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Le stelle vengono a vita, vivono sopra un periodo molto lungo di tempo - ed infine muoiono. La vita delle stelle può molto variare; lo stesso si applica alla loro morte.

Il nostro SOLE è una di piccole stelle. Le più piccole stelle sono un decime della massa di nostro sole e le stelle più grandi sono forse 20 volte più grandi del nostro sole.

Le stelle consistono della materia che è già attuale nello spazio esterno ampio. Dal punto di vista puramente fisico scientifico le stelle sono fornaci nucleari enormi, effettuanti la fusione nucleare. Le stelle producono gli elementi chimici più pesanti da idrogeno. La distanza enorme fra noi e le stelle - insieme all'atmosfera del nostro pianeta - è l' unico fattore che protegge i nostri corpi dalla morte dolorosa da esposizione a radiazione.

Sotto è un profilo di sviluppo delle stelle, dall'inizio fino alla morte spettacolare.
 
 

L'America del nord Nebula (Deneb luminoso è alla parte di destra)

Lo spazio fra le stelle fuori nell'universo grande è quasi vuoto. Dai campioni di riferimento che abbiamo su terra, sarebbe denominato vuoto perfetto. Mentre l'aria normale contiene un po' sotto un quadrillion delle particelle per il centimetro cubico, il vuoto migliore che possa essere realizzato in laboratori è circa miliardo delle particelle per il centimetro cubico. Il vuoto nello spazio esterno contiene da 0.00001 fino a più di meno di 1 particella per il centimetro cubico, che è lontano, lontano migliore del vuoto migliore realizzato su terra.

Nota: un quadrillion = 10 ²⁴ = 1 000 000 000 000 000 000 000 000.

Il materia nello spazio inter-stellar ha un nome: il mezzo inter-stellar, essendo costituito pricipalmente dall'idrogeno e dall'elio.

Quando la condensazione delle particelle eccede 1 particella per il centimetro cubico, iniziamo a parlare di una nube inter-stellar. Ed ora pensi: se la nube inter-stellar è quella vuota, quindi non ci allora è massa all'interno esso. Entrambi sì e no..

Un centimetro cubico o persino un chilometro cubico della nube inter-stellar contiene un numero molto limitato di particelle e pesa estremamente poco. Ma lo spazio inter-stellar è immenso, così immenso che il volume più non è calcolato nei centimetri o nei chilometri cubici, ma negli anni di luce. E... una nube di alcuni cento anni cubici di luce conterrà un numero estremamente ampio di particelle ed avrà una massa molto notevole.

Tutte le particelle nella nube si attraggono da forza gravitazionale. Secondo i calcoli degli scienziati, una nube che ha la massa paragonabile alla massa di nostro sole può auto-essere sostenuta nel significato che la forza gravitazionale lo manterrà insieme. La nube in se è molto fredda, in qualche luogo intorno ad cento gradi Kelvin, che è lontana sotto -150ºC.
 
 

	< = =  Proplyds in Orion Nebula
==>  Il nebula dell'aquila in Serpens,  le stelle sono generate qui
	< = =  Una più grande vista del Orion Nebula
==>  Regione Gigante Di Stella-Nascita Dentro  Galassia Vicina

La nube inter-stellar inizierà a contrarrsi se è sufficientemente grande (e sufficientemente pesante). Ci sono anche altri fattori che possono fare un tal contratto della nube, come influenza dalla gravità delle stelle circostanti ecc.

La contrazione della nube causa le particelle del selezionamento medio inter-stellar su velocità verso il centro di gravità della nube. Le velocità delle particelle non sono molto alte, alcuni chilometri per i secondi - il processo è molto lungo. L'aumento di velocità delle particelle significa anche che la temperatura della nube aumenta: la temperatura di un oggetto direttamente è riferita alla velocità delle particelle entro quell' oggetto particolare - se è una ciotola di acqua o una parte di ferro, o una nube inter-stellar.

