Titta upp på himlen. Den där lysande saken där uppe - eller det som 'brinner våldsamt' kanske är en bättre beskrivning - har gjort sin grej nu i fyra och en halv miljard år. Genom människans historia har den varit där hela tiden, vilt brinnande och gett liv till vår planet.
Alltså, 4.6 miljarder år. Det är ett nummer vi knappt kan föreställa oss. Ändå tror forskare att vår sol är halvvägs genom sin livscykel. Ge den fyra miljarder år till och den kommer, som alla stjärnor, att dö - att gå från en huvudsekvens stjärna till en supernova eller vad som kallas för en planetär nebulosa. Vi kommer inte leva och få uppleva detta och med "vi" så menar vi planeten jorden.
Idag ska vi prata om en stjärnas livscykel. Vi ska prata om de krafter som håller den samman och som oundvikligt tvingar isär den. Och vi ska även prata om de saker som hjälper den hålla sin form och storlek för den otroligt långa tid däremellan. Vi ska prata om det som du säkert redan hört om, den röda jätten, neutronstjärnor, svarta hål samt vita dvärgar och supernovor.
Alla av dessa saker är olika faser i en stjärnas liv, men låt oss nu ta en närmare titt.
Vad är en stjärna?
Om du inte bor i en av de största städerna där luftföroreningar lägger sig som ett tak och täcker himlen, har du säkert sett stjärnor någon gång i ditt liv. Men vet du vad en stjärna egentligen är? Förutom det faktum att den "blinkar i skyn"?
En stjärna är ett massivt objekt i rymden som hålls samman av gravitationskraft och skiljs från planeter genom sin ljusstyrka - eller det faktum att den producerar ljus. Det är det korta svaret. Nu till det långa.
En stjärna är en boll av plasma och gas som utstrålar energi i form av värme och ljus. Denna strålning händer på grund av den termonukleära fusionen av väte till helium som sker i stjärnans kärna. Allt detta skulle inte hända om inte stjärnor var så stora.
Genom gravitationskraften och andra molekylära krafter blir atomer slagna mot varandra och nya element formas. Allt detta släpper ifrån sig energi. Denna process som vi kallar nukleär fusion är något som vi, tillfälligt, hoppas kunna återskapa på jorden - på grund av den otroliga mängd energi det producerar.
Men nej, stjärnor brinner inte på riktigt och de står inte i brand eller några liknande sätt vi beskriver dem på. Det är mer så att processerna som sker betyder att solen är mycket varm och innehåller mer energi än någon eld vi någonsin skådat.
Hur formas en stjärna?
Men varför sker allt detta? En av de mest fantastiska sakerna med vårt universum, är att det ens existerar något alls i det. Som filosofen Gottfrin Wilhelm Leibnz en gång frågade, hur kommer det sig att det finns något snarare än ingenting? Frågan är lite mer relevant när det kommer till att tänka att stjärnor producerar de förhållanden som behövs för liv.
Nebulosor
Tänk dig en tom, otroligt kall rymd fylld med damm och gaser som är skräp från gamla planeter och stjärnor. Stjärnformationen börjar när allt detta interstellära dammet och gaserna långsamt börjar klumpas samman.
Gaserna når högre densiteter i kylan medan atomer knyter samman. Detta är det första steget i en stjärnas livscykel, den planetära nebulosan, dessa molekylära moln som driver genom universum.
Så snart de högre densiteterna nås blir gravitationskraften starkare, vilket betyder att alla gaser och partiklar i nebulosan långsamt börjar bindas ihop. Dessa stora molekylära moln börjar sedan kollapsa och, när de börjar röra sig in mot varandra, ökar hettan.
Allt detta som klumpas samman blir sedan kärnan till det som senare kommer bli en stjärna - eller ibland även två eller tre stjärnor och kallas då för stjärnkluster. Samtidigt kan flera olika delar av molnet bli planeter eller helt enkelt fortsätta vara damm - som i vårat solsystem.
Allt detta tar förresten omkring tio miljoner år. Som en jämförelse har vi människor bara levt i omkring tvåhundratusen år.
Vad är de sju stegen i en stjärnas livscykel?
Hittills har vi tittat på hur stjärnor skapas, från stora moln av damm och gas i universum. Men vad dessa nebulosor skapar är knappast stjärnor än. De är snarare protostjärnor som är början på en stjärnas livscykel.
Protostjärnor
Efter den initiala fasen som en nebulosa ligger början för stjärnutvecklingen i protostjärnan. Detta är när stjärnan fortfarande växer - när den fortfarande samlar in damm och annat material från molnen som formade den.
Protostjärnan börjar med bara en procent av sin framtida massa. Men med all den massa som konstant dras in och ökar stjärnans kärna och gravitation, byggs den upp ganska ort.
