stjärna

Från nebulosor till svarta hål –
stjärnors födelse, liv och död
Stjärnor
Stjärnor är enorma glödande gasklot.
Vår sol är en typisk stjärna. Dess
diameter är 1 400 000 km och dess
massa är 2.1030 kg. Temperaturen vid
ytan är c:a 5800 K och stiger inåt till
c:a 15 miljoner K.
Stjärnorna indelas i olika typer efter
yttemperatur och energiutstrålning.
Detta kan åskådliggöras i ett s.k.
Hertzsprung-Russell(HR)-diagram.
De flesta stjärnor är liksom solen s.k.
huvudserie-stjärnor, men det finns
också (röda) jättar, superjättar och
vita dvärgar.
Stjärnor (2)
Stjärnorna producerar energi genom kärnreaktioner (fusion) i
och/eller nära centrum. Solen och andra huvudseriestjärnor
liksom de flesta jättestjärnor omvandlar väte till helium.
I vissa jätte- och superjättestjärnor kan sedan helium omvandlas
till kol och syre, och senare kan även tyngre grundämnen bildas.
Alla grundämnen tyngre än helium (med något undantag) har
bildats i stjärnors inre.
Mellan
stjärnorna...
...finns gas (molekyler,
atomer och joner) och
stoft (mikroskopiska fasta
partiklar). Tillsammans
utgör de det interstellära
mediet.
Mörka nebulosor (1)
Täta samlingar av
gas och stoft
skymmer effektivt
bort bakomliggande
stjärnor. Gasen i
dessa “moln” är kall,
c:a 10 K, och består
huvudsakligen av
molekyler, främst
vätgas (H2), men
också t.ex kolmonooxid (CO).
Mörka nebulosor (2)
På bilder i infrarött
ljus (IR) kan man
ibland skönja svag
strålning från det inre
av mörka moln...
...och på “radiobilder”
kan man se att gasen
faller in mot centrum
(färgerna i bilden
anger hur snabbt
gasen rör sig längs
synlinjen)
Stjärnbildning
Molekylmoln
under kollaps
leder till fragmentering och
stjärnbildning
som förbrukar
mer och mer
av gasen och
stoftet
Gravitation och tryck
Gasen i en stjärna utsätts för en gravitationskraft från den
materia som finns närmare centrum än den gasvolym vi
betraktar.
Om stjärnan inte ska falla samman på
grund av den inåtriktade gravitationskraften, krävs att det i varje punkt finns en
lika stor utåtriktad motkraft. Denna kraft
härrör från det tryck som gaspartiklar och
fotoner utövar på sin omgivning.
Under en stjärnas livstid pågår en ständig kamp mellan dessa
krafter. Normalt är de i stor sett i balans, men om gravitationen
är större kommer (denna del av) stjärnan att kontrahera. Om
tryckkrafterna har överhanden, kommer den att expandera
Stjärnutveckling
Solen producerar energi genom omvandling av väte till helium.
Ursprungligen (för c:a 4,6 miljarder år sedan) var vätehalten i
centrum densamma som vid ytan, dvs drygt 70%.
I dag är vätehalten c:a 35%. Om man slår samman fyra vätekärnor till en heliumkärna, kommer partikeltätheten därmed
att minska en aning. Trycket minskar och området där väteförbränning sker, kärnan, kontraherar. Detta leder till två
(intuitivt oväntade) händelser:
1. De yttre delarna expanderar. Detta beror på att när kärnan
återfått sin jämvikt har området närmast utanför kärnan ett
högre tryck än tidigare och måste därför expandera för att
åter komma i jämvikt.
2. Energiproduktionen i kärnan ökar. I den nya jämviktssituationen blir temperaturen högre, och eftersom
reaktionshastigheten ökar snabbt med temperaturen,
kompenserar detta mer än väl för att det nu finns färre
tillgängliga vätekärnor.
De beskrivna förändringarna sker gradvis och mycket
långsamt. På de knappt 5 miljarder år som gått sedan solen
bildades (dvs började sin väteförbränning) har dess radie ökat
med ca 15% och luminositeten med knappt 30%.
Om ytterligare 4-5 miljarder år kommer allt väte i centrum av
solen att vara förbrukat. I detta skede finns fortfarande
oförbrukat väte kvar i ett skal runt en liten kärna av i stort
sett rent helium. Heliumkärnan ökar i massa allt eftersom
väte i skalet närmast utanför omvandlas till helium.
Allt eftersom heliumkärnan kontraherar, kommer den att
upphettas. Den höga temperaturen sprider sig till det väteförbrännande skalet utanför och detta leder till en snabb och
kraftig luminositetsökning. Solen har blivit en s.k. röd jätte.
Ca en miljard år efter att solen lämnat huvudserien, har
heliumkärnan nått en temperatur av ca 100 miljoner K. Vid
dessa temperaturer kan helium omvandlas via en kärnprocess
som kallas trippel-alfa-processen (3a-processen).
