Tillbaka till huvudsidan

Stjärnor föds, lever mycket länge och till sist dör de. Detta otroligt långa liv kan vara mycket varierande; samma gäller deras död.

Vår SOL är en av dem mindre stjärnorna. De allra minsta stjärnorna har en tiondel av solens massa och de allra största stjärnorna är ungefär 20 gånger tyngre än solen.

Stjärnor byggs av materia som redan finns i den enorma yttre rymden. Ur rent fysisk synvinkel är stjärnor enorma brinnande atomhärdar, som fusionerar tyngre kemiska ämnen ur väte. De enorma avstånden mellan oss och stjärnorna är - tillsammans med vår planets atmosfär - det enda som skyddar oss från smärtsam död p.g.a. strålning.

Nedan beskrivs stjärnornas utveckling i korta ordalag, från allra början ända till den spektakulära döden.
 
 

North America Nebula (ljusa Deneb syns på höger)

Utrymmet mellan stjärnorna ute i den stora rymden är nästan tomt. Med våra jordiska mått mätt skulle det kallas för det perfekta vakuumet. Medan vanlig andningsluft innehåller strax under en kvadriljon partiklar per kubikcentimeter, det bästa vakuum i laboratorieförhållanden är ca en miljard partiklar per kubikcentimeter. Vakuumet i yttre rymden innehåller mellan 0,00001 upp till strax under en partikel per kubikcentimeter, vilket är miljontals gånger bättre än det bästa vakuum som man kan uppnå på jorden.

Notering: en kvadriljon = 10²⁴ = 1 000 000 000 000 000 000 000 000.

Den materia som finns i yttre rymden mellan stjärnorna har ett namn: Inter-stellärt Medium, som i huvudsak består av väte och helium.

När densiteten på materian överstiger 1 partikel per kubikcentimeter, vi börjar prata om ett inter-stellärt moln. Och tänk: om ett interstellärt moln är så pass tomt på materia, så representerar det ingen massa. Både ja - och nej!

En kubikcentimeter eller till och med en kubikkilometer av ett inter-stellärt moln innehåller ett mycket brgränsat antal av pertiklar och väger extremt litet. Men det inter-stellära utrymmet är ju enormt, så enormt att det inte längre mäts i kubikkilometer, utan i ljusår. Och... ett moln som är flera hundra ljusår i kubik stort innehåller ett gigantiskt antal partiklar och har en mycket betydelsefull massa.

Alla partiklar i molnet dras till varandra med tyngdkraft. Enligt forskarnas beräkningar, kan ett moln med en massa motsvarande vår Sols hålla ihop av egen tyngdkraft. Molnet som sådant är mycket kallt - ca 100K, vilket är under -150ºC.
 
 

	<==  Proplyder i Orion Nebula
==>  Örnens nebula i Ormen,  stjärnor föds här
	<==  En större vy över Orion Nebula
==>  Enormt område där stjärnor föds in en granngalax

Det inter-stellära molnet kommer att börja dras ihop när det är tillräckligt stort (och tillräckligt tungt). Det finns också andra faktorer som kan få ett sådant moln att dras ihop, t.ex. gravitationspåverkan från näraliggande stjärnor.

Sammandragning av molnet accelererar partiklarna i det inter-stellära mediet mot molnet gravitationscentrum. Partiklarnas hastighet är inte hög, några få kilometer per sekund - alltså är denna process mycket långsam och tar lång tid. Ökning av partiklarnas hastighet innebär också att molnets temperatur ökar, eftersom ett objekts temperatur är direkt relaterat till hastigheten på dess partiklar - oavsett om det är ett stycke järn, en skål med vatten eller ett inter-stellärt moln.

Till slut når temperaturen i molnets inre ca 50 000K. Det betyder att materian inne i molnet degenererar. Atomer består i vanliga fall av kärna och elektroner i bana runt kärnan. Vid höga temperaturer kolliderar atomerna så våldsamt, att de förlorar sina elektroner. Materian förvandlas till en blandning av två gaser:

• gas bestående av väteatomkärnor (protoner)

 

 

gas bestående av elektroner.