Infine, la temperatura all'interno della nube raggiunge intorno 50 000K. Questo significa che la materia all'interno della nube degenera. Gli atomi consistono normalmente dei nuclei e degli elettroni nell'orbita intorno al nucleo; alle alte temperature gli atomi si scontrano così violentemente che ottengono messi a nudo fuori dei loro elettroni. La materia gira in una miscela di due gas:

• il gas dei nuclei composto principalmente di nuclei dell'idrogeno (protoni)

 

 
 
 

il gas degli elettroni.

Fino a questo momento, il formato originale della nube anche ha diminuito dai trilioni dei chilometri giù ai chilometri di intorno 200 milioni o più di meno, che è approssimativamente 30 000 volte il diametre della terra. Dato la velocità delle particelle, questa contrazione della nube originale prende una quantità tremenda di tempo, da milioni ai miliardi degli anni. La velocità di contrazione dipende dalla massa della nube: più grande la massa, il più veloce la contrazione.
 
 

Il Trapezium nel Orion Nebula, un' altra regione di starbirth

La compressione della nube genera il calore e quel calore dà la nube possiede la luce. Ora non è più una nube inter-stellar scura ma di una proto-stella emettente luce.

La forza gravitazionale causa la contrazione ulteriore della nube, dante una temperatura interna della proto-stella di intorno 150 000 K e la temperatura di superficie intorno a 3500 K. Naturalmente, ci può essere appena tutta la superficie " dura ", poichè la proto-stella è ancora una nube di gas. Dovuto al formato enorme della proto-stella, la superficie - e così la radiazione - è enorme.

L'incandescenza della proto-stella è causata soltanto dal rilascio di energia dovuto alla contrazione della proto-stella. Nessuna reazione nucleare reale avviene, ancora. In questa fase la proto-stella può evolversi in due sensi:

• se è abbastanza voluminosa, continuerà il processo della contrazione; infine le reazioni nucleari inforneranno, dando alla proto-stella la condizione della stella

 

 
 
 

se non è abbastanza voluminosa, il destino saranno differenti. La proto-stella finalmente trasformerà in un pianeta gigante fatto di gas, con un pò di calore e qualche emissione di luce, ma quel calore finalmente si raffredderà giù. I pianeti di Jupiter e di Saturnus sono buoni esempi di quello. Se i pianeti fossero stati centinaia dei periodi più voluminosi, sarebbero in grado di iniziare un fuoco nucleare, facente loro le stelle molto piccole. Ma non hanno l' abbastanza massa ed il loro destino deve concludersi come nani marroni.

Immagine di Gliese 229B e di Gliese nano marrone 229B

I corpi celesti che non infornano in su mentre le stelle sono di nessun interesse a noi, in modo da noi li lasceremo soli.

La proto-stella continua la contrazione fino a che la temperatura al centro non monti ad intorno 15 000 000 K, quale a punto un evento molto importante accade...
 
 

La temperatura nel centro della proto-stella fa i nuclei scontrarsi più e più violentemente. A qualche punto, quando la temperatura del gas nel centro della stella ha raggiunto intorno 15000000 K, gli scontri fra i nuclei diventano così violenti che le forze repulsive sono troppo deboli ed i nuclei si fondono insieme. Il processo di fusione di due nuclei genera il calore; quel calore aumenta la temperatura ancor più.

La fusione di due nuclei atomici può essere confrontata ad uno scontro fra due automobili: con le velocità basse, potete tranquillo vedere i due automobili differenti. Con le velocità molto alte, vedete appena un pezzo unico di roba di rifiuto non identificata.

Nella fisica, la reazione, quando due nuclei si fondono (fusibile), è denominata una reazione nucleare o una fusione nucleare.

Una volta che data fuoco, la fornace nucleare nel centro della stella si brucerà per la parte più grande del resto della vita della stella.
 
 

La stella matura non è molto affascinante. Contiene principalmente l'idrogeno. Si brucia... e si brucia... e si brucia... L'idrogeno all'interno della stella è convertito in elio dalle medie di fusione nucleare.

La contrazione della stella rallenta ed infine cessa, poichè il calore all'interno della stella compensa la forza gravitazionale della stella. La stella è in una condizione di equilibrio.

