Indhold
- Dannelsen af en protostar
- Livets termonukleare gnist
- Lille stjernelivscyklus: Hovedsekvens
- Post-Main Sequence - De gyldne år
- Solstørrede stjerner udvides til at blive planetariske tåge
- Hvad der er tilbage er en hvid dværg
- Masse påvirker livscyklus
Stjerner er virkelig født af stardust, og fordi stjerner er de fabrikker, der producerer alle de tunge elementer, kommer vores verden og alt i det også fra stardust.
Skyer af det, der for det meste består af brintgasmolekyler, flyder rundt i den ufattelige kulde i rummet, indtil tyngdekraften tvinger dem til at kollapse i sig selv og danne stjerner.
Alle stjerner er skabt lige, men ligesom mennesker kommer de i mange variationer. Den primære determinant for en stjernekarakteristik er mængden af stardust involveret i dens dannelse.
Nogle stjerner er meget store, og de har korte, spektakulære liv, mens andre er så små, at de næppe har haft nok masse til at blive en stjerne i første omgang, og disse har ekstremt lange liv. Som en stjerners livscyklus, som NASA og andre rummyndigheder forklarer, er meget afhængig af masse.
Stjerner i størrelsesordenen af vores sol betragtes som små stjerner, men de er ikke så små som røde dværge, som har en masse omkring halvdelen af solen og er så tæt på at være evige, som en stjerne kan få.
Livscyklussen for en lavmasset stjerne som solen, der er klassificeret som en G-type, hovedsekvensstjerne (eller en gul dværg), varer ca. 10 milliarder år. Selvom stjerner i denne størrelse ikke bliver supernovaer, afslutter de deres liv dramatisk.
Dannelsen af en protostar
Tyngdekraften, den mystiske kraft, der holder vores fødder klæbet til jorden og planeterne spinder i deres bane, er ansvarlige for stjernedannelse. Inden i skyerne af interstellar gas og støv, der flyder rundt i universet, sammenklapper tyngdekraften molekyler til små klumper, der bryder fri fra deres forældre skyer for at blive protostarer. Nogle gange udfældes sammenbruddet af en kosmisk begivenhed, såsom en supernova.
I kraft af deres øgede masse er protostarer i stand til at tiltrække mere stardust. Bevarelse af momentum får det kollapsende stof til at danne en roterende skive, og temperaturen stiger på grund af stigende tryk og den kinetiske energi frigivet af gasmolekyler tiltrukket af centrum.
Flere antages at findes i Orion-tågen blandt andre steder. Meget unge er for diffuse til at være synlige, men de bliver til sidst uigennemsigtige, når de samles sammen. Når dette sker, fælder akkumulering af materiel infrarød stråling i kernen, hvilket yderligere øger temperaturen og trykket og til sidst forhindrer, at mere stof falder ned i kernen.
Stjernens konvolut tiltrækker dog fortsat stof og vokser, indtil der opstår noget utroligt.
Livets termonukleare gnist
Det er svært at tro, at tyngdekraften, som er en relativt svag kraft, kunne udfælde en kæde af begivenheder, der fører til en termonuklear reaktion, men det er, hvad der sker. Når protostaren fortsætter med at hæve stof, bliver trykket ved kernen så intens, at brint begynder at smelte sammen til helium, og protostaren bliver en stjerne.
Fremkomsten af termonuklear aktivitet skaber en intens vind, der pulserer fra stjernen langs rotationsaksen. Materiale, der cirkulerer omkring stjernens omkreds, kastes ud af denne vind. Dette er T-Tauri-fasen i stjernedannelsen, der er kendetegnet ved en kraftig overfladeaktivitet, inklusive fakler og udbrud. Stjernen kan miste op til 50 procent af sin masse i denne fase, som for en stjerne på størrelse med solen varer i et par millioner år.
