Typer stjerner

Typer stjerner

Denne animasjonen viser hvordan stjerner utvikler seg for gjennomsnittlige og massive stjerner.

Geografi

Nøkkelord

stjerne, stjerners utvikling, nebula, rød kjempe, planetarisk tåke, hvit dverg, rød superkjempe, supernova, nøytronstjerne, svart hull, himmellegeme, astronomi, geografi

Relaterte elementer

Scener

Stjerners livssyklus

  • stjernetåke - Stjernedannelse skjer når den kollapser.
  • gjennomsnittlig stjerne - Dette er den vanligste typen stjerne i universet; solen vår hører også til denne gruppen. Inni disse stjernene skjer det kjernefysisk fusjon der hydrogen blir omdannet til helium, mens energi blir frigitt. Disse stjernene har et langt liv; vår sol er nesten 5 milliarder år gammel, og hydrogen-fusjon har skjedd inni den i nesten 10 milliarder år. Når stjernen bruker opp hydrogen-brenselet i kjernen, blir den til en rød kjempe.
  • rød kjempe - Når stjernen begynner å gå tom for brensel, sakker den kjernefysiske fusjonsprosessen ned. Radioaktivt trykk, som hittil har balansert tyngdekraftens effekt, senkes også, og tyngdekraftens effekt øker. Dermed begynner stjernen å krympe. Som et resultat av den økende tettheten begynner omdanningen av heliumkjerner til kull. Temperaturen stiger, og stjernens ytre lag pumpes, og danner en rød kjempe.
  • planetarisk tåke - Når det kjernefysiske brenselet tar slutt, krymper stjernens kjerne enda mer, mens det ytre laget spres og danner dette.
  • hvit dverg - Det er den krympede kjernen i en rød kjempe. Gravitasjonssammentrekningen stanses ved å øke trykket. (Dersom massen er betydelig større enn solen vår sin masse, fortsetter stjernen å krympe og blir til en nøytronstjerne eller et svart hull.) Tettheten i en hvit dverg er enorm, massen dens er sammenlignbar med solens, størrelsen dens kan sammenliknes med Jordens størrelse. Kjernefysisk fusjon finner ikke sted i hvite kjerner, stjernen utstråler sin resterende energi, kjøles ned og forsvinner sakte men sikkert over milliarder av år.
  • massiv stjerne - Dersom en stjernes masse er betydelig større en solens masse, vil stjernen kollapse til en nøytronstjerne eller til og med et sort hull. I massive stjerner blir det kjernefysiske brenselet konsumert fortere enn i vanlige stjerner.
  • rød superkjempe - I massive stjerner sakker kjernefysisk fusjon ned når hydrogen blir konsumert, og kjernen begynner å krympe når det radioaktive trykket senkes. Fusjonen av heliumkjerner begynner i kjernen, mens det ytre laget vokser og stjernen blir til en rød superkjempe. En av de største kjente stjernene i universet er YV Canis Majoris, med en diameter som er 1400 ganger så stor som solen vår. I en rød superkjempe blir større og større elementer dannet under kjernefysisk fusjon, men siden elementer tyngre enn jern ikke dannes, stopper frigjøringen av energi og stjernens kjerne begynner å krympe igjen. På grunn av den enorme massen kan ikke det økende presset stoppe krympe-prosessen, og protoner og elektroner blir skvist sammen og blir til nøytroner.
  • supernova - Kjernen kollapser og blir en nøytronstjerne, og det ytre laget blir skutt ut i en enorm eksplosjon. Materien som blir utstøtt i en supernova-eksplosjon blir bombardert med nøytrinoer som blir frigitt i eksplosjonen, derfor blir kjerner tyngre enn jern dannet. Tunge kjerner som finnes i universitet blir dannet i supernovaer. En supernovas lysstyrke er større enn en galakses lysstyrke i en kort periode. De forsvinner i løpet av noen uker; men, de gir fra seg mer energi i løpet av denne perioden enn solen vår gjør i løpet av hele sitt liv.
  • nøytronstjerne - De er vanligvis 10-20 km i diameter, med en masse som er 1-2 ganger så stort som solen. Tettheten deres er enorm: én cm³ av materien deres veier omtrent hundre millioner tonn.
  • sort hull - Dersom massen i stjernen som kollapser er stor nok, vil stjernen kollapse til et sort hull i stedet for en nøytronstjerne. Sorte hull har fått navnet sitt fordi ikke engang lys slipper unna dem. Den nærmeste avstanden det er mulig å komme seg vekk fra hullet igjen kalles hendelseshorisonten.