La stella irradia la luce giallastra o bianca, secondo la relativa temperatura di superficie, che alternativamente è collegata al formato della stella. La superficie più calda dà la luce più bianca della stella, di superficie più freddo dà la luce giallastra della stella. Le stelle molto calde possono persino sembrare blu nel loro lustro.

Le stelle grandi consumano il combustibile al passo veloce, più grande la stella - più veloce il consumo del combustibile. Il nostro sole ha probabilmente la portata di vita di intorno 10 miliardi degli anni. Una stella con 100 periodi totali più grandi della massa del sole probabilmente brucerà il combustibile 10 000 volte più veloce del sole, che significa che esaurirà il combustibile nucleare in circa 100 milioni di anni. Una stella con una massa di un decima della massa di nostro sole probabilmente vivrà più lungamente 10 volte della durata della vita del nostro sole.

La stella rimane nella condizione matura per i la maggior parte del corso della vita; l'osservazione dei cambiamenti nell'incandescenza e nel formato della stella matura è circa emozionante quanto guardando una lampadina chiara...
 
 

Betelgeuse,  l' unica stella (tranne il nostro sole) per che è possibile all'immagine la superficie -  perché è in modo da grande (formato dell'orbita della terra) ed abbastanza vicino

Finalmente la stella brucerà intorno 10% del rifornimento originale dell'idrogeno ed aumenterà la luminosità con intorno 50%.

I nuclei dell'elio sono 4 volte più pesanti dei nuclei dell'idrogeno, che significa che " si affondano " nel centro della stella. Infine il numero di nuclei dell'elio nel nucleo della stella diventa così grande che ci è poca probabilità affinchè i nuclei dell'idrogeno si scontri con altri nuclei dell'idrogeno. La reazione nucleare nel centro della stella viene ad una fermata graduale, che diminuisce la temperatura del nucleo della stella. Allo stesso tempo la superficie della stella si raffredda giù ad intorno 3000 K, che fa la stella rossastra nell'apparenza.

Con la reazione nucleare arrestata - ed il calore ancora che emana dalla stella - ci non è più equilibrio fra il calore liberato all'interno della stella e la forza gravitazionale. Il nucleo della stella inizia a contrarrsi una volta di più, che aumenta la temperatura del nucleo al punto in cui la parte esterna del nucleo è intorno 15 000 000 K caldi. Questo ancora una volta inizia la fusione nucleare dei nuclei dell'idrogeno. Ma questa volta, bruciarsi dell'idrogeno accade NON nel nucleo della stella, ma nella busta che circonda il nucleo della stella. È uno di ultimi aliti della stella.

Il calore generato da idrogeno che si brucia nella busta che circonda il nucleo della stella fa gli strati esterni della stella espandersi. In contrasto con la contrazione - il gas diventa più freddo come il risultato di espansione. E quello è esattamente che cosa sta accadendo qui. Gli strati esterni della stella espandono 50-100 volte e diventano più freddi.

La stella ora è un gigante rosso, emanante le quantità tremende di luce a causa della superficie grande. La luce è rossa perché la superficie è comparativamente fredda.

Per mettere le cose nel contesto adatto: il giorno che il nostro sole si espande in un gigante rosso probabilmente si espanderà al pianeta di Venus ed occuperà la maggior parte del cielo durante luce del giorno. Inutile per dire, tutto sulla terra sarà bruciato alle ceneri.
 
 

Il nucleo dell'elio della stella continuerà a contrarrsi. Poichè non ci è reazione nucleare all'interno di esso, la gravità funziona incontrollato. Ma a qualche punto, il plasma unito dei nuclei e gli elettroni cessa di comportarsi come un gas ideale. Dopo tutto, il plasma è concentrato in densità estrema, uguale a molte tonnellate per il centimetro cubico. Sotto quella pressione tremenda il gas degli elettroni comincia comportarsi come la materia solida, cioè l'aumento della temperatura causa soltanto l'espansione molto moderata.

