Volledige levenscyclus van een Star

Sterren bestaan ​​voornamelijk uit waterstof en helium gas . Ze variëren sterk in grootte , helderheid en de temperatuur , en leven voor miljarden jaren , de overgang door verschillende stadia . Onze eigen zon is een typische ster , een van de honderden miljarden die nest van de Melkweg . Geboorte

Sterren worden geboren in grote galactische " boomkwekerijen " genoemd nevels , een Latijns woord dat betekent cloud . Nevels zijn dichte wolken van stof en gas die aanleiding kunnen geven tot honderden sterren . In sommige regio's van een nevel , zal gas en stof te verzamelen als bosjes. Een nieuwe ster ontstaat wanneer een van deze klonten ophoopt zoveel massa dat het instort onder de kracht van zijn eigen zwaartekracht . De verhoogde dichtheid van de condenserende cloud zorgt ervoor dat de temperatuur aanzienlijk stijgen . Uiteindelijk wordt de temperatuur zo hoog dat kernfusie optreedt , de vorming van een " kind " ster heet een protoster .
Hoofdreekssterren

Zodra
een protoster heeft voldoende massa verzameld van de omringende gas-en stofwolken , wordt het een hoofdreeks ster . Hoofdreekssterren smelten waterstofatomen samen tot helium te maken in een proces dat bekend staat als kernfusie . Sterren kunnen bestaan ​​in deze fase voor miljarden jaren . Onze zon is momenteel in zijn hoofdreeks podium.

Helderheid van een ster hangt zwaar op zijn massa. Hoe zwaarder een hoofdreeks ster , hoe meer helderheid zal vertonen . De kleur van een hoofdreeks ster is een indicatie van de temperatuur van de ster. Hotter sterren verschijnen blauw of wit en koelere sterren lijken rood of oranje . De massa van een ster zal ook van invloed zijn levensduur . Hoe meer massa een ster heeft , zal het korter de levensduur zijn.
Rood en Giants

Na het branden voor miljarden jaren , een hoofdreeks ster zal uiteindelijk uitputten zijn brandstoftoevoer als de meerderheid van de waterstof wordt omgezet in helium door kernfusie . De overmaat helium zal dan leiden tot de temperatuur van de ster te verhogen . Wanneer dit gebeurt , zal de ster uit te breiden naar een rode reus geworden .

Rode reuzen zijn helder rood van kleur . Ze zijn ook groter en veel meer lichtgevend dan hoofdreekssterren . Als kern van de rode reus blijft bezwijken onder de zwaartekracht , zal het dicht genoeg zijn resterende levering van helium zetten in koolstof worden . Dit gebeurt over een periode van ongeveer 100 miljoen jaar , totdat het tijd is voor de ster te sterven . Net als massa de lichtsterkte van een ster zal dicteren , maar ook bepaalt de wijze van de dood van een ster .
Witte Dwergen

Hoofdreekssterren dat lagere massa's hebben uiteindelijk worden witte dwergen . Zodra een rode reus is opgebrand door zijn helium aanbod , zal de ster massa verliezen. Haar resterende kern van koolstof zal blijven koelen en dalen in helderheid over miljarden jaren tot het een witte dwerg . Uiteindelijk zal de witte dwerg ophouden energie helemaal produceren en donkerder aan een zwarte dwerg geworden . Witte dwerg sterren zijn kleiner , compacter en minder lichtgevende dan rode reuzen . De dichtheid van de witte dwerg sterren is zo groot dat slechts een lepel van de witte dwerg materiaal van enkele tonnen zou wegen .
Supernovas

Hoofdreekssterren dat hogere massieve , worden bestemd om te sterven in dramatische en gewelddadige explosies genoemd supernova . Zodra deze sterren hebben verbrand door hun levering van helium , wordt de resterende koolstof kern uiteindelijk omgezet in ijzer. Deze ijzeren kern zal dan bezwijken onder zijn eigen gewicht , totdat het een punt waar zaak begint te stuiteren van het oppervlak bereikt. Wanneer dit gebeurt , een enorme explosie plaatsvindt die een briljante lichtflits die de helderheid van een hele melkweg van sterren is gelijk aan het genereren . Tijdens sommige supernova-explosies , zal protonen en elektronen combineren om neutronen te vormen. Dit op zijn beurt leidt tot de vorming van extreem dichte sterren genoemd neutronensterren .