Fram till nu, den ursprungliga storleken på molnet som från början mättes i ljusår eller triljoner kilometer har också minskat ner till ca 200 miljoner kilometer eller ännu mindre, vilket är ungefär 30000 gånger större än jordens diameter. Med tanke på partiklarnas hastigheter, har denna krympningsprocess tagit en otroligt lång tid, allt från miljoner till miljarder av år. Hastigheten på denna process beror givetvis på molnets massa: ju större massa desto snabbare sammandragning.
 
 

Trapezium i Orion Nebula, ett annat ställe där stjärnor föds

Sammandragningen av molnet skapar värme och denna värme ger molnet eget ljus. Nu är det inte längre ett mörkt moln, utan en lysande proto-stjärna.

Gravitationskrafterna orsakar fortsatt sammandragning av molnet, vilket så småningom ger proto-stjärnans inre en temperatur på ca 150 000K och yttemperatur på ca 3500K. Självklart kan det inte vara tal om "hård" yta, eftersom proto-stjärnan fortfarande är ett gasmoln. På grund av den enorma storleken på proto-stjärnan är dess yta - och även strålningen - gigantisk.

Det ljus som en proto-stjärna skickar ut orsakas endast av den energi som släpps ut på grund av proto-stjärnans sammandragning. Ingen kärnreaktion äger rum, än. I detta stadium kan proto-stjärnan utvecklas i två olika riktningar:

om den är tillräckligt massiv, kommer den att fortsätta dras samman; till sist kommer kärnreaktion att påbörjas, vilket omvandlar en proto-stjärna till en stjärna

om den inte är massiv nog, kommer den att gå ett annat öde till mötes. Proto-stjärnan kommer så småningom att omvandlas till en gigantisk gasplanet; denna planet har en del egen värme och en del eget ljus, men värmen kommer så småningom att dunsta bort. Planeterna Jupiter och Saturn är bra exempel på det. Hade planeterna varit hundratals gånger mer massiva, skulle de påbörja kärnreaktion, vilket skulle göra dem till små stjärnor. Men deras öde - på grund av deras ringa massa - är att sluta som bruna dvärgar.

Avbilden av Gliese 229B och Bruna Dvärgen Gliese 229B

De himlakroppar som inte blir till stjärnor är inte av intresse för oss, så vi lämnar dem därhän.

Proto-stjärnan fortsätter dras ihop tills temperaturen i dess inre uppgår till ca 15 000 000 K, då en viktig händelse sker...
 
 

Den höga temperaturen i proto-stjärnan får atomkärnor kollidera mer och mer våldsamt. Vid en viss tidpunkt, när gasens temperatur i stjärnans mitt har kommit upp till 15000000 K, krockarna mellan atomkärnorna blir så pass våldsamma, att de frånstötande krafterna blir för svaga - och de krockande kärnorna slås ihop, fusionerar. Hopslagning av två vätekärnor (protoner) skapar värme; denna värme ökar temperaturen ännu mer.

Hopslagning av två atomkärnor är som en bilkrock: med låga hastigheter, man kan fortfarande se de två krockande bilarna. Med väldigt höga farter blir båda bilarna till en enda icke-identifierbar skrothög.

Inom fysiken kallas en reaktion där två atomkärnor slås ihop för en kärnfusion.

När den en gång har börjat, kommer kärnreaktionen att fortsätta för största delen av stjärnans liv.
 
 

Den mogna stjärnan är inte speciellt intressant . Den innehåller mest väte. Och den brinner... och brinner... och brinner... Vätet i stjärnan omvandlas till helium via en nukleär fusion.

Stjärnans krympning saktar av och slutsligen avstannar helt, eftersom värmen inne i stjärnan motverkar stjärnans gravitationskraft. Stjärnan befinner sig således i balans.

