Stjerneutvikling

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Livssyklus for en sol-lignende stjernene

Stjerneutvikling er en prosess hvor en stjerne gjennomgår en sekvens av radikale endringer i løpet av sin levetid. Avhengig av stjernens masse varierer levetiden fra noen få millioner år (for de mest massive) til trillioner av år (for de minst massive, som er betydelig mer enn alderen på universet).

Stjerneutvikling er ikke studert ved å observere livet til en enkelt stjerne siden de fleste endringene i stjernene skjer for langsomt til å bli oppdaget, selv over flere århundrer. I stedet har astrofysikere forstått hvordan stjerner utvikler seg ved å observere en rekke stjerner som befinner seg i ulike stadier i sine liv og ved å simulere stjernenes struktur med datamodeller.

En stjernes fødsel[rediger | rediger kilde]

Utdypende artikkel: Stjernedannelse

Et kompakt stjernefelt i Skytten

Protostjerne[rediger | rediger kilde]

Stjerneutviklingen begynner med en gravitasjonskollaps av en gigantisk molekylsky. Typiske molekylskyer er omtrent 100 lysår (9,5×1014 km) i diameter og inneholder opp mot 6 000 000 solmasser (1,2×1037 kg). Når skyen kollapser brytes den opp i mindre og mindre deler. I hvert av disse fragmentene frigjør gassen som kollapser gravitasjonell potensiell energi som varme. Når temperaturen og trykket øker kondenserer et fragment til en roterende sfære av supervarm gass, kjent som en protostjerne.[1]

Den videre utviklingen avhenger av massen til den utviklende protostjernen; i det følgende sammenlignes protostjernens masse med solens masse: 1,0 M☉(2,0×1030 kg) tilsvarer 1 solmasse.

Brune dverger og sub-stjerne-objekter[rediger | rediger kilde]

Protostjerner med masser mindre enn ca. 0,08 solmasser (1,6×1029 kg) når aldri høye nok temperaturer til at den kjernefysiske fusjonen av hydrogen kan begynne. Disse er kjent som brune dverger. Brune dverger som er tyngre enn 13 jupitermasser (2,5×1028 kg) eller 0,0125 solmasser fusjonerer deuterium. Noen astronomer foretrekker å kalle kun disse objektene brune dverger, og med det klassifisere alt som er større enn en planet, men mindre enn dette for sub-stjerne-objekter. Begge typene, deuteriumfusjonerende eller ikke, skinner svakt og dør sakte bort mens de avkjøles over flere hundre millioner år.

Hydrogenfusjon[rediger | rediger kilde]

For en mer massiv protostjerne vil kjernetemperaturen etter hvert nå 10 millioner kelvin. Proton-proton-kjedereaksjonen vil starte opp og hydrogen vil begynne å fusjonere, først til deuterium, så til helium. I stjerner med litt over 1 solmasse (2,0×1030 kg) vil CNO-syklusen bidra til en betydelig andel av energien. Starten på den kjernefysiske fusjonen fører relativt raskt til en hydrostatisk likevekt hvor energien som frigjøres i kjernen utøver et «strålingstrykk» som balanserer vekten av stjernes materie og forhindrer ytterligere gravitasjonskollaps. Stjernen utvikler seg derfor raskt til en stabil tilstand og begynner hovedseriefasen i sin utvikling.

En ny stjerne vil falle på et bestemt punkt på hovedserien i Hertzsprung-Russell-diagrammet, og spektraltypen i hovedserien vil avhenge av stjernens masse. Mindre røde dverger som er relativt kalde og har mindre masse fusjonerer hydrogen sakte og vil forbli i hovedserien for flere hundre milliarder år eller lengre, mens massive, varme superkjemper vil forlate hovedserien etter bare noen få millioner år. En stjerne av middels størrelse som solen vil forbli i hovedserien ca. 10 milliarder år. Solen antas å være rundt halvveis i sin levetid; derfor er den for tiden i hovedseriedelen.

Den indre strukturen i hovedseriestjerner, konveksjonssoners syklus med piler og strålingssoner med røde lyn. Til venstre vises en rød dverg med liten masse, i midten en gul dverg med middels masse og til høyre en massiv blå-hvit hovedseriestjerne.

Stjerners forfall[rediger | rediger kilde]

Til slutt bruker kjernen opp forsyningen av hydrogen og forflytter seg ut av hovedserien – hvis stjernen i det hele tatt befant seg i den. Uten trykket fra hydrogenfusjonen som virker utover og motvirker tyngdekraften vil stjernen trekke seg sammen til enten degenereringen av elektron blir tilstrekkelig til å motvirke tyngdekraften eller kjernen blir tilstrekkelig varm (ca. 100 megakelvin) til at fusjon av helium begynner. Hvilken av disse som inntreffer først avhenger av stjernens masse.

Stjerner med lav masse[rediger | rediger kilde]

Hva som skjer etter at en stjerne med lav masse slutter å produsere energi gjennom fusjon er ikke direkte kjent: Universet antas å være ca. 13,7 milliarder år gammelt, noe som er langt mindre (i mange tilfeller flere størrelsesklasser) enn hva det tar for hydrogen å slutte i slike stjerner.

Noen stjerner kan fusjonere helium i varme flekker i kjerner og forårsake en ustabil og ulik reaksjon så vel som en kraftig stjernevind. I dette tilfellet vil ikke stjernen danne noen planettåke, men bare fordampe og etterlate lite mer enn en brun dverg.[trenger referanse]

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ Dina Prialnik (2000). An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press. s. kapittel 10. ISBN 0-521-65065-8. 

Litteratur[rediger | rediger kilde]