Vad är stjärnor med låg massa

Det är väte- och heliumgasen från vilken galaxen själv bildades.

Stjärnans livscykel med låg massa .

Men mycket av det kommer från tidigare generationer av stjärnor. När stjärnor, särskilt de mer troliga, går igenom sina liv och dör, återvänder de större delen av sin massa till det interstellära mediet. Detta material, berikat med tunga element som kol, syre, kväve och tungmetaller som vi behöver för att överleva, går in i den nya generationen stjärnor.

Hur är molnen?

Exempel på stjärnor med låg massa .

Rymden är full av heta, snabba partiklar och fotoner med hög energi från stjärnor som ger en hög temperatur. För att ett moln ska kollapsa för att bilda en stjärna måste det vara mycket tätt och det måste vara mycket kallt, vanligtvis bara K. Dammet i molnen är mycket viktigt för att hålla molnet kallt, genom att skydda insidan av molnet från strålningen och genom att återutstråla intern värme i infraröd. Av denna anledning kallas dessa molekylmoln.

Vad orsakar kollapsen? I den tätaste delen av molnen är det också den kallaste, och dessa två saker kombineras för att låta tyngdkraften ta tag och starta kollapsen.

Du kan föreställa dig att massan av stjärnan som härrör från en lokal kollaps är slumpmässig och beror bara på massan av den första delen av molnet, av en slump. De flesta stjärnor blir av ordning 1 solmassa, och de mer massiva stjärnorna är sällsynta.

Egenskaper hos stjärnor med låg massa Stjärnans livscykel När en stjärna har uttömt sin tillförsel av väte i sin kärna och inte lämnar något annat än helium, börjar den yttre kraften som skapas av fusion att minska och stjärnan kan inte längre upprätthålla jämvikt.

Tyngdkraften blir större än kraften från inre tryck och stjärnan börjar kollapsa.

Gasen virvlar runt, och varje slumpmässig rotationsrörelse förstoras mycket under kollapsen på grund av bevarande av vinkelmoment. Från moln till protostar När den första kollapsen börjar börjar partiklarna av gas och damm falla mot koncentrationen av massa i mitten. Detta är samma gravitationssammandragning som vi diskuterade tidigare, och den omvandlar potentiell energi till kinetisk energi, i.

Men den första kollapsen är tillräckligt långsam för att värmen kan strålas bort i infrarött, vilket håller molnet svalt.

Stjärnor med låg massa namn

Under denna tid förblir temperaturen under K, och molnet lyser i lång våglängd IR. Så småningom blir de centrala delarna så täta att de blir ogenomskinliga för IR, och värmen kan inte längre fly. Vid denna tidpunkt stiger det inre trycket och temperaturen dramatiskt, och det centrala objektet blir det som kallas en protostjärna, fröet från vilket en stjärna kommer att växa.

Under denna tid bildas en protostellära skiva på grund av bevarande av vinkelmoment. Magnetfält Genereras inuti det centrala, snabbt snurrande objektet sveper genom skivan och överför momentum från protostjärnan till skivan.

Magnetfälten genererar också en protostellära vind som riktas mestadels ut från protostjärnans poler, vilket skapar polära jetstrålar. Här är ett foto av en protostjärna som heter HH30, som tydligt visar den mörka skivan och polarstrålarna. HH står för Herbig-Haro-objekt, uppkallade efter sina upptäckare.

Naturligtvis kan planeter bildas från den täta protostellära skivan, som vi har lärt oss tidigare. Så småningom kommer de starka protostjärnvindarna att svepa bort all gas på skivan och lämna planetesimalerna bakom sig för att smälta samman till några större planetkroppar.

En stjärna föds Så småningom växer det inre trycket och temperaturen tillräckligt högt mer än 10 miljoner K för att börja smälta väteprotoner till helium. Vid början av kärnfusion blir objektet officiellt en stjärna. När fusionen kommer igång och stjärnan anpassar sig till sin nya jämvikt, gravitationskollapsen stannar och stjärnan blir en huvudseriestjärna.

Var den faller på huvudserien är helt beroende av stjärnans ursprungliga massa. Alla stjärnor med samma massa kommer att ha samma yttemperatur och samma storlek, och kommer därför att ha samma ljusstyrka och kommer att vara på samma plats på ett H-R-diagram.