Stjärnan lyser med gulaktigt eller vitt ljus, beroende på dess yttemperatur, som i sin tur är kopplad till stjärnans storlek. Ju varmare stjärnans yta, desto vitare ljus; ju kallare stjärnans yta, desto gulare ljus. Mycket varma stjärnor kan vara blåaktiga i sitt sken.

Stora stjärnor förbränner kärnbränsle snabbt - ju större stjärna desto snabbare förbränningshastighet. Vår egen Sol har förmodligen en livstid på 10 miljarder år. En stjärna med 100 gånger större massa än Solens skulle antagligen förbränna bränsle 10000 gånger snabbare än Solen, vilket betyder att den bara skulle leva 100 miljoner år. En stjärna med en tiondel av Solens massa skulle antagligen leva 10 gånger längre än Solen.

Stjärnan stannar kvar i sitt mogna tillstånd för största delen av sin livstid. Att iaktta förändringar i en mogen stjärnas utseende är ungefär lika spännande som att se en glödlampa lysa.
 
 

Betelgeuse,  nästan den enda stjärnan (förutom vår Sol), vars yta vi kan se  p.g.a. stjärnans storlek (omkretsen lika stor som jordens bana runt solen) och p.g.a. dess närhet till oss

Så småningom har stjärnan förbränt ca 10% av sitt ursprungliga väte och ökat ljusstyrkan med 50%.

Heliumkärnor är 4 gånger tyngre än vätekärnor, vilket betyder att de "sjunker" mot stjärnans mitt. Till slut har antalet heliumkärnor i stjärnans mitt blivit så stort, att det är liten chans för vätekärnor att kollidera med andra vätekärnor. Kärnreaktionen i stjärnans mitt stannar av så sakteliga, vilket sänker temperaturen i stjärnans mitt. Stjärnans yta kyls ner till ca 3000K, vilket får stjärnan att se rödaktig ut.

Med avstannad kärnreaktion och med värme som fortfarande strålas ut från stjärnan finns det ingen balans längre mellan värmeutveckling i stjärnan och gravitationskraften. Stjärnans inre börjar på nytt dras samman, vilket återigen ökar temperaturen till ca 15 000 000K strax utanför stjärnans heliumkärna. P.g.a. den höga temperaturen startar vätefusion ännu en gång. Men nu brinner vätet inte inne i stjärnans kärna, utan i skiktet strax utanför kärnan. Detta är ett av stjärnans sista andetag.

Värmen från brinnande väte på utsidan av stjärnans heliumkärna orsakar en utvidgning av stjärnans yttre lager. I motsats till sammandragning, blir gas kallare vid expansion. Stjärnans yttre lager utvidgas ca 50-100 gånger och blir kallare.

Stjärnan är nu en röd jätte, som strålar ut enorma mängder ljus på grund av sin gigantiska yta. Ljuset är rött, eftersom ytan är relativt kall.

För att få rätt perspektiv på en röd jätte: den dagen då Solen blir en röd jätte, kommer den förmodligen att expandera ända till planeten Venus och den kommer att ta upp större delen av himmelen dagtid. Onödigt att säga, allt på vår planet kommer att vara förintat till aska.
 
 

Stjärnans heliumkärna kommer att fortsätta sin krympning. Eftersom det inte pågår någon kärnreaktion i dess inre, finns inget som motverkar tyngdkraften. Vid en viss kompressionsnivå kommer dock plasman bestående av atomkärnor och elektroner att sluta bete sig som gas. Plasman är ju sammanpressad till enorm densitet, många ton per kubikcentimeter. Med det här trycket börjar elektrongasen (som är en av plasmans beståndsdelar) bete sig som fast materia; det betyder att en stor temperaturökning bara motsvaras av en liten utvidgning av materian.