Til sidst begynder materialet omkring stjernens omkreds at sprede sig, og hvad der er tilbage, sammenkæles i planeter. Solvinden falder ned, og stjernen sætter sig ned i en periode med stabilitet i hovedsekvensen. I løbet af denne periode afbalancerer den udvendige kraft, der genereres af fusionsreaktionen fra brint til helium, der forekommer ved kernen, tyngdekraften indad, og stjernen hverken mister eller får materie.
Lille stjernelivscyklus: Hovedsekvens
De fleste af stjernerne på nattehimlen er stjerner i hovedsekvensen, fordi denne periode langt den længste i levetiden for en stjerne. Mens en stjerne er i hovedsekvensen, smelter brint sammen med helium, og fortsætter med at gøre det, indtil dens brintbrændstof løber tør.
Fusionsreaktionen sker hurtigere i massive stjerner end i mindre, så massive stjerner brænder varmere med et hvidt eller blåt lys, og de brænder i en kortere periode. Mens en stjerne på størrelse med solen varer i 10 milliarder år, kan en supermassiv blå kæmpe muligvis kun vare 20 millioner.
Generelt forekommer to typer termonukleære reaktioner i hovedsekvensstjerner, men i mindre stjerner, såsom solen, forekommer kun en type: proton-protonkæden.
Protoner er brintkerner, og i en stjernekerne rejser de hurtigt nok til at overvinde elektrostatisk frastødning og kolliderer for at danne helium-2-kerner, hvilket frigiver en v-neutrino og en positron i processen. Når en anden proton kolliderer med en nydannet helium-2 kerne, smelter de sammen i helium-3 og frigiver en gamma-foton. Endelig kolliderer to helium-3 kerner for at skabe en helium-4 kerne og to flere protoner, som fortsætter med at fortsætte kædereaktionen, så alt i alt forbruger proton-proton-reaktionen fire protoner.
Én underkæde, der forekommer inden for hovedreaktionen, producerer beryllium-7 og lithium-7, men disse er overgangselementer, der efter kollision med en positron kombineres for at skabe to helium-4 kerner. En anden underkæde producerer beryllium-8, som er ustabil og spontant opdeles i to helium-4 kerner. Disse delprocesser tegner sig for ca. 15 procent af den samlede energiproduktion.
Post-Main Sequence - De gyldne år
De gyldne år i et menneskes livscyklus er dem, hvor energi begynder at aftage, og det samme er tilfældet for en stjerne. De gyldne år for en stjerne med lav masse forekommer, når stjernen har forbruget alt brændstofbrændstof i sin kerne, og denne periode er også kendt som post-main-sekvens. Fusionsreaktionen i kernen ophører, og den ydre heliumskal kollapser, hvilket skaber termisk energi, da potentiel energi i den kollapsende skal omdannes til kinetisk energi.
Den ekstra varme får brint i skallen til at begynde at smelte sammen igen, men denne gang producerer reaktionen mere varme end den gjorde, da det kun opstod i kernen.
Fusion af brintskalaget skubber stjernens kanter udad, og den ydre atmosfære udvides og afkøles, hvilket gør stjernen til en rød gigant. Når dette sker med solen på cirka 5 milliarder år, vil den udvide halvdelen af afstanden til Jorden.
Udvidelsen ledsages af øgede temperaturer ved kernen, efterhånden som mere helium bliver dumpet ind af brintfusionsreaktionerne, der forekommer i skallen. Det bliver så varmt, at heliumfusion begynder i kernen og producerer beryllium, kulstof og ilt, og når denne reaktion (kaldet heliumblitz) starter, spreder den sig hurtigt.
Efter at helium i skallen er opbrugt, genererer kernen i en lille stjernehøjde nok varme til at smelte sammen de tyngre elementer, der er skabt, og skallen, der omgiver kernen, kollapses igen. Dette kollaps genererer en betydelig mængde varme - nok til at begynde heliumfusion i skallen - og den nye reaktion begynder en ny ekspansionsperiode, hvor stjernerradius øges med så meget som 100 gange sin oprindelige radius.
