Stjärnornas livscykel: från nebulosa till vit dvärg, neutronstjärna/svart hål
Utforska stjärnornas livscykel — från nebulosa och huvudseriestjärna till röd jätte och slutstadier: vit dvärg, neutronstjärna eller svart hål.
Stjärnutveckling är studiet av hur en stjärna förändras över tid. Stjärnor kan förändras mycket mellan den tidpunkt då de först skapades och den tidpunkt då de tar slut på energi. Eftersom stjärnor kan producera ljus och värme i miljontals eller miljarder år studerar forskarna stjärnornas utveckling genom att jämföra många olika stjärnor i olika skeden av deras liv, och genom att studera stjärnhopar där stjärnorna har samma ålder men olika massa.
Bildgalleri
10 Bilder
Från nebulosa till huvudföljden
En vanlig början är en nebulosa — en kall, tät moln av gas och stoft. Gravitationen får täta delar att kollapsa och bilda en protostjärna. När temperaturen i kärnan blir tillräckligt hög startar vätefusion och stjärnan går in i huvudföljdstjärna-stadiet, där den tillbringar största delen av sin livstid genom att omvandla väte till helium och avge ljus och värme. Stjärnans massa bestämmer hur snabbt denna process går och hur länge stjärnan är på huvudföljden: massiva stjärnor lever kortare och bränner sitt bränsle snabbare än svaga, mindre stjärnor.
Röda jättar, superjättar och massberoende utveckling
När vätet i kärnan tar slut sväller stjäran och blir en röd jätte (eller en röd superjätte för mycket massiva stjärnor). I detta skede börjar heliumfusion och i massiva stjärnor kan fusion ske vidare till tyngre ämnen som kol, syre och till slut järn. Vid varje nytt fusionsstadium förändras stjärnans struktur och yttre lager kan stöta bort som (planetariska) nebulosor.
Slutstadier: vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål
En stjärnas slutliga öde bestäms i första hand av dess massa:
- Små och medelstora stjärnor (ungefär upp till 8 gånger solens massa) lämnar efter sig en kompakt kärna som kyls till en vit dvärg. Vit dvärg hålls uppe av elektrontryck (degenerationstryck). Om två vita dvärgar i ett binärt system smälter samman eller om en vit dvärg ackreterar materia och överskrider Chandrasekhar-gränsen (~1,4 solmassor) kan en termonukleär explosion inträffa — en typ Ia-supernova — som vanligtvis lämnar ingen kompakt kvarleva.
- Stjärnor med högre initial massa kan genomgå en kollaps av sin järnkärna och explodera som en kärn-kollaps-supernova (typ II). Om kvarvarande kärnmassa efter explosionen är under den Tolman–Oppenheimer–Volkoff-gräns som neutrondegenerationen kan bära (ungefär 2–3 solmassor), bildas en neutronstjärna, ofta observerbar som en pulsar eller magnetar beroende på rotationshastighet och magnetfält.
- Om kvarvarande massa är ännu större kollapsar gravitationen så starkt att inte heller neutrontrycket räcker — då bildas ett svart hål, ett område med så stark gravitation att inte ens ljus undkommer. Svarta hål kan växa genom att sluka materia från en följeslagare eller genom sammanslagningar med andra svarta hål, vilket ger upphov till gravitationsvågor som vi kan upptäcka.
Planetariska nebulosor, svarta dvärgar och tidsskalor
När medelstora stjärnor blåser av sina yttre lager bildas ofta en vacker utskjutande gasstruktur kallad planetarisk nebulosa. Kvar blir en vit dvärg som gradvis kyls. Teoretiskt blir en vit dvärg så småningom en svart dvärg — en helt utkyld kvarleva — men universums ålder är för kort för att några svarta dvärgar ska ha hunnit bildas än.