Temperaturen på stjärnans kärna ökar stadigt, vilket får vätet att brinna ännu intensivare på utsidan av stjärnans kärna. Vid en viss tidpunkt kommer stjärnans kärna upp i en temperatur på 100 000 000 K, vilket tänder heliums atomkärnor. Den nya kärnfusionen slår samman heliumkärnor till tyngre ämnen såsom kol och syre.

Temperaturen i stjärnans inre ökar som resultat av den nya kärnreaktionen. Men på grund av trycket beter sig stjärnans kärna som om den var fast materia; den kan inte expandera speciellt mycket för att kompensera för den extra värme som utvecklas vid heliumfusion. Kärnans inre blir alltså ännu hetare, vilket ökar trycket ännu mer, som i sin tur orsakar ännu mera hetta - och det accelererar kärnreaktionen.

Slutligen blir trycket så högt, att stjärnans inre... EXPLODERAR! Explosionen uppstår inne i stjärnan och kan bara synas utifrån som en plötslig, men ändock liten, ökning av stjärnans ljusstyrka. Det kallas för HELIUMBLIXTEN. Tiden från att helium har börjat förbrännas tills stjärnans inre exploderar är ytterst kort jämfört med stjärnans livstid: bara några få timmar.
 
 

Heliumets explosion orsakar en våldsam volymökning av stjärnans kärna. Expansionen kyler ner de extremt heta innersta delarna på stjärnan - och de intilliggande lagren av väte. Som resultat av explosionen och expansionen, heliumplasma beter sig inte längre som en fast kropp, utan mera som gas.

Nerkylning av stjärnans inre sänker förbränningstakten för intilligande vätelagren - och även stjärnans innersta heliumlager brinnar lite långsammare. För första gången i stjärnans liv sjunker dess ljusstyrka betydligt. Nedkylning av stjärnan får dess yttre lager att krympa en del.

Efter ca 10 000 år kommer ett nytt jämviktstillstånd. Nu har stjärnan två energikällor:

• i lagren strax utanför stjärnans heliumkärna fusionerar vätekärnor till helium vid temperaturer på ca 15 000 000 K

 

 

i stjärnans inre fusionerar heliumkärnor huvudsakligen till kol och även syre, vid temperaturer på ca 200 000 000K.

Stjärnan börjar samla kol i sina inre delar. Och återigen, eftersom kol är tyngre än helium, sjunker det ner till stjärnans mitt, där det bildas en inre kolkärna i stjärnan. Så småningom har stjärnan förbränt det mesta av sitt helium till kol och syre.

Återigen expanderar stjärnans yttersta lager och förvandlar stjärnan till en röd jätte ännu en gång. Men nu tar denna process bara några få miljoner år.
 
 

Vid en viss tidpunkt har stjärnan förbränt allt sitt kärnbränsle. Större delen av vätet har ombandlats till helium och större delen av helium har omvandlats till kol och syre. Vad som nu händer med stjärnan beror på dess massa.

Stjärnans kärna av kol är extremt sammanpressad, med en vikt på flera to per kubikcentimeter. Yttemperaturen på stjärnans kärna är också hög, ca 50000-100000K.

Små stjärnor

Små stjärnor, med en massa motsvarande 4 gånger Solens massa eller mindre - kyls ner. Med tiden blir stjärnans yttre lager så kalla att de lämnar plasmatillståndet; atomerna återgår till sitt neutrala tillstånd genom att fånga in elektroner. Infångandet av elektroner får stjärnans yttersta lager att expandera, vilket får till följd att ännu flera atomer lämnar plasmatillståndet.

Stjärnans yttersta lager blir till sist ett genomskinligt och vidsträckt slak av atomer; det kan enbart ses från mycket långa avstånd - och syns då som en säregen lysande ring runt stjärnan. Någon gång i tiden trodde astronomerna att dessa ringar var det första stadiet i bildandet av planetsystem och därför kallades de för "planetära nebulosor". Idag vet vi, att det inte finns något samband mellan dessa nebulosor och planetära system - men namnet kvarstår.

