Starbirth

• Kan 6, 2024

Folk troede engang, at stjerner var evige. Men vi ved nu, at de har livscyklusser fra fødsel og død. Her er historien om, hvordan en sollignende stjerne fødes.

Start med en gigantisk molekylær sky
Selvom vi måske tænker på Solen som en kæmpe kugle med flammende gas, er dens centrum meget tættere end stål. Alligevel er stjerner skabt i stjernetåger så rarefied, at der i gennemsnit kun er 100 partikler i en kubikcentimeter - en kubikcentimeter af luften, vi indånder, har omkring 100 kvadrillion gange så mange.

Det forekommer utroligt, at noget så væsentligt som en stjerne er lavet af noget så spinkelt som en tåge. Imidlertid er de gigantiske skyer spredt over afstande på snesevis af lysår. Så selv om de er tynde, kan deres samlede masse være så meget som en million gange solsystemets masse. Der er masser af materiale tilgængeligt, men hvad former det?

Tyngdekraften, billedhuggeren
Tyngdekraft er den kraft, der kollapser en tåge til noget tæt nok til at gøre en stjerne. En gigantisk molekylær sky er et godt sted til dannelse af stjerner. Ikke kun har det rigeligt materiale, det er også koldt nok til at atomer er samlet til dannelse af molekyler, og nogle steder er materie begyndt at klumpe sig sammen.

Tyngdekraftens styrke afhænger af massen, så et område med højere tæthed kan trække mere stof ind i det, hvilket øger dens masse og derfor dens gravitationsattraktion. Over et par millioner år er det sådan, at en tåge kan kollapse. Men det er sandsynligt, at sammenbruddet vil have en vis hjælp. Der er et antal mulige triggere til dannelse af stjerne, for eksempel supernovaschockbølger, der skubber stof sammen for at danne tættere regioner.

En tåge kollapser ikke på én gang. De tættere regioner vokser, og skyen bryder sammen. Dette er grunden til, at stjerner dannes i grupper. Hvert fragment kollapser individuelt og er en potentiel stjerne, hvis masse vil markere sin livshistorie. Pleiades-stjerneklyngen, der er vist i overskriftsbilledet, er et eksempel på en gruppe stjerner, der er dannet fra den samme gigantiske sky. Massen for hver enkelt stjerne bestemmer, hvor lys den vil være, hvor længe den vil leve, og hvordan den vil dø. Nogle fragmenter har ikke nok masse til at danne stjerner, men kan blive brune dværge, mislykkede stjerner. [Fotokredit: Greg Hogan, EarthSky]

Fragmenterne
Fragmenterne opvarmes, roterer og fortsætter med at kollapse.

Materiale uden for den centrale region har tyngdekraft potentiel energi, som vand tilbageholdt af en dæmning. Når den falder ind i midten, bliver den potentielle energi kinetisk (bevægelse) energi, og varme frigøres.

Vinkelmoment er målet for et objekts rotation under hensyntagen til dets radius og dets hastighed. De gigantiske tåge roterer meget langsomt. Men vinkelmoment er konserveret - det betyder, at et fragment af skyen, der har en mindre radius, roterer hurtigere. Et jordisk yndlingseksempel er en skøjteløber, der laver et spin. Hun starter med armene udstrakte. Hvis hun trækker armene ind i hendes krop, er spin's radius mindre, så hun snurrer hurtigere uden ekstra indsats.

Når fragmentet kollapser, er dets rotation hurtigere. Og i stedet for den uregelmæssige form på det originale fragment, gør spinding det til en mere kugleformet form.

Protostaren
Fragmentet indeholder en tæt central region, der bliver til protostjerne og derefter en stjerne. Hvad der er tilbage er støv og gas. Når det drejer, skubbes det løse støv og gas ind i en disk omkring protostarens ækvator. Der kan ikke kun dannes en stjerne en dag fra protostaren, men der kan dannes et planetarisk system fra dette protoplanetær disk.

Protostaren vokser ved at tiltrække diskmateriale. Når dens masse stiger, fortsætter den med at trække sig sammen. Gravitationssammentrækning frigiver en masse varme. Den varme gas i kernen skubber udad og virker mod tyngdekraften. Selv om det indledende sammenbrud skete relativt hurtigt, bremser det, efterhånden som protostaren bliver varmere. Det tager omkring en million år at få temperaturen op til en million grader celsius, og det er ikke næsten varmt nok til, at det bliver en stjerne.

De fleste af de stjerner, vi observerer, er hovedsekvens stars. Deres varme og lys kommer fra den nukleare fusion af brint i deres kerner. For at kernefusion skal begynde, skal kernetemperaturen være mindst 10 millioner ° C (18 millioner ° F).

En stjerne fødes
Når brintfusionen begynder, er protostaren en ordentlig babystjerne. Men det har noget at vokse op, inden det tilslutter hovedsekvensen.

I en stjerne i hovedsekvensen er der en balance mellem det udadgående tryk fra varmen fra kernefusion i kernen og tyngdekraften indad. Dette kaldes hydrostatisk ligevægt. Det tager et stykke tid, før stjernen er færdig med at trække sig sammen, og inden denne balance forekommer.

Stjernemassen øges ikke, når nuklear fusion opretholdes, fordi en stærk stjernevind blæser skivematerialet væk. Faktisk rydder den støvede disk inden for et par millioner år.

Længden af ​​en stjernes hovedsekvenslevetid afhænger af dens masse. Sollignende stjerner lever omkring 10 milliarder år, så vores sol er halvvejs gennem sit liv.En rød dværg med halvdelen af ​​solens masse lever muligvis i 80 milliarder år eller mere, hvilket er meget længere end universets nuværende alder. Men massive stjerner har korte levetider. En stjerne ti gange solens masse varer kun 20 millioner år. Stjerner forbliver i hovedsekvensen, indtil deres brintbrændstof er opbrugt.

Video Instruktioner: No Man's Sky - Complete Guide To New STARBIRTH Questline & How To Get NEW Alien SHIP FAST AND EASY! (Kan 2024).