Supernovor och grundämnesbildning
Supernovor spelar en central roll i universums kemi: i explosionen och i de snabba neutroninfångningsprocesser som sker bildas många tunga grundämnen (som guld, bly och uran). Dessa ämnen sprids ut i rymden och blir byggstenar för nya stjärnor, planeter och i förlängningen för liv.
Observation och bevis
Kunskap om stjärnors livscykel bygger på teoretiska modeller av kärnfysik och gravitation, samt på observationer: HR-diagram, spektraltyp, stjärnhopar, supernovahändelser, pulsarer och röntgen- och gravitationsvågsdetektioner. Tillsammans ger dessa metoder en samstämmig bild av hur stjärnor bildas, lever och dör.
Sammanfattningsvis genomgår en typisk stjärna flera tydliga stadier — från nebulosa till huvudföljdstjärna, vidare till röd jätte och slutligen till en kompaktrest: antingen en vit dvärg (som i framtiden kan bli en svart dvärg hypotetiskt), eller, för mycket massiva stjärnor, en neutronstjärna eller ett svart hål. De exakta vägarna och tidslinjerna beror i hög grad på stjärnans ursprungliga massa och på om den har en följeslagare.
Hur en stjärna föds
En stjärna börjar sitt liv som ett moln av stoft och gas som kallas nebulosa. Det dras samman av gravitationen, vilket gör att det värms upp. Det börjar också snurra och se ut som en boll. När den blir tillräckligt varm börjar den frigöra energi genom kärnfusion och omvandlar väte till helium. Detta gör att den lyser mycket starkt och blir vad astronomer kallar en huvudsekvensstjärna. Den kan förbli en huvudsekvensstjärna och se ungefär likadan ut i miljarder år.
Hur en stjärna blir gammal
Förr eller senare har nästan allt väte i centrum övergått till helium. Detta leder till att kärnreaktionen i stjärnans mitt upphör och att centrum börjar bli mindre på grund av stjärnans gravitation. Skiktet av stjärnan strax utanför centrum kommer att börja ändra väte till helium och frigöra energi.
Stjärnans yttre lager blir mycket, mycket större. Stjärnan kommer att avge mycket mer ljus, ibland så mycket som tiotusen gånger mer än vad den gjorde från början. Eftersom stjärnans yta blir större kommer denna energi att spridas ut över ett mycket större område. På grund av detta kommer temperaturen på ytan att sjunka och färgen kommer att ändras till rött eller orange. Den kommer att bli en röd jätte. Den kan svälja alla planeter som kretsar runt den.
Hur en stjärna dör
Senare slutar den röda jätte som blev kvar av en stjärna som vår att brinna. Ett gasmoln avges och en mindre stjärna, en så kallad vit dvärg, lämnas kvar. Efter en riktigt lång tid svalnar den vita dvärgen till en svart dvärg.
Men när en stor röd jätte exploderar är explosionen mycket större och kallas för en supernova. I stället för en vit dvärg lämnar den efter sig en mycket mindre, mycket tätare boll som kallas neutronstjärna. En neutronstjärna skapas eftersom gravitationskraften är så stark att de atomer som lämnas kvar inte skulle ha några elektroner som kretsar kring atomernas kärna. En tesked av denna materia kan väga lika mycket som hela jorden.
En mycket större röd jätte lämnar ett svart hål efter sig. Ett svart hål skapas eftersom gravitationen är så stark att även protoner och neutroner kollapsar in i sig själva. Inte ens ljus kan längre fly från ett svart hål. Eftersom det inte finns något vi känner till som är starkare än den kraft som håller ihop atomkärnor (plural av "kärna"), tror vissa fysiker att ett svart hål kollapsar hela vägen ner till en matematisk punkt som kallas singularitet.
Relaterade artiklar
Författare
AlegsaOnline.com Stjärnornas livscykel: från nebulosa till vit dvärg, neutronstjärna/svart hål Leandro Alegsa
URL: https://sv.alegsaonline.com/art/93707