Nathimlen tiltrækker et nysgerrigt øje med blinkende himmellegemer - stjerner. Hvor ofte et ønske fremsættes ved synet af en stjerneskud. Selvom deres antal i universet nærmer sig 100 kvintillioner, har forskere stadig et spørgsmål om levetiden for lysende himmellegemer.
En stjerne kaldet solen
I alle henseender er Solen en typisk stjerne, der oplyser Jorden i cirka fem milliarder år og vil fortsætte med at skinne lige så meget ifølge videnskabelig forskning. Varigheden af solens glød er påvirket af mængden af brændstof i himmellegemet.
Faktisk forekommer termonukleære fusionsreaktioner i alle stjerner, hvorfor kroppens visuelle glød observeres. Fusionsprocessen opstår som et resultat af reaktioner i stjernernes varme kerner, hvor temperaturindekset når 20 millioner ° C (20000273,15 kelvin).
I forhold til temperatur og skelne grader af reaktioner, der forekommer i kernen, i mange tilfælde på grund af farven på stjernens overflade. De koldeste stjerner er røde med en kernereaktionstemperatur på op til 3500 K. Gule stjerner set gennem kikkert har en kernetemperatur på op til 5500 K og blå stjerner - fra 10.000 til 50.000 K.
Hastigheden for frigivelse af energi i en stjerne og dens levetid
Stjernelivet begynder som en skydannelse af støv og gas. I en sådan formation begynder forbrændingen af brint, produktionen af helium. Når brintet udbrænder fuldstændigt, starter de efterfølgende processer i stadierne af dannelsen af en himmellegeme, som forbrændingen af helium, hvor der opnås tungere grundstoffer.
Det er temperaturindikatoren for en stjernes forbrænding såvel som tyngdekraften i de ydre lag, der påvirker kroppens frigivelseshastighed, som er direkte relateret til dets samlede levetid. Ovenstående parametre for forbrænding og eksternt tryk efterfulgt af en generel stigning i massen af et himmellegeme øges. Derfor øges energiproduktionens hastighed og dermed stjernernes observerede lysstyrke.
Stjerner med massiv kubikvægt brænder deres eget atombrændstof meget hurtigere, kun i flere millioner år, mens de er de lyseste himmellegemer. Kropper med lav masse forbrænder brint mere økonomisk og bruger deres brændstof mere sparsomt, så de kan leve endnu længere end universet. Selvom lysstyrken for stjerner med lav masse er lille, og energifrigørelsen er svag, kan deres liv nå op til 15 milliarder år.
Stjernernes liv og deres generationer
Den samlede levetid for stjerner afhænger ikke kun af størrelse, men også af den oprindelige sammensætning ved dannelsen. De første himmellegemer i universet levede kun i nogle få titusindvis af år, da de var enorme i størrelse og kun bestod af brint.
I kernerne i sådanne enorme og brintlegemer forløb termonukleære reaktioner hurtigere, hvor brint blev omdannet til tungere komponenter og helium. Yderligere afkøles kernen, da hverken temperatur eller tryk er nok til at behandle tungere grundstoffer, og stjernen eksploderer. Resterne efter eksplosionen af sådanne himmellegemer danner nye, mindre varme og lysere stjerner.
En stjerne, ligesom solen, tilhører den tredje generation af gule dværgstjerner af spektral klasse G. Når de dannes, indeholder sådanne stjerner ikke kun brint, men lithium og helium. Det vil tage mere end en milliard år, før brintbrændstoffet for en levetid løber ud i eksemplet med en stjerne som solen, da typiske stjerner er midt i deres egen livssti.