Det är endast när termonukleär fusion börjar i kärnan som stjärnan slutar vara en protostjärna och istället blir en huvudseriestjärna. Vid denna punkt är stjärnans massa stabil - och producerar stjärnvindar som förhindrar att den drar till sig mer massa.
T-Tauri fasen
När stjärnvindarna blåser, puttar de bort kvarblivna molekyler och gaser vilket lämnar den nyligen formade stjärnan att snurra fort. En full rotation tar bara 10-12 dagar; jämfört med solens rotation som tar en hel månad att utföra ett komplett varv.
Vid denna punkt i en stjärnas liv är den fortfarande ung, bara cirka 10.000 år gammal. Temperaturen är för låg, den genererar inte tillräcklig hetta för vätefusion, så den förlitar sig på gravitationskraft för att dra ihop sig själv. Efter ca 100 miljoner år avslutar stjärnan sin T-Tauri fas och rör sig vidare mot att bli en huvudseriestjärna.
Om det är någon del av fysiken som du är extra intresserad av, tveka inte att diskutera tillsammans med din fysiklärare för att fördjupa dina kunskaper.
Huvudseriestjärnor
Huvudseriestjärnor identifieras genom sin färg och ljusstyrka samt var dem platsar på Herzprung-Russel diagrammet. Vi kommer prata mer om detta diagram i nästa sektion.
De flesta stjärnor i universum är huvudseriestjärnor, vår sol är en också.
Vid denna punkt i en stjärnas liv har den uppnått stabilitet: trycket på kärnan som orsakats av den gravitationskollaps av de yttre lagerna är balanserad mot det interna termiska trycket. Denna balanseringsakt kallas för hydrostatisk jämvikt och är det som ger stjärnor sin form.
Detta stadie är runt 90% av en stjärnas liv, under vilket den kontinuerligt smälter samman väte och helium för att mata sin kärna. Huvudseriestjärnor kallas även för dvärgstjärnor på grund av deras relativt lilla storlek och låga ljusstyrka.
Notera att ordet 'dvärg' används för att beteckna små stjärnor, förutom de dvärgstjärnor vi nyss diskuterat har vi även vita och röda dvärgar, men även...
Bruna dvärgstjärnor?
Om protostjärnor inte blir stora nog - och med det menar vi ungefär åtta procent av solens storlek - blir de aldrig riktigt stjärnor alls. Istället blir dem så kallade bruna dvärgar, på ett sätt misslyckade stjärnor där den termonukleära fusionen aldrig tar plats.
Att förstå Herzprung-Russel diagrammet
Innan vi rör oss vidare längs en stjärnas evolutionära stig måste vi förstå hur dennes tillväxt, evolution och undergång presenteras - eller snarare hur dessa processer spåras.
- Ejnar Herzprung var en dansk kemist/astronom som jobbade vid Leiden Observatoriet
- Henry Norris Russel var en amerikansk astronom som jobbade vid Cambrige Observatoriet och senare tog en post vid Princeton Observatoriet.
- Mr. Russel är även känd för sitt samarbete med den kanadens-amerikanska fysikern Frederick Saunders som resulterade i Russel-Saunders kopplingen, även känd som LS kopplingen.
Fotografiska spektroskopiska undersökningar av stjärnor har pågått på stor skala vid Harvard College observatoriet sedan 1800-talet. Dessa storskaliga skildringar visade spektrala klassificeringar för tusentals stjärnor, en samling som eventuellt kom att kallas för Henry Draper katalogen.
Det tog inte allt för lång tid för astronomer att notera bredden på de spektrala linjer som katalogen visade. Herzprung sammanfattade att dem med smalare linjer hade mindre 'egenrörelser', något han tolkade som att vara mycket ljusare än de bredare linjerna.
Fristående från den danske forskarens arbete, ritade Mr. Russel ett diagram av stjärnors skenbara storlek mot tre standardutsläpp av spektrumlinjer för att avslöja stjärnors ungefärliga temperaturer. De två astronomernas diagram tillsammans blev ett plot-diagram av stjärnors ljusstyrka vs. temperatur.
Idag fortsätter Herzprung-Russel diagrammet att hjälpa astronomer att räkna ut åldern på en stjärna samt vart den befinner sig i sin livscykel genom att rita ut dess relation mellan ljusstyrka och temperatur. Detta diagram är känd som många namn, H-R diagrammet, HR riagrammet eller helt enkelt HRD.
Precis som att det finns flera namn för dessa diagram finns det flera former av dem, som alla lätt följer samma specifika layout. Den horisontella axeln visar den spektrala 'typen' av stjärnor och värdet indikerar ljusstyrkan eller visuell magnitud på den vertikala axeln.