Innan protostjärnan anlände till huvudsekvensen skulle den dock ha en annan yttemperatur och ljusstyrka, och så skulle den vara på en annan plats på H-R-diagrammet - och denna plats skulle förändras med tiden.

Det är intressant att plotta platsen för protostjärnor i H-R-diagrammet när de utvecklas, ett så kallat evolutionärt spår. Varje punkt representerar bara dess yttemperatur och ljusstyrka vid varje tillfälle under dess liv som en protostjärna. Nästa figur visar dessa evolutionära spår för olika massstjärnor. Vi kommer att se det som En stjärna åldras, dess yttre egenskaper - storlek och yttemperatur - förändras.

Kom ihåg att det som orsakar förändringarna är stjärnans bränsletillförsel, i kombination med samspelet mellan tyngdkraften och det yttre trycket.

När stjärnan först anländer till huvudserien bränner den vätebränsle till helium i sin kärna. Alla stjärnor i huvudserien gör detta. Detta är det mest effektiva sättet att producera tillräckligt med energi för att stödja stjärnan, så bränslet brinner relativt långsamt. Det mesta av stjärnans livstid spenderas på huvudsekvensen.

När det gäller solen är detta 10 miljarder år. Efter 10 miljarder år börjar solen få slut på vätebränsle i sin kärna.

stjärna med hög massa Introduktion till astronomi: Föreläsning 18 Prof.

Dale

E.Hela denna tid omvandlade det väte till helium, så nära slutet av denna period är kärnan helt helium. Heliumet är inert och är i själva verket en intressant tillstånd av materia som kallas degenererad materia. Trycket och densiteten är så höga att trycket inte längre beror på temperaturen alls. När kärnan får slut på väte måste något hända för att stjärnan inte ska kollapsa. Vad som händer är att kärnan krymper till detta degenererade tillstånd, och vätet i högre lager når en tillräckligt hög temperatur för att tillåta det att starta fusionsreaktioner.

Detta kallas väteskalförbränning, och det sker i en ännu högre takt än kärnförbränningen.

På grund av den högre energiproduktionen ökar stjärnans totala ljusstyrka.

är solen en stjärna med låg massa .

Under detta skede börjar stjärnan expandera och blir en röd jätte. Stjärnan "stängs av" av huvudserien och blir mer ljus, men samtidigt minskar yttemperaturen. När väte brinner varmare och varmare i stjärnan fortsätter ytan att expandera medan kärnan kontrakt. Efter flera hundra miljoner år i denna process når härden en så hög temperatur, miljoner K, att plötsligt heliumantändningstemperaturen uppnås.

Den en gång inerta kärnan plötsligt på några minuter!

Detta placerar stjärnan i det övre högra området i Hertzsprung-Russel-diagrammet. Även om en stjärna kan ha tillbringat miljarder år i huvudserien, kommer den röda jättefasen bara att vara några miljoner år. Så småningom kommer den yttre kraften från den heta kärnan att helt blåsa bort stjärnans yttre skal och omvandla den till en planetarisk nebulosa. Massiva stjärnor När en stjärna är mer än tio gånger så massiv som solen blir den en superjättestjärna.

Supergiants har den kortaste livslängden för någon stjärna, eftersom temperaturerna i en supergiants kärna blir så höga att den kan smälta heliumet som finns kvar efter att väteförbränningen har slutat.

Denna heliumförbränningsprocess smälter heliumatomer till kolatomer, som sedan börjar byggas upp i mitten av kärnan. Heliumförbränning skapar återigen ett yttre tryck, stabiliserar kärnan och fördröjer gravitationskollaps. När en stjärna får slut på helium kommer dess kärna att börja kollapsa igen tills dess temperatur är tillräckligt hög för att börja smälta kol.

Detta mönster kommer att fortsätta när stjärnan brinner genom successivt tyngre material: kol, neon, syre och kisel.

Detta ger stjärnan en skiktad struktur, som liknar en lök.

7 stadier av en stjärna med låg massa

Så småningom kommer stjärnan att börja bygga upp järn i sin kärna. Järnatomer är mycket stabila - så stabila faktiskt att det tar mer energi att tillsätta fler partiklar till järn än den energi som frigörs från att bryta partiklarna isär i första hand. Således, när en stjärnas kärna förvandlas till järn, har den inget sätt att upprätthålla jämvikt, och stjärnan kommer att genomgå en plötslig och katastrofal kollaps