Steg for utvikling hos gjennomsnittlige stjerner

  • stjernetåke - Stjernedannelse skjer når den kollapser.
  • gjennomsnittlig stjerne - Dette er den vanligste typen stjerne i universet; solen vår hører også til denne gruppen. Inni disse stjernene skjer det kjernefysisk fusjon der hydrogen blir omdannet til helium, mens energi blir frigitt. Disse stjernene har et langt liv; vår sol er nesten 5 milliarder år gammel, og hydrogen-fusjon har skjedd inni den i nesten 10 milliarder år. Når stjernen bruker opp hydrogen-brenselet i kjernen, blir den til en rød kjempe.
  • rød kjempe - Når stjernen begynner å gå tom for brensel, sakker den kjernefysiske fusjonsprosessen ned. Radioaktivt trykk, som hittil har balansert tyngdekraftens effekt, senkes også, og tyngdekraftens effekt øker. Dermed begynner stjernen å krympe. Som et resultat av den økende tettheten begynner omdanningen av heliumkjerner til kull. Temperaturen stiger, og stjernens ytre lag pumpes, og danner en rød kjempe.
  • planetarisk tåke - Når det kjernefysiske brenselet tar slutt, krymper stjernens kjerne enda mer, mens det ytre laget spres og danner dette.
  • hvit dverg - Det er den krympede kjernen i en rød kjempe. Gravitasjonssammentrekningen stanses ved å øke trykket. (Dersom massen er betydelig større enn solen vår sin masse, fortsetter stjernen å krympe og blir til en nøytronstjerne eller et svart hull.) Tettheten i en hvit dverg er enorm, massen dens er sammenlignbar med solens, størrelsen dens kan sammenliknes med Jordens størrelse. Kjernefysisk fusjon finner ikke sted i hvite kjerner, stjernen utstråler sin resterende energi, kjøles ned og forsvinner sakte men sikkert over milliarder av år.

Steg for utvikling hos massive stjerner

  • stjernetåke - Stjernedannelse skjer når den kollapser.
  • massiv stjerne - Dersom en stjernes masse er betydelig større en solens masse, vil stjernen kollapse til en nøytronstjerne eller til og med et sort hull. I massive stjerner blir det kjernefysiske brenselet konsumert fortere enn i vanlige stjerner.
  • rød superkjempe - I massive stjerner sakker kjernefysisk fusjon ned når hydrogen blir konsumert, og kjernen begynner å krympe når det radioaktive trykket senkes. Fusjonen av heliumkjerner begynner i kjernen, mens det ytre laget vokser og stjernen blir til en rød superkjempe. En av de største kjente stjernene i universet er YV Canis Majoris, med en diameter som er 1400 ganger så stor som solen vår. I en rød superkjempe blir større og større elementer dannet under kjernefysisk fusjon, men siden elementer tyngre enn jern ikke dannes, stopper frigjøringen av energi og stjernens kjerne begynner å krympe igjen. På grunn av den enorme massen kan ikke det økende presset stoppe krympe-prosessen, og protoner og elektroner blir skvist sammen og blir til nøytroner.
  • supernova - Kjernen kollapser og blir en nøytronstjerne, og det ytre laget blir skutt ut i en enorm eksplosjon. Materien som blir utstøtt i en supernova-eksplosjon blir bombardert med nøytrinoer som blir frigitt i eksplosjonen, derfor blir kjerner tyngre enn jern dannet. Tunge kjerner som finnes i universitet blir dannet i supernovaer. En supernovas lysstyrke er større enn en galakses lysstyrke i en kort periode. De forsvinner i løpet av noen uker; men, de gir fra seg mer energi i løpet av denne perioden enn solen vår gjør i løpet av hele sitt liv.
  • nøytronstjerne - De er vanligvis 10-20 km i diameter, med en masse som er 1-2 ganger så stort som solen. Tettheten deres er enorm: én cm³ av materien deres veier omtrent hundre millioner tonn.
  • sort hull - Dersom massen i stjernen som kollapser er stor nok, vil stjernen kollapse til et sort hull i stedet for en nøytronstjerne. Sorte hull har fått navnet sitt fordi ikke engang lys slipper unna dem. Den nærmeste avstanden det er mulig å komme seg vekk fra hullet igjen kalles hendelseshorisonten.

Relaterte elementer

Melkeveien

Vår galakse har en diameter på omtrent 100 000 lysår; den har mer enn 100 milliarder stjerner, og en av dem er Solen.

Solen

Solens diameter er omtrent 109 ganger så stor som Jordens. Det meste av dens masse består av hydrogen.

Solsystemets livssyklus

Dannelsen av Solen og planetene startet med sammentrekningen av en støvsky for rundt 4,5 milliarder år siden.

Kjedereaksjon

Energien som frigjøres under kjernefysisk fisjon kan anvendes til sivile eller militære formål.

Dawn-oppdraget

Ved å studere Ceres og Vesta kan vi lære mer om solsystemets tidlige historie og hvordan steinete planeter blir til.

Fusjonsreaktor

Kjernefysisk fusjon vil sørge for en miljøvennlig og praktisk talt ubegrenset energikilde.

Gravitational waves (LIGO)

Massive accelerating or orbiting bodies cause ripples in spacetime. These are called gravitational waves.

Hubble-teleskopet

Hubble-teleskopet kretser rundt utsiden av Jordens atmosfære.

Interessante astronomiske fakta

Denne animasjonen viser noen interessante fakta om astronomi.

Keplerteleskopet

Keplerteleskopet ble utsendt av NASA for å oppdage jordlignende planeter som kretser rundt andre stjerner.

Observatorium

Observatorier er ofte bygget på store høyder for å minimere effektene av luftturbulens.

Planeter, størrelser

De indre planetene i Solsystemet er terrestriske planeter, mens de ytre planetene er gasskjemper.

Teleskoper

Denne animasjonen viser optiske teleskoper og radioteleskoper som brukes til astronomiske observasjoner.

Vårt astronomiske nabolag

En demonstrasjon av nære planeter, stjerner og galakser.

Voyager-romsondene

Voyager-romsondene var de første menneskelagde objektene som forlot Solsystemet. De samler inn data om det ytre rom og bærer med seg informasjon om...

Utviklingen av celestial mekanikk

Animasjonen viser studiene til astronomer og fysikere med verker som har forandret vårt syn på universet.

Added to your cart.