Det är så vi vet att väldigt ljusa stjärnor hittar sin plats i det övre vänstra hörnet av diagrammet medan äldre, svagare stjärnor återfinns i det lägre högra hörnet.
Nu när vi har en ungefärlig förståelse av hur stjärnors evolution spåras kan vi ta en titt på vad som händer efter att dvärgstjärnor (huvudseriestjärnor) ändras.
Röda Jättar
När en stjärna blir en röd jätte har den en stor radie och relativt låg temperatur. Dess yttre atmosfär är väsentligt uppblåst och svagt, oförmögen att motstå kärnans expansion. Dessa stjärnor är oftast väldigt stora och väldigt ljusa.
Innan vi utforskar stjärnors liv ytterligare ska vi sammanfatta vad vi lärt oss hittills:
- Som vi tidigare diskuterat bildas stjärnor i molekylära moln. Dessa moln består mestadels av väte och helium men även andra element i spårmängder.
- Vetenskap definierar dessa element som allt annat än väte och helium; med andra ord allt med ett atomnummer större än två (2).
- Dessa spårelement blandas ut jämt i stjärnan dels på grund av dess dragningskraft och dels på grund av dess rotation.
- När stjärnans kärna når en temperatur varm nog att påbörja vätefusion sägs den ha uppnått sin huvudseriefas.
Denna fas pågår så länge stjärnan fortsätter att omvandla väte till helium. När dess väteförråd nästan är slut blir den oförmögen att underhålla fusionsprocessen som håller borta trycket från de yttre lagren och därmed förlorar den även sin hydrostatiska balans.
Motsatt vad man kan tro så får denna process inte stjärnan att krympa utan den genomgår istället något som kan beskrivas som "speglingsprincipen".
När kärnan kollapsar skapar den utrymme att släppa in mer väte. Men vid denna punkt är kärnan väldigt tät så fusionsprocessen startar i skalet som omger kärnan. När detta händer växer de yttre lagren i diameter medan kärnan som nu utsätts för otroligt yttre tryck krymper ytterligare. Denna process av samtidig avkylning och expansion är det som kör stjärnor i detta stadie så otroligt ljusa; detta är när de blir underjättar.
Medan fusionsprocessen fortsätter i skalet och trycker ut stjärnans yttre kanter, blir de yttre delarna svalare - något som sätter igång en konvektiv process som vänder hettan av fusionen inåt. Stjärnan slutar då expandera men fortsätter att bli ljusare.
Vart dessa röda jättar passar in på HR diagrammet och vad som händer i nästa evolutionssteg beror på deras massa. Om den inte är speciellt massiv - säg ungefär två gånger massan av vår sol, degenererar elektronerna i kärnan så pass mycket att vidare kollaps är förhindrad. Kärnan kommer att fortsätta hettas upp dock tills den blir varm nog för fusion av helium, en process som kallas heliumflash.
Stjärnor med massiva kärnor kommer degenerera saktare men uppnår tillräckligt höga temperaturer för fusion av helium innan degenerationen är komplett. Dessa massiva stjärnor går inte genom heliumflash, deras förbränning är mycket mer jämn.
Blir alla stjärnor en röd jätte?
Stjärnor med kärnor som innehåller mindre massa är helt konvektiva, menat att de kan brinna i möjligtvis en biljon år. De ökar i temperatur och ljusstyrka precis som de mer massiva stjärnorna gör men eftersom att de brinner så länge ökar deras temperatur endast med ca 50% och ljuset de ger från sig ökar endast med en faktor av tio.
Dessa stjärnor kan bli varmare än vår sol men kommer aldrig uppnå samma nivå av ljushet även fast de är starkare i ljus i detta stadie än när de skapades. Under en period på en miljard år blir deras ljus svagare och de blir svalare, något som eventuellt leder till att de klassificeras som 'vita dvärgar'.
Vad händer sedan?
Det beror på storleken och massan av stjärnan.
Som vi just sagt så beror naturen och processer av en stjärnas livscykel på hur just den stjärnans massa ser ut. Och därför ska vi här dela ämnet i två.
Det finns de stjärnor som har ungefär samma massa som solen - där solen är ganska 'normalstor', i alla fall sett till andra stjärnor. Sedan finns det de stjärnor som är mycket större. Ju större en stjärna än desto snabbare brinner den. Så, medan stjärnor i solstorlek spenderar sin tid som huvudseriestjärna, lever inte en massiv stjärna lika länge.
En stjärnas liv är till 90% spenderat som huvudsekvensstjärna - där den kontinuerligt omvandlar väte till helium. När vätet i kärnan tar slut börjar kärnan att kollapsa och blir mycket varmare. När kärnan ökar i temperatur knuffar den resten av stjärnan utåt, något som resulterar i att de yttre kanterna svalnar.