Det enda som finns kvar av stjärnan är dess nakna kärna - och den är ett litet och inte alltför ljust objekt i mitten på nebulosan. Stjärnans kärna glöder från början med vitt ljus, som strålar bort värmen från de numera släckta atomeldarna. Stjärnan har blivit en "vit dvärg". Den väger mycket mindre än den ursprungliga stjärnan, till exempel en stjärna med en massa 4 gånger större än Solens ger upphov till en vit dvärg som bara är 1½ gånger tyngre än Solen.
 
 

Mellanstora stjärnor

Lite större stjärnor, som väger 4 till 8 gånger så mycket som Solen, går ett våldsammare öde till mötes. De kollapsar mycket snabbare och våldsammare än de mindre stjärnorna - när kärnreaktionerna har avstannat. Stjärnans inre består av kol, som inte brinner. Sammandragningen genererar dock enorma mängder värme - som vid tidigare sammandragningar. När temperaturen i stjärnans inre når 600 000 000 K, påbörjar kol en kärnreaktion, som genererar neon, magnesium och andra ämnen.

Men återigen, stjärnans kärna är som fast materia och kan inte expandera för att ge utlopp för det interna trycket som byggs upp p.g.a. kärnreaktionen. Stjärnans inre blir en okontrollerbar kärnreaktor på liknande sätt som med heliumblixten. Men denna gång är temperaturen högre, trycket högre och resultatet våldsammare.

Stjärnan exploderar som en SUPER-NOVA. Explosionen är så ljusstark, att en super-nova kan t.o.m. ses på jorden dagtid. Explosionen skakar om hela stjärnan och kan vara så våldsam, att stjärnans hela materia sprids ut i yttre rymden. Om det finns något kvar av stjärnan överhuvudtaget, är det en liten och komprimerad rest av stjärnans kärna.
 
 

Stora stjärnor

Riktigt stora stjärnor, tyngre än Solens massa gånger 8, blir inte super-novor vid den tidpunkten. Avstannande av kärnreaktionerna orsakar sammandragning, på samma sätt som för de mindre stjärnorna. Men de riktigt stora stjärnornas kärna når aldrig samma densitet som för de mindre stjärnorna. Antagligen orsakas det av den intensiva strålningen i stjärnans mitt; denna strålning innebär, att stjärnans mitt innehåller stora mängder mycket energirika fotoner, som trycker ut materia från stjärnans mitt.

Vid någon tidpunkt uppnår stjärnans mitt en temperatur på 600 000 000K, som tänder kål. Eftersom kärnan i de stora stjärnorna inte är lika komprimerad som i den något mindre, kommer denna reaktion inte att bli lika våldsam. Ingen super-nove explosion äger rum. Kolet i stjärnans mitt brinner i lagom tempo; så småningom ökar temperaturen så pass mycket att även syre börjar fusionera.

När kolet och syret är slut, svalnar stjärnan och krymper igen, vilket återigen värmer upp stjärnans kärna till ännu högre temperaturer, som antänder de tyngre ämnena som skapats ur kol och syre, vilket ger ännu tyngre ämnen. Efter en tid är stjärnan som en lök, bestående av flera sfäriska lager, där de inre lagren förbränner tyngre ämnen, medan väte och helium förbränns i de yttre lagren.

I detta stadium kan stjärnan inte tillverka ämnen tyngre än järn. Atomfusionen stannar av med järn. Järn ingår inte i kärnreaktioner av den enkla anledning, att skapande av element tyngre än järn kräver tillförsel av energi, medan fusion av element som leder till järn ger ett energiöverskott.

Skapande av järn släcker atomelden i stjärnans mitt. Stjärnan krymper för sista gången. Järnet i stjärnans absorberar det mesta av värmen som genereras vid krympningen, vilket i sin tur accelererar krympningsprocessen ännu mer. När temperaturen inne i stjärnan uppnår triljoner grader och atomkärnorna rör vid varandra, kan stjärnan inte komprimeras längre, utan den studsar tillbaka i en gigantisk explosion.