La temperatura del nucleo della stella aumenta costantemente, facendo l'idrogeno bruciarsi vigoroso nelle regioni adiacente al nucleo. A qualche punto la temperatura del nucleo della stella raggiunge 100 000 000 K, che inizia a bruciare i nuclei di elio. La nuova reazione nucleare fonde i nuclei dell'elio negli elementi più pesanti, come carbonio.

La temperatura del nucleo della stella aumenta come il risultato di nuova reazione nucleare. Il nucleo della stella - comunque - si comporta come la materia solida; il nucleo non può espandersi molto per compensare la fonte supplementare di calore. Questo significa che la parte interna del nucleo della stella diventa persino più calda, che aggiunge ancor più alla pressione, che ancora significa ancora più calore nel nucleo della stella e che medie una reazione nucleare più veloce uniforme.

Infine la pressione è così grande che il nucleo della stella... ESPLODE. L'esplosione accade all'interno della stella ed è soltanto visibile da un improvviso, anche se moderata, aumento della luminosità della stella. Questo è denominato il FLASH dell'ELIO. Il tempo dall'inizio della fusione dell'elio all'esplosione del nucleo della stella prende un tempo estremamente corto confrontato al corso della vita della stella: appena alcune ore.
 
 

L'esplosione dell'elio causa un'espansione grande del nucleo della stella. L'espansione raffredda il nucleo estremamente caldo della stella - e la busta circostante dell'idrogeno. A causa dell'esplosione, il plasma dell'elio non ha più stesse caratteristiche di prima. Si comporta più come un gas.

La diminuzione della temperatura rallenta la velocità di bruciarsi dell'idrogeno; la diminuzione della temperatura causa anche il nucleo espanso dell'elio dell'ustione della stella ad un passo più lento. Per la prima volta nel corso della vita della stella la luminosità della superficie diminuisce notevolmente. La diminuzione della temperatura della stella causa la contrazione degli strati esterni della stella.

Circa 10 000 anni da quello, una nuova condizione di equilibrio è realizzata. La stella ora ha due forni:

• nella busta, i nuclei di idrogeno stanno unendi in elio alla temperatura di intorno 15 000 000 K

 

 
 
 

nel nucleo della stella, nuclei di elio stanno unendi pricipalmente in carbonio alle temperature intorno a 200 000 000 K.

La stella inizia ad accumulare il carbonio nel centro del nucleo. Ed ancora, carbonio che è più pesante dell'elio, " si affonda " giù nel centro del nucleo della stella, in cui forma un nucleo interno all'interno del nucleo dell'elio della stella. Finalmente, la maggior parte dell'elio della stella è convertito in carbonio ed in ossigeno.

Ancora una volta la busta esterna della stella si espande, trasformandola in un gigante rosso una volta di più. Soltanto questa volta il processo prende a mala pena alcuni milioni di anni.
 
 

A qualche punto tutto il combustibile nucleare nella stella è stato esaurito. Una parte più grande dell'idrogeno è stata convertita in elio e la maggior parte di elio è stato convertito in carbonio ed in ossigeno. Che cosa ora accade alla stella dipende dalla massa della stella.

Il nucleo del carbonio della stella è estremamente denso, un centimetro cubico di esso che pesa le tonnellate metriche. La superficie del nucleo della stella è anche molto calda, 50 000-100 000 K.
 
 

Piccole stelle

Le più piccole stelle, circa 4 masse del nostro sole o di meno, si raffreddano giù. Dato tempo, gli strati esterni della stella diventano abbastanza freddi per lasciare la condizione del plasma. Gli atomi invertono alla loro condizione neutra e bloccano gli elettroni. Il bloccaggio degli elettroni accelera l'espansione degli strati esterni, che fa lasciare più atomi la condizione del plasma.

La busta della stella si transforma in infine nelle coperture trasparenti e vaste degli atomi; queste coperture possono essere viste soltanto dal lato dalle distanze molto lunghe, così dando ai dintorni della stella un'apparenza particolare di un anello luminoso. Una volta, gli astronomi hanno creduto che quegli anelli fossero la prima fase di formazione dei sistemi planetari; a causa di quello gli anelli sono stati denominati " nebulae planetari " Sappiamo oggi che non ci è collegamento fra i nebulae planetari ed i sistemi planetari, ma il nome è rimasto.