Stjärnor i solens storlek
Den vanligaste storleken på stjärnor är den storleken solen är. Efter ca 10 miljarder år, när de fått slut på väte, bli de långsamt vita dvärgar.
Vita Dvärgar
Tänk dig solens massa i storleken av jorden och du får en vit dvärg. Och bisarrt nog så är de tätare ju mindre de är - menat att de största stjärnorna skulle bli de minsta vita dvärgar.
De är otroligt täta saker som förhindrar sig själva från att kollapsa ytterligare med hjälp av elektroners aktivitet. Men, utan möjlighet att producera energi finns det egentligen ingenting som håller dem samman. Detta betyder att i och med att de gravis kyls ner tenderar de att helt enkelt blekna bort.
Röda Dvärgar
Dessa stjärnor är de minsta och kallaste av dem alla. De är även de vanligaste stjärnorna i vår galax. De är väldigt svåra att se eftersom dem inte är speciellt ljusa, men ett exempel, Proxima Centauri, hänger väldigt nära vår sol. Men detsamma gäller för 50 andra sådana dvärgar.
Du kan inte se dessa dvärgar med blotta ögat men vissa astronomer misstänker att tre fjärdedelar av Vintergatan består av röda dvärgar.
Röda och bruna dvärgar - speciellt massiva bruna dvärgar med låga metalliska egenskaper - delar några karaktärsdrag som till exempel temperaturområden och spektraltyper. Denna blandning av klassifikationer är ingen sammanträffande; termen 'röd dvärg' är ett samlingsnamn för stjärnor som inte har en tydlig, definitiv klassifikation.
I sitt tidigaste användningsområde användes termen 'röd dvärg' för att skilja mellan heta, ljusa 'blå dvärgar' och de stjärnor som var betydligt svalare och med mindre ljusstyrka. Att definiera stjärnor på detta sätt är ett otydligt sätt att arbeta på i ett så disciplinerat fält, men när det kommer till röda dvärgar är mycket fortfarande otydligt.
Massiva stjärnor
Massiva stjärnor har ett annat slut som väntar dem. Om en stjärna är åtta gånger så stor som vår sol kan man förvänta sig att det ska sluta i en massiv explosion känd som en supernova.
Kom ihåg att ju större stjärna desto snabbare bränner den genom väte. Och när den gjort detta, producerar den järn som ett resultat av en lång serie av kemiska reaktioner. När det händer kollapsar kärnan inom ett tidsspann av några sekunder från fem tusen mil över till endast tolv. Temperaturer uppnår hundra miljarder grader och supernovan blir ljusare än hela galaxen.
Vad är ett svart hål?
Speciellt täta stjärnor producerar något av de mest fascinerande fenomenen i universum när de dör. De blir nämligen svarta hål.
Snarare än att explodera utåt så imploderar dessa stjärnor och kollapsar in på sig själv för att bilda ett objekt med sån täthet att inget, inte ens ljus, kan fly. Dessa 'hål' drar till sig allt runtomkring sig in till sig själva medan dem utstrålar otroliga mängder strålning. Gränsen som markerar ett svart hål kallas för händelsehorisonten.
Den största astrofysikern av vår tid, Sir Stephen Hawking, var inte immun till dragkraften från svarta hål. Så långt tillbaka som 1974 postulerade han att kvantumeffekterna nära svarta håls horisont måste utsöndra strålning - något som vi idag kallar Hakwingstrålning.
Även fast moderna astrofysiker spekulerar, ja vissa ägnar hela sin karriär till detta fenomen, så är hypotesen inte ny. Så långt tillbaka som på 1700-talet funderade man över möjligheten att det fanns objekt som hade så pass start gravitationskraft att ljus inte kunde fly därifrån.
Påståendet har sedan dess fått olika grader av uppmärksamhet fram till 1967 när astrofysikern Jocelyn Bell Burnell upptäckte neutronstjärnor - kollapsade kärnor från supergigantiska stjärnor. Plötsligt förflyttade sig otroligt täta himmelska kroppar som kollapsat av dragningskraft från möjlighet till verklighet.
Upptäckter som dessa har lett till ännu mer djupgående frågor som till exempel; finns det liv i universum?
Tycker du om artikeln? Visa det gärna!
Loading...
Hej Wilhelm! Om du behöver hjälp med detta så rekommenderar vi att du kontaktar en lärare på Superprof där hen kan ge dig privatundervisning.
Ha en fortsatt fin dag :)
jag älskar den. det lärde mig mycket om stjärnor. tack för texten Magdalena.