En stjärna är en stjärna, eller hur? Naturligtvis finns det vissa skillnader i färgmässigt när du tittar på natthimlen. Men de är i princip alla samma stora bollar med brinnande gas, miljoner, miljarder ljusår bort, eller hur? Tja, inte riktigt. I själva verket är stjärnor lika olika som allt i vårt universum och kokar ner till en av många klassificeringar baserat på deras egenskaper.
I allmänhet finns det många olika typer av stjärnor, från små bruna dvärgar till röda och blå supergiganter. Det finns ännu främre slags stjärnor, som neutron- och Wolf-Rayet-stjärnor och teoretiska kvarkstjärnor. Och när vi fortsätter att utforska universum, fortsätter vi att studera allt om stjärnorna som får oss att expandera vår världsbild. Låt oss ta en titt på de olika stjärnorna.
proto:
En protostar är vad som händer innan själva stjärnan bildas. En protostar är ett föremål sammansatt av gas som har kollapsat från ett gigantiskt molekylärt moln. Fasen med den stellar evolutionen - en protostar - varar cirka 100 000 år. Med tiden ökar tyngdkraften och trycket, vilket gör att stjärnan kollapsar (kontrakterar). All energi frigöring av protostaren kommer endast från uppvärmningen orsakad av gravitationskontraktion - termonukleära reaktioner har ännu inte påbörjats.
Ett storlekstabell som visar vår sol (vänster) i jämförelse med kända enorma stjärnor.
Bild: earthspacecircle.blogspot.ca
Kampanjvideo:
T Taurus Stars:
T Tauri-stjärnan är scenen i bildandet och utvecklingen av en stjärna precis innan han blir en huvudsekvensstjärna. Denna fas inträffar i slutet av protostarfasen, när gravitationstrycket som håller stjärnan samman är källan till all dess energi. T Tauri-stjärnorna har inte tillräckligt med tryck och temperatur i sina kärnor för att utlösa termonukleär fusion, men de ser inte ut som huvudsekvensstjärnor eftersom de är ljusare än dem, eftersom de är större än dem. T Tauri-stjärnor har stora solfläckar och har intensiva röntgenstrålar och extremt kraftfulla stjärnvindar. Stjärnor har varit i T Tauri-scenen i cirka 100 miljoner år.
Huvudsekvensstjärnor:
De flesta stjärnorna i vår galax, och även i universum, är huvudsekvensstjärnor. Vår sol är en huvudsekvensstjärna, precis som våra närmaste grannar Sirius och Alpha Centauri A. Huvudsekvensstjärnor kan variera mycket i storlek, massa och ljusstyrka, men de gör alla samma sak: de omvandlar väte till helium i sina kärnor genom att släppa enorm mängd energi.
Huvudsekvensstjärnan är i hydrostatisk jämvikt. Tyngdekraften drar stjärnan inåt, ljusets tryck från alla termonukleära reaktioner i stjärnan skjuter utåt. Dessa utåt och inåtgående krafter balanserar varandra och stjärnan bibehåller en sfärisk form. Storleken på huvudsekvensstjärnorna kommer att bero på deras massa, som bestämmer gravitationsgraden som drar den inåt.
Den nedre massgränsen för en huvudsekvensstjärna är cirka 0,08 solmassor, eller 80 Jupitermassor. Detta är den minsta gravitationstrycket som krävs för att utlösa kärnfusionsreaktioner i kärnan. I teorin kan stjärnor växa upp till 100 solmassor.
Röd jätte:
När en stjärna har använt alla sina kärnvätereserver stannar de termonukleära reaktionerna och stjärnan bygger inte längre upp utåttrycket för att motverka det inre gravitationstrycket som drar stjärnan ihop. Ett skal med väte runt kärnan startar fortsättningen av stjärnans liv, men stjärnan kommer dramatiskt att öka i storlek. Den åldrande stjärnan har blivit en röd jätte och kan vara 100 gånger storleken på en huvudsekvensstjärna. När dess vätebränsle förbrukas kommer helium och sedan tyngre element att börja bearbetas i termonukleära reaktioner. En stjärna i den röda jättefasen kommer bara att pågå några hundra miljoner år innan den går tom för bränsle och blir en vit dvärg.
Vit dvärg:
När en stjärna helt har tömt vätebränslet i sin kärna kommer den att uppleva en brist på massa för att bearbeta tyngre element i termonukleära reaktioner och kommer in i den vita dvärgfasen. Ljustrycket utåt från termonukleära reaktioner kommer att stanna, och stjärnan kommer att kollapsa (krympa) under påverkan av sin egen gravitation. Den vita dvärgen lyser bara för att den en gång var en het stjärna, men eftersom termonukleära reaktioner inte längre förekommer i den, svalnar den till universumets bakgrundstemperatur. Denna process kommer att ta hundratals miljarder år, så de vita dvärgarna är faktiskt inte så coola ännu.
Röd dvärg:
Röda dvärgar är en av de vanligaste typerna av stjärnor i universum. De är huvudsekvensstjärnor, men de har så lite massa att de är mycket kallare än vår sol. Men deras funktion är annorlunda. Röda dvärgar kan lagra vätebränsle genom att blanda det i sin kärna, och därför kan de spara sitt bränsle mycket mer än andra stjärnor. Astronomer tror att några av de röda dvärgarna kan bränna bränsle i upp till 10 biljoner år. De minsta röda dvärgarna har ungefär 0,075 solmassor, och deras massa kan vara så mycket som halva solens massa.
Neutron stjärnor:
Om massan för en stjärna är cirka 1,35 - 2,1 solmassor, kommer den inte att förvandlas till en vit dvärg när den dör. I stället kommer stjärnan att dö i en katastrofal händelse som kallas en supernova, och den återstående kärnan kommer att bli en neutronstjärna. Som namnet antyder är en neutronstjärna en exotisk stjärntyp som består helt av neutroner. Detta beror på stark tyngdkraft, när stjärnan komprimeras så mycket att alla protoner och elektroner pressas samman för att bilda neutroner. Om stjärnorna är ännu mer massiva, förvandlas de till svarta hål efter en supernovaexplosion.
supergiants:
Universumets största stjärnor är superjättar. Dessa är monster med en massa som är tiotals gånger större än solens massa. Till skillnad från den relativt stabila solstjärnan konsumerar supergiganter sitt vätebränsle i en otrolig takt, och allt deras bränsle kommer att användas helt om några miljoner år. Supergiants lever snabbt och dör unga och exploderar i supernovaer; förstör dig själv helt i processen.
Som ni ser finns stjärnor i många storlekar, färger och typer. Att veta vad som förklarar detta och hur de olika stadierna i en stjärns liv ser ut är viktigt när det gäller att förstå vårt universum. Det hjälper också när det gäller våra pågående ansträngningar för att utforska det lokala stjärnaområdet, för att inte tala om jakten på utomjordiskt liv!