När heliumförbränning startar,
frigörs energi, vilket leder till en
temperaturstegring. Dett leder
till att kärnreaktionerna sker
snabbare, vilket leder till ytterligare temperaturstegring osv.
Denna okontrollerade process
kallas en heliumflash.
Efter heliumflashen
Efter några minuter avbryts heliumflashen och stjärnan minskar
sin luminositet och radie. Efter ytterligare något hundratal
miljoner år, börjar heliumet i centrum ta slut. stjärnan blir på nytt
en röd jätte, en s.k. AGB-stjärna. Stjärnan är nu så stor (dvs har
en så låg tyngdkraft på ytan) att de yttre lagren strömmar bort
från stjärnan
i en stjärnvind.
När det mesta
av ytterdelarna
försvunnit, återstår en liten het
centraldel.
Den utkastade
gasen hettas upp
och kan ses som
en planetarisk
nebulosa.
Planetariska nebulosor
Den centrala stjärnresten krymper ihop till en liten mycket
kompakt död stjärna, en vit dvärg, som sakta svalnar av.
En vit dvärg kan väga lika mycket som solen och samtidigt
vara lika liten som jorden. Detta innebär att densiteten är
mycket hög (c:a 109 kg/m3, dvs 1 cm3 väger 1 ton!)
Tyngre stjärnor
En stjärnas luminositet på huvudserien växer snabbt med
ökande massa. Detta gör att väteförrådet förbrukas snabbare
och att stjärnan tillbringar kortare tid på huvudserien ju tyngre
den är. Som en följd av detta kommer utvecklingen för tyngre
stjärnor fram till röda jätte-stadiet att gå mycket snabbt.
När allt helium är slut i centrum, blir
stjärnan liksom för lättare stjärnor
en AGB-stjärna.
Om stjärnan är tillräckligt tung (c:a
8-10 M eller mer), kan centrumtemperaturen bli så hög att det kol
som bildats vid heliumförbränningen kan börja omvandlas till
ännu tyngre grundämnen.
Det tyngsta ämne som kan bildas genom fusion (utan att man
tillför energi) är järn. Tunga stjärnor får med tiden en kärna av
järn som blir allt tyngre. Till slut kan dess inre tryck inte motstå
tyngdkraften, utan den trycks ihop våldsamt till en neutronstjärna (som kan ha en densitet som är en miljard gånger högre
än en vit dvärg).
De yttre delarna av stjärnan studsar mot neutronstjärnans yta
och slungas ut i rymden i en våldsam explosion, en supernova.
Den nybildade neutronstjärnan kan rotera mycket snabbt och
har också ett mycket kraftigt magnetfält. När laddade partiklar
(elektroner) rör sig snabbt i ett sådant magbnetfält sänds
strålning ut i smala koner längs magnetfältets axel. Vi kan då i
gynnsamma fall se strålningen komma i korta pulser, en pulsar.
Om stjärnan från början är mycket tung, anser man att det är
möjligt att vi istället för en neutronstjärna får ett s.k. svart hål.
Materien är då så sammanpackad att tyngdkraften hindrar
strålning att slippa ut.
Ett svart hål är så sammanpackat att den hastighet som krävs
för att lämna objektet, flykthastigheten, blir större än ljushastigheten. Den radie, där flykthastigheten är lika stor som
ljushastigheten kallas Schwarzschild-radien eller händelsehorisonten.
Allt som ligger innanför händelsehorisonten är osynligt för omvärlden.
Enligt teorin är det mesta av denna sfär
tom på materia. Materien ligger
koncentrerad till en punkt i centrum av
sfären, en singularitet.
Densiteten där är oändligt hög!
Ett svart hål kan inte sända ut något ljus, eller annan strålning
och är därför osynligt. I närheten av ett svart hål är dess
gravitationskraft mycket hög och det är genom att studera
materia som påverkas av det svarta hålet som vi kan sluta oss
till att det finns där.
Om det svarta hålet ingår i en dubbelstjärna tillsammans med
en vanlig stjärna, kan i vissa lägen massöverföring ske till det
svarta hålet. Den gas som strömmar över samlas i en s.k.
accretions-skiva där den spiraliserar inåt.
I skivan uppstår en kraftig
friktion mellan gaspartiklarna. Skivan får en mycket
hög temperatur (ca 109 K)
och kommer att stråla med
stark röntgenstrålning.Vissa
observerade röngenkällor
anses vara sådana skivor.
Kretsloppet
I slutet av sin utveckling kan en stjärna avge materia
(däribland också nybildade tyngre grundämnen) till det
interstellära mediet:
Planetarisk
nebulosa
Krabbnebulosan
(supernovarest)
Ur detta material kan
nya stjärnor bildas, som
i sin tur avger en del av
detta tillbaka till det
interstellära mediet.
Alla grundämnen
förutom väte och (det
mesta) helium har
bildats inuti stjärnor. ”Vi
är alla stjärnstoft”!!