Når vores sol når dette trin, vil den ekspandere ud over Mars 'bane.
Solstørrede stjerner udvides til at blive planetariske tåge
Enhver historie om livets cyklus for en stjerne for børn skal indeholde en forklaring af planetariske tåger, fordi de er nogle af de mest slående fænomener i universet. Udtrykket planetnebula er en fejlnummer, fordi det ikke har noget at gøre med planeter.
Det er det fænomen, der er ansvarligt for de dramatiske billeder af Guds øje (Helix-tågen) og andre sådanne billeder, der befolker internettet. Langt fra at være planetarisk i naturen er en planetarisk tåge underskrift af en lille stjerners død.
Når stjernen udvides til sin anden røde gigantfase, kollapser kernen samtidig i en super-varm hvid dværg, som er en tæt rest, der har størstedelen af massen af den oprindelige stjerne pakket ind i en jordstørrelse sfære. Den hvide dværg udsender ultraviolet stråling, der ioniserer gassen i den ekspanderende skal, hvilket frembringer dramatiske farver og former.
Hvad der er tilbage er en hvid dværg
Planetnebler er ikke langvarige og spredes om cirka 20.000 år. Den hvide dværgstjerne, der forbliver efter en planetarisk tåge er forsvundet, er dog meget langvarig. Det er dybest set en klump kulstof og ilt blandet med elektroner, der er pakket så tæt, at det siges at degenereres. I henhold til kvantemekanikens love kan de ikke komprimeres længere. Stjernen er en million gange mere tæt end vand.
Der forekommer ingen fusionsreaktioner inde i en hvid dværg, men den forbliver varm i kraft af sit lille overfladeareal, hvilket begrænser mængden af energi, den udstråler. Det vil til sidst køle ned for at blive en sort, inert klump kulstof og degenererede elektroner, men det vil tage 10 til 100 milliarder år. Universet er ikke gammelt nok til, at dette endnu er sket.
Masse påvirker livscyklus
En stjerne på størrelse med solen bliver en hvid dværg, når den forbruger sit brændstofbrændstof, men en med en masse i kernen på 1,4 gange solens størrelse oplever en anden skæbne.
Stjerner med denne masse, der er kendt som Chandrasekhar-grænsen, fortsætter med at kollapse, fordi tyngdekraften er nok til at overvinde den udvendige modstand ved elektron degeneration. I stedet for at blive hvide dværge, bliver de neutronstjerner.
Da Chandrasekhar-massegrænsen gælder for kernen, efter at stjernen har udstrålt meget af sin masse væk, og da den tabte masse er betydelig, skal stjernen have omkring otte gange solens masse, før den går ind i den røde gigantfase for at blive en neutronstjerne.
Røde dværgstjerner er dem med en masse på mellem halv og tre fjerdedele af en solmasse. De er de sejeste af alle stjerner og akkumulerer ikke så meget helium i deres kerner. Derfor udvider de sig ikke til at blive røde giganter, når de har opbrugt deres nukleare brændstof. I stedet sammentrækkes de direkte i hvide dværge uden produktion af en planetarisk tåge. Fordi disse stjerner brænder så langsomt, er det dog lang tid - måske så meget som 100 milliarder år - før en af dem gennemgår denne proces.
Stjerner med en masse på mindre end 0,5 solmasser kaldes brune dværge. De er virkelig ikke overhovedet stjerner, for da de dannede, havde de ikke nok masse til at indlede brintfusion. Tyngdekraftens kompressionskræfter genererer nok energi til, at sådanne stjerner kan udstråle, men det er med et næppe synligt lys på den yderste røde ende af spektret.
Fordi der ikke er noget brændstofforbrug, er der intet til at forhindre, at en sådan stjerne forbliver nøjagtigt som den er, så længe universet varer. Der kunne være en eller mange af dem i det umiddelbare kvarter af solsystemet, og fordi de skinner så svagt, ved aldrig, at de var der.