L' unico resto della stella ora è il nucleo della stella ed è un oggetto molto piccolo e non molto luminoso nel mezzo del nebula. Nell'inizio il nucleo della stella ancora sta emettendo luce con un'incandescenza bianca, dissipante il calore dai fuochi nucleari, ora estinti. È denominato " un nano bianco " Un nano bianco pesa molto di meno che la stella originale, per esempio una stella quattro volte più pesante della massa di nostro sole dà ad origine ad un nano bianco che ha 1½ della massa di nostro sole.
 
 

Stelle di medie dimensioni

Le più grandi stelle, fra 4 e 8 masse di nostro sole, incontrano un destino più violento. L'arresto delle reazioni nucleari le fa crollare più velocemente e più violentemente di piccole stelle. Il nucleo della stella ora è costituito da carbonio solido, che non sta bruciandosi. Tuttavia, la contrazione della stella genera le quantità enormi di calore. Al punto quando la temperatura del nucleo raggiunge 600 000 000 K, il carbonio inizia una reazione nucleare, generante il neon, l'elio, il magnesio ed alcuni altri elementi.

Ma ancora, il nucleo della stella è solido e non può espandersi per liberare la pressione interna che si accumula a causa della reazione nucleare. Il nucleo si transforma in in un reattore nucleare incontrollabile nel modo simile come nel caso del flash dell'elio. Ma ora, la temperatura è più alta, la pressione è più alta ed il risultato più violento.

La stella esplode in un SUPER-NOVA. L'esplosione è così luminosa che un super-nova può persino essere visto sulla terra nella luce del giorno. L'esplosione frantuma la stella e può essere così violenta che disperde tutto il materiale della stella nello spazio esterno. Se ci sono dei resti della stella, sarà un piccolo partt appiattito del nucleo della stella.
 
 

Grandi stelle

Le stelle realmente grandi, con le masse più notevolmente di 8 masse di sole, non si transformano in in un super-nova a questo punto di tempo. L'arresto delle reazioni nucleari causa la contrazione, come per le più piccole stelle. Ma il nucleo di più grandi stelle non diventa mai denso quanto il nucleo delle stelle di medie dimensioni. Questo probabilmente è causato dalla radiazione intensa all'interno del nucleo di più grandi stelle, dante un'abbondanza dei fotoni altamente energici che cacciano la materia dal centro della stella.

A qualche punto la temperatura del nucleo raggiunge i 600 000 000 K che dà fuoco il carbonio. La reazione nucleare non sarà violenta quanto in stelle di medie dimensioni, perché il nucleo di più grandi stelle è più di meno denso. Il nucleo del carbonio si brucia al passo moderato; la temperatura finalmente aumenta, mettendo anche l'ossigeno sul fuoco.

Quando il carbonio e l'ossigeno sono esauriti, la stella si raffredda giù e ristringe ancora, che riscalda ancora il nucleo della stella alle più alte temperature. Quelle più alte temperature danno fuoco gli elementi più pesanti prodotti da carbone e da ossigeno, danti ancora gli elementi più pesanti. Dopo un istante la stella è una serie di buste contenute entro a vicenda; ciascuno delle buste brucia gli elementi chimici differenti. Gli elementi più pesanti sono nelle buste interne, mentre l'elio e l'idrogeno sono nelle buste esterne.

Una stella allo stadio attuale di vita può produrre gli elementi no più pesanti del ferro. La reazione nucleare viene ad un'estremità con ferro. Il ferro non si aggancia nella fusione nucleare. La fusione degli elementi più di meno pesanti che il ferro libera l'energia, mentre la fusione di ferro e degli elementi più pesanti del ferro consuma l'energia.

La creazione di ferro estingue il fuoco nucleare all'interno della stella. La stella ristringe per l' ultima volta. Il nucleo del ferro della stella assorbe la maggior parte del calore generato dalla contrazione della stella, che accelera la contrazione ancor più. Quando la temperatura all'interno del nucleo raggiunge i trilioni dei gradi ed i nuclei atomici vicini si toccano, ci può essere più contrazione. Invece, la stella rimbalza in un'esplosione grande.

