Hobbyer och intressen
Fusion är en scen som händer under stjärnbildning . Det börjar i gravitations kollaps av en gigantisk molekylärt moln . Dessa moln kan spänna över flera dussin kubik ljusår i rymden och innehålla stora mängder materia . Som gravitation kollapsar molnet , bryter upp den i mindre bitar , var och centrerad kring en koncentration av materia . Eftersom dessa koncentrationer ökar i massa , motsvarande gravitation och därmed hela processen accelererar , med kollapsen själv skapa värmeenergi. Så småningom , dessa bitar kondenseras under värme och tryck till gasformiga sfärer som kallas protostjärnor . Om en protostjärna inte koncentrera sig tillräckligt med massa , aldrig uppnår det trycket och värmen som behövs för kärnfusion , och blir en brun dvärg . Energin stiger från fusionen äger rum i mitten uppnår ett jämviktstillstånd med vikten av stjärnans materia , förhindra ytterligare kollaps även i supermassiva stjärnor .
Stellar Fusion
det mesta av vad som gör upp en stjärna är vätgas , tillsammans med några helium och en blandning av spårämnen . Den enorma tryck och värme i solens kärna är tillräckligt för att orsaka vätefusion. Vätgas fusion crams två väteatomer tillsammans , vilket resulterar i skapandet av en heliumatom , fria neutroner och en hel del energi . Detta är den process som skapar all den energi som frigörs vid solen , inklusive all värme , synligt ljus och UV-strålar som så småningom når jorden . Vätgas är inte den enda faktor som kan sammansmälta på det här sättet , men tyngre element kräver successivt större mängder av tryck och värme . Addera Running Out of Hydrogen
Så småningom stjärnor börjar få slut på väte som ger den grundläggande och mest effektiva bränsle för kärnfusion . När detta händer, den stigande energi som upprätthålla jämvikt förebygga ytterligare kondensation av stjärnan fräser ut , vilket leder till en ny fas i stjärn- kollaps. När kollapsen sätter tillräcklig , större tryck på kärnan , är en ny omgång av fusions möjligt , denna gång bränner det tyngre inslag av helium . Stjärnor med en massa på mindre än halva vår egen sol saknar tillräckliga medel för att smälta helium , och blir röda dvärgar
Pågående Fusion : . Medelstora Stjärnor
När en stjärna börjar smälta helium i kärnan , den energi produktionen ökar mer än den av väte . Denna större utsignal driver de yttre skikten av stjärnan längre ut , vilket ökar dess storlek. Ironiskt nog , de yttre lagren är nu tillräckligt långt från där fusionen äger rum att svalka sig lite , vända dem från gult till rött . Dessa stjärnor blir röda jättar . Helium fusion är ganska instabilt , och variationer i temperatur kan orsaka pulseringar . Det skapar kol och syre som biprodukter . Dessa pulsationer har potential att blåsa bort de yttre lagren av stjärnan i en nova explosion . En nova kan i sin tur skapa en planetarisk nebulosa . Resterande stellar kärna kommer gradvis svalna och bildar en vit dvärg . Detta är det sannolikt slutet för vår egen sol
Pågående Fusion : . Big Stars
Större stjärnor har mer massa , vilket innebär att när helium är slut , kan de har en ny omgång av kollaps och producera trycket att starta en ny omgång av fusion , skapa ännu tyngre ämnen . Detta kan eventuellt gå på tills järnet är nådd . Järn är det element som delar element som kan alstra energi i fusion från dem som absorberar energi i fusion : järn absorberar lite energi i sin skapelse . Nu fusion är dränerande , snarare än att skapa energi , även om processen är ojämn ( järn fusion inte kommer att gå på universellt i kärnan ) . Samma fusion instabilitet i supermassiva stjärnor kan få dem mata sina yttre skal på ett sätt som liknar vanliga stjärnor , med resultatet att kallas en supernova .
Stardust
An viktig faktor i stjärnornas mekanik är att all materia i universum tyngre än väte är ett resultat av kärnfusion . Riktigt tunga element, såsom guld , bly och uran , kan bara skapas genom supernovaexplosioner . Därför är alla de ämnen som vi känner till på jorden är föreningar byggda av skräp av något tidigare stellar frånfälle . Addera