ASTA03 Astronomins grunder
Essä
2010-05-05
Anna Ivanov
En huvudseriestjärnas liv och död
ASTA03 Astronomins grunder
Essä
2010-05-05
Anna Ivanov
Inledning
Stjärnor är något som alltid har fascinerat mig. Vad är stjärnor? Var kommer dem ifrån? Hur
länge finns dem, och vad händer när de dör?
Vår egen sol är en stjärna som ligger på den så kallade huvudserien. Jag ska i denna essä
redogöra för hur stjärnor som solen föds, lever och dör.
Hertzsprung-Russeldiagrammet
Vad är då ”huvudserien” för något? Ett Hertzsprung-Russeldiagram1, eller HR-diagram, är en
graf där man markerar stjärnors absoluta magnitud mot deras spektraltyp. Spektraltypen
bestäms efter hur varm stjärnans yta är, och den absoluta magnituden matchar en stjärnas
luminositet, alltså energi per tidsenhet. De allra flesta stjärnorna hamnar på en linje som går
från låga temperaturer och låg luminositet till höga temperaturer och hög luminositet. Denna
linje kallas huvudserien, eller main sequence på engelska. Bland annat solen finns på denna
serie.
En stjärna föds
Stjärnor är en del av det så kallade kosmiska kretsloppet. De bildas av rester från döda
stjärnor. När en stjärna dör kastar den ut en massa material – stoft och gaser – i det
interstellära mediet. Dessa stoft- och gasmoln kallas nebulosor och det är i dem som nya
stjärnor föds. Det finns olika typer av nebulosor – mörka nebulosor, reflektionsnebulosor och
emissionsnebulosor. En stjärna bildas lättast i områden där det interstellära materialet ligger
tätt eftersom gravitationsattraktionen är större där. Dessutom måste trycket från det
interstellära mediet vara ganska lågt, vilket det är när det är kallt. Dessa omgivningskrav
uppfylls endast i de mörka nebulosorna.
Gasmolnen innehåller mest väte och helium (cirka 74 respektive 25 procent) men även en
del tyngre ämnen (cirka 1 %). Gasmolnen kan i de tätaste områden börja kontrahera, dra ihop
sig, på grund av gravitationen och bilda klumpar som kallas protostjärnor. Det är dem som så
småningom ska bli huvudseriestjärnor. Kontraktionen hettar upp stjärnorna och får dem att
lysa.
En enda nebulosa kan bilda många sådana protostjärnor. Vår egen sol har antagligen många
syskonstjärnor, födda i samma nebulosa, utspridda i universum.
Protostjärnans låga temperatur och höga luminositet placerar den i övre högra hörnet av
HR-diagrammet. När den utvecklas flyttar den sig närmare huvudserien, då den ändrar sin
temperatur och luminositet. Detta på grund av att gasen kontraherar. När stjärnan är
tillräckligt het för att väteförbränning ska kunna ske i kärnan, befinner den sig på
huvudserien. Massiva protostjärnor utvecklas fortare än mindre protostjärnor. Till exempel tar
en protostjärna av solens storlek mer än 107 år på sig att utvecklas till huvudseriestjärna,
medan en stjärna som är 15 gånger större än solen ”bara” behöver ungefär 105 år.
Det finns även andra sätt som stjärnor kan födas på, bland annat i stora kalla molekylmoln
kallade GMC och i supernovaexplosioner då en tryckvåg trycker ihop den interstellära gasen.
Livet på huvudserien
När stjärnan ligger på huvudserien pågår något i dess kärna som kallas vätefusion. Det innebär
att väte omvandlas till helium genom termonukleära reaktioner. En förenklad förklaring är att
fyra väteatomkärnor (som består av en proton var) slås ihop med stor kraft och bildar en
heliumatomkärna (som består av fyra protoner).
1
Se bild på första sidan.
ASTA03 Astronomins grunder
Essä
2010-05-05
Anna Ivanov
Vätefusionen gör att det blir en balans mellan gravitationens kraft inåt och trycket från
fusionen utåt. Stjärnan genomgår märkbara förändringar i storlek, luminositet och
yttemperatur under sitt liv på huvudserien, på grund av att vätefusionen i kärnan ändrar den
kemiska kompositionen. Vår sol till exempel hade till en början en komposition av ungefär
75 % väte och 25 % helium. Nu innehåller dock solens kärna mer helium än väte.
Som jag skrev förut bildar fyra väteatomkärnor en heliumatomkärna, vilket gör att det blir
färre atomkärnor i stjärnans kärna med tiden. Detta gör att kärnan drar ihop sig lite under
trycket från stjärnans yttre lager, vilket leder till att kärnan blir tätare och temperaturen stiger.
När kärnan krymper växer stjärnans yttre lager och den börjar lysa starkare. Detta på grund av
att väteatomerna i kärnan krockar med varandra oftare när densiteten och temperaturen är
högre. Stjärnan blir också något större på grund av det ökade trycket från kärnan, som pressar
ut de yttre lagren.
Alla dessa förändringar sker alltså under stjärnans tid på huvudserien. Så småningom börjar
energiutsläppet från kärnan att värma upp materialet precis utanför kärnan, vilket gör att
vätefusion även kan ske där. På så sätt kan stjärnan leva några miljoner år längre på
huvudserien.