Questa esplosione anche è denominata un SUPER-NOVA e può essere spettacolare quanto per le stelle di medie dimensioni. La stella è tempi di miliardi più brillantemente in qualunque momento precedentemente e può persino essere luminosa quanto un' intera galassia.

L'esplosione del super-nova pesante frantuma persino i nuclei atomici alle parti; quelle parti ottengono bloccate da altri nuclei atomici, formanti gli elementi oltre ferro, come argento, oro ed uranio. Gli elementi oltre ferro non abbondano nella natura - e quello è attribuito alla loro creazione durante lo scoppio corto del super-nova.
 
 

I Nani Neri

Un nano bianco si raffredda lentamente giù. Il colore dell'incandescenza della superficie cambia da bianco al colore giallo, ad arancione ed a rosso. Infine il resto della stella si transforma in in un grumo scuro freddo della materia - il nano nero. Il nano nero ha il formato del nostro pianeta e di una gravità che è milioni di periodi più su della gravità che sperimentiamo sulla terra.

Il nano nero è semplicemente un resto calmo, desolato e guasto di una stella, spostantesi per sempre attraverso l'universo freddo.
 
 

Pulsars

Qualche tempo fa è stato scoperto che ci sono oggetti celesti che emettono i segnali radiofonici estremamente normali, più che 1/100 di un secondo. Nell'inizio gli scienziati hanno pensato che fosse un segnale da una civilizzazione straniera. Ma i segnali sono stati emessi sopra una fascia molto grande delle frequenze radiofoniche, così richiedendo le quantità tremende di energia.

Misurando la distorsione del segnale gli scienziati sono venuto alla conclusione che l'oggetto che emette i segnali era di intorno 10-20 chilometri nel raggio, ma voluminoso quanto il sole. L'intervallo e la durata del segnale sono venuto dalla rotazione dell'oggetto. Assomiglia a di un faro con il fascio chiaro che scopa intorno.

Ma che cosa sono quegli oggetti?
 
 

Stelle Del Neutrone

L'esistenza delle stelle del neutrone è stata predetta dagli astronomi teorici. È stato precisato che durante l'esplosione del supernova il nucleo della stella (o la parte restante di esso) può diventare in modo da compresso che i protoni e gli elettroni possono essere forzati per fondersi. Fondendosi i protoni ed i neutroni formano insieme i neutroni.

I neutroni della stella formerebbero una sfera molto compatta con un raggio di forse 10-20 chilometri e con la maggior parte della massa della stella imballata all'interno di esso. La materia in una stella del neutrone sarebbe così densa che un centimetro cubico riempito di esso pesa i miliardi delle tonnellate.

Non ci sono stati osservazioni dirette delle stelle del neutrone. Nei posti in cui gli scienziati hanno predetto si troverebbe le stelle del neutrone, pulsars è stato trovato preferibilmente. Al giorno d'oggi gli scienziati sono sicuri che i pulsars e le stelle del neutrone sono la stessa cosa.
 
 

Fori Neri

Un nucleo molto voluminoso della stella, il resto di un'esplosione del super-nova, può impiegare una forza gravitazionale tremenda che non soltanto gli oggetti solidi, atomi non possono fuoriuscire dalla superficie della stella. Anche luce " cade giù " alla superficie della stella. Quel genere di oggetto è denominato " un foro nero "

La materia entro il foro nero probabilmente ristringe ai più piccoli e più piccoli volumi tutto il tempo. La stella ristringe ad alcuni chilometri, allora alcuni centimetri e - infine - all' " singolarità " che è un singolo punto nello spazio. Anche se la materia all'interno del foro nero crolla nei formati più piccoli di qualche cosa l'umanità ha misurato mai, il foro nero in se non cambia nel formato. Dopo tutto, " il foro nero " nome si applica al raggio intorno al nucleo degenerato della stella, determinante la linea fra il posto in dove ancora possiamo vedere ed il posto in cui non possiamo vedere qualche cosa. Questo raggio determina il formato " dell'orizzonte di evento ".

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