Was ist der Lebenszyklus eines Sternes?

Ein Stern fängt als Wolke des interstellaren Gases an, meistens gebildet vom Wasserstoff. Schließlich fangen kleine Dichtedifferenziale die Wolke anfangen, die Schwerkraftbrunnen, ziehen an andere genauere Partikel und kondensieren sie herzustellen. Im Laufe der Zeit stellt dieser Prozess der Verdichtung eine kugelförmig-geformte zentrale Wolke her, in Umlauf gebracht durch das Gas auf den Fransen und verursacht, was eine Zunahmescheibe genannt wird.

Der entscheidende Schritt in der Geburt eines Sternes ist die Kreation der Dichteniveaus, die genügend sind, Wasserstoffschmelzverfahren einzuleiten. Schmelzverfahren bringt Atomkernfeuerzeug als der des Eisens zusammen und gibt Energie im Prozess frei. Die ersten Atome, zum in einer kondensierenden Sternwolke zu fixieren sind vermutlich deutrium Atome, ein Isotop des Wasserstoffs mit einem Neutron. Trotz ihres relative to herkömmlichen Wasserstoffs der Knappheit erfordern sie eine niedrigere Temperatur und Druck zu fixieren und folglich würde vermutlich zuerst begonnen erhalten. Atomkerne zu fixieren ist schwierig, wegen der elektrostatischen Abstossung zu erzielen, die durch die Elektronoberteile beider Atome verursacht wird.

Nachdem das deutrium in der Sternwolke, außerordentliche Mengen Energie freizugeben anzündet und anfängt, ist es nur ein Frage der Zeit, bis der umgebende Wasserstoff anfängt zu fixieren und der Himmelskörper ein zutreffender Stern wird. Mit einem Kern eines Paares sind Dutzend Million Grad oder grössere, Säuglingssterne häufig die energischstenkörper für helle Jahre herum.

Die überwiegende Mehrheit der Atome, von denen unsere Körper gebildet werden, wurden durch das Schmelzverfahren der Atomkerne in einem Prozess synthetisiert, der stellares nucleosynthesis genannt wurde. Die meisten Atome außer Wasserstoff werden auf diese Art gebildet.

Die weitere Zukunft und die Lebensdauer eines Sternes hängt von seinem Mass. ab. Die meisten Sterne verbringen die meisten ihren Lebenszeiten auf, was die Hauptreihenfolge genannt wird und zusammen fixieren leichte Kerne in den Energiereaktionen. Während sie anfangen, ihren ganzen Wasserstoff zusammen zu fixieren, fangen die Sterne an, Energie zu verlieren. Für Sterne ungefähr 0.4mal verursacht die Masse von unserem Sun oder unten, dieses Gravitationseinsturz. Die Sternumdrehungen in einen homogenen roten Zwerg und fixieren nie Elemente wieder.

Für Sterne setzt 0.4 Zeit Masse von unserem Sun oben bis ungefähr 10mal fest, Heliumanfänge, im Kern des Sternes anzuhäufen, während der Schmelzverfahrensprozeß fortfährt. Helium fixiert nicht leicht, also hängt es gerade herum. Seine grössere Dichte veranlaßt Wasserstoff, die Schichten über ihr zusammen sehr stark eingedrückt zu werden, beschleunigt das Schmelzverfahren des restlichen Wasserstoffs, und bildet den Stern 1.000 bis 10.000hellere mal. Dieses produziert einen roten Riesen, mit einem Radius, der dem Abstand ähnlich ist, in dem die Massenbahnen die Sonne. Nachdem der rote Riese seinen Kraftstoff verbraucht, stürzt er heftig ein. Die Scherkraft der Angelegenheitsreibung gibt zusammen eine enorme Menge Energie frei und verursacht eine Supernovaexplosion. Supernovä sind einige der energischstenphänomene im Universum, ein passendes Ende zum majestätischen Leben eines Sternes.