Denna explosion också bär namnet av SUPER-NOVA och kan bli lika spektakulär som för de mellanstora stjärnorna. Stjärnan är miljarder gånger ljusare än tidigare och kan vara lika ljus som en hel galax.

Super-nova explosionen spränger även atomernas kärnor i bitar; dessa bitar skjuts av explosionens kraft in i andra atomkärnor, vilket ger kemiska element bortom järn, såsom guld, silver, uran o.s.v. Element bortom jäörn är sällsynta i naturen - just för att de skapas enbart under den korta super-nova explosionen.
 
 

Svarta dvärgar

En vit dvärg kyls ner långsamt. Ytans glöd ändrar färg från vitt till gult, orange och rött. Till sist blir stjärnans rest en kall, mörk materiaklump - den svarta dvärgen. Den svarta dvärgen har ungefär samma storlek som planeten Jorden och en tyngdkraft som är miljoner gånger högre än den vi har på Jorden.

Den svarta dvärgen är helt enkelt en tyst, övergiven och död kvarleva av en stjärna som rör sig för evigt genom ett kallt Universum.
 
 

Pulsarer

För en tid sen upptäckte man objekt i himmelen som skickar extremt regelbundna radiosignaler, inte längre än 1/100 del av en sekund. Från början trodde forskare, att det var en signal från en främmande civilisation. Men signalerna skickades över ett brett spektrum av radiofrekvenser, vilket i sin tur kräver enorma mängder energi.

Vid mätning av signaldistorsion (spridning) kom forskarna till slutsatsen att det objekt som skickar ut dessa signaler är ca 10-20 kilometer i diameter - och ändå lika massivt som Solen. Signalens intervall och längd kommer från objektets rotation - på samma sätt som en fyr med ljusstrålen som sveper runt.

Men VAD är dessa objekt?
 
 

Neutronstjärnor

Förekomsten av neutronstjärnor har förutsetts av teoretiska astronomer. Det påvisades att vid en supernova explosion av en stjärnas kärna (eller vad som finns kvar av den) kan protoner och elektroner bli tvingade att slås ihop. Hopslagning av protoner och elektroner ger neutroner.

Neutronerna i en stjärna skulle ge en mycket kompakt boll, med en radie på ca 10-20 kilometer och med det mesta av stjärnas massa inklämt i denna boll. Materian i en neutronstjärna är så tung, att en kubikcentimeter fylld med den skulle väga miljarder ton.

Neutronstjärnor har aldrig observerats i direkta observationer. På de ställen, där forskarna förutsåg förekomsten av neutronstjärnor, har man hittat pulsarer. Idag är de flesta forskarna överens om att pulsarer och neutronstjärnor är samma sak.
 
 

Svarta hål

En mycket massiv stjärnas kärna, som finns kvar efter en super-nova explosion, kan utöva så pass stark dragningskraft, att inte bara atomer hindras från att lämna stjärnans yta. Även ljuset "faller ner" på stjärnans yta. Detta objekt kallas för ett "svart hål".

Materia i ett svart hål krymper antagligen till mindre och mindre volym hela tiden. Stjärnan krymper till några få kilometer, några centimeter och - slutligen - till en "singularitet", som är en enda punkt i rymden. Även om materian innanför det svarta hålet krymper till storlekar mindre än något man någonsin mätt, det svarta hålet självt ändrar inte sin storlek. När allt kommer till kritan, namnet "svart hål" betecknar radien runt den degenererade stjärnkärnan, som avgränsar området, där vi kan se vad som händer, från området, där vi inte kan se någonting. Denna radie bestämmer placeringen av händelsehorisonten.
 

Tillbaka till huvudsidan

RightStats.Com Network