i millioner eller til og med milliarder av år før de går inn i sin sluttfase. Avhengig av stjernens masse vil den kunne ende opp som en nøytronstjerne, en hvit dverg eller et svart hull.

Hvis en stjerne har masse igjen etter å ha slengt ut noen lag, vil den kunne bli en hvit dverg. Før en hvit dverg dannes vil stjernen blåses opp til en rød kjempe på grunn av høyt trykk i fusjonsprosessen.

Restene av stjernen vil deretter danne en planetarisk tåke, og det som er igjen av stjernen blir en hvit dverg med en vekt på omtrent 10-30 tonn.

Stjerner som har en masse på mellom 1,4 og 2-2,5 solmasser vil etter en "utblåsning" ende opp som en nøytronstjerne. I de tidligere stadiene vil stjernen utvikle seg til å bli en "superkjempe".

Dette betyr at stjernen vil utvide seg på samme måte som en rød kjempe, men med enda høyere trykk i stjernens indre.