Stjärnans huvudserielivstid är den totala tiden som stjärnan spenderar på huvudserien. Hur
lång denna livstid är beror på stjärnans storlek. Större stjärnor förbrukar sitt väte fortare,
vilket gör att de inte lever lika länge. Vår sol kommer att befinna sig på huvudserien i totalt
cirka 12 miljarder år. Den har redan funnits där i 4,56 miljarder år vilket innebär att solen har
levt lite mindre än halva sin huvudserielivstid.
En huvudseriestjärnas död
När vätet i stjärnans kärna tar slut påbörjar stjärnan sin ”resa mot döden”. Vätefusion kan inte
längre ske i kärnan, utan bara i det hetaste området precis utanför kärnan där det finns mycket
väte kvar. Det kallas skalvätefusion. När fusionen i kärnan slutar finns det inget kvar som kan
generera värme där, och kärnan börjar svalna och trycket börjar minska. Detta gör att kärnan
än en gång trycks ihop under vikten från stjärnans yttre lager, vilket leder till att temperaturen
i kärnan stiger igen. När den nya hettan från kärnan värmer upp gaserna runt kärnan ökar
hastigheten på skalvätefusionen som rör sig längre ut i det omgivande materialet. Heliumet
som bildas i processen faller ner på kärnan, som fortsätter att dra ihop sig och bli hetare.
Samtidigt ökar stjärnans yttre delar i storlek drastiskt. När vätefusionen jobbar sig vidare utåt
ökar stjärnans luminositet väsentligt. Detta ökar stjärnans inre tryck och får de yttre lagren att
bli många gånger större än förut. Stjärnans yttemperatur minskar vilket ger den en röd färg.
Därför kallas dessa döende stjärnor för röda jättar. De röda jättarna har nu lämnat
huvudserien och ligger istället på den övre högra delen av HR-diagrammet.
Stjärnans minskade yttre gravitation gör att det blir lätt för gaser att lämna den röda jätten,
försvinna ut i det interstellära mediet och skapa planetariska nebulosor. Detta gör att stjärnans
massa minskar avsevärt. Den ökade temperaturen i kärnan gör att de tyngre ämnena kol och
syre kan bildas genom heliumfusion. När heliumfusionen startar hamnar stjärnan på den så
kallade horisontalgrenen på HR-diagrammet. Så småningom återstår bara den mycket
kompakta kärnan, som nu består av kol och syre. Kärnan kallas nu en vit dvärg, och denna
döda stjärna svalnar mycket långsamt samtidigt som dess luminositet minskar. Vita dvärgar
ligger i det nedre vänstra hörnet av HR-diagrammet.
Mycket tunga stjärnor (över åtta gånger solens massa) kan, som röda superjättar, bilda alla
grundämnen upp till järn. Så småningom kollapsar dessa stjärnor under sin egen tyngd och
exploderar som supernovor. Det går relativt kort tid från det att de tyngre ämnena börjar
bildas tills supernovaexplosionen sker. Själva kärnkollapsen sker på ¼ sekund.
Neutronstjärnor är rester från supernovaexplosioner. De är små (cirka 20 km i diameter) men
ASTA03 Astronomins grunder
Essä
2010-05-05
Anna Ivanov
har mycket hög densitet. Supernovaexplosioner av betydligt större stjärnor (över 20 gånger
solens massa) slutar som svarta hål.
Massutkastningen av material från de döende stjärnorna fortsätter det kosmiska kretsloppet.
Nu kan nya stjärnor bildas, och påbörja sin egen vandring från protostjärna till röd jätte.
Sammanfattning
Stjärnorna ingår i det kosmiska kretsloppet, där nya stjärnor bildas av rester från gamla. De
föds i mörka nebulosor där gas och stoft kontraherar och bildar protostjärnor. När
protostjärnorna utvecklas och blir hetare hamnar de så småningom på huvudserien – en linje i
ett diagram baserat på stjärnors luminositet och temperatur, på vilken de flesta stjärnor i
universum befinner sig. Som huvudseriestjärna genomgår stjärnan förändringar i temperatur,
storlek och luminositet då den omvandlar väte till helium i sin kärna. När vätet tar slut lämnar
den huvudserien och blir istället en röd jätte med mycket varm och kompakt kärna, och ett
svalt yttre med låg massa. Lättare stjärnor blir till slut vita dvärgar som sakta svalnar och
tyngre stjärnor exploderar i vackra men våldsamma supernovaexplosioner.
Stjärnorna lever ett långt liv, och mycket händer under deras livstid. Genom att fortsätta
studera dem kan vi människor lära oss mer om dem och om universums mysterier.
Fortsätt titta uppåt och fortsätt fascineras av dessa fantastiska objekt – det ska i alla fall jag
göra!
ASTA03 Astronomins grunder
Essä
2010-05-05
Anna Ivanov
Referenslista
Litteratur
Freedman, Roger A. & Kaufmann, William J. (2007). Universe. 8. ed. New York: W. H.
Freeman
Mayor, Michel & Frei, Pierre-Yves (2003). New worlds in the cosmos: the discovery of
exoplanets. Cambridge: Cambridge University Press
Övrigt
Anteckningar och PowerPoint-presentationer från föreläsningar höstterminen 2009 och
vårterminen 2010 (kurserna Asta02 och Asta03).
