Stjerneliv og stjernedød

Dette innlegget har allerede blitt vist 8587 ganger!

Stjerneliv:

Måten man kan finne noe ut om de mange milliarder år gamle stjernene er ved å sammenligne de i forskjellige stadier. Vi observerer de når de er i ferd med å bli født, når de er i ferd med å dø, og i mange andre deler av stjernelivet.

HR-diagrammet

 

Overflatetemperaturen og forholdene på stjernen avgjør hvordan spektret ser ut.

Det ble delt inn i sju spektralklasser fra spektrallinjene man observerer i spektrene “O-B-A-F-G-K-M” O- og B-stjerner har spektrallinjer fra helium, A- og F-stjerner har hydrogenlinjer, G- og K-stjerner har linjer fra metaller og M-stjerner har linjer fra molekyler.

Henry-Russell diagrammet er diagrammet med stjerners spektralklasse langs en akse og utstrålt effekt langs den andre.

De fleste stjernene går langs det diagonale båndet, som kalles hovedserien. Her er mesteparten av livet til stjernene.

Øverst til høyre er det kjemper og superkjemper, hvilket har lav overflatetemperatur, men stor utstrålt effekt. De er veldig store, en superkjempe kan være 600 ganger større en sola.

Nederst til venstre er hvite dverger, hvilke har lav utstrålt effekt, men høy overflatetemperatur. De er på størrelse med jorda.

 

Stjernefødsel

Tåker er i astrofysikken områder med større tetthet av materie. Med stor nok tetthet kan stjerner bli til.

Globuler er fortetninger i tåkene, det er gass der gravitasjonskreftene virker tiltrekkende og gasstrykket virker frastøtene. Har globulen nok masse vil gravitasjonen “vinne” – masse som faller frigjør potensiell energi, så trykk og temperatur øker.

Etter milioner av år blir overflatetemperaturen så stor at strålingen ligger i det synlige spekteret, da har vi en protostjerne. Når temperaturen er større enn 5 millioner kelvin er energien så stor at hydrogen kan fusjonere i kjernen. Dette gir et strålingstrykk utover i tillegg til gasstrykket, hvilket fører til at sammentrekningen stanser og resten av gasskyen blir blåst vekk – og stjernen blir synlig (født).

Det tar vedig kort tid for en stjerne å blir født, sammenliknet med tiden på hovedserien. De er ofte skjult av gass og støv så vi får sjeldent plassert dem i HR-diagrammet.

 

Livet på hovedserien

En stjerne i hovedserien produserer energi gjennom hydrogenfusjon. Det skjer på to måter, proton-proton-kjeden og karbonsyklusen. PP-kjeden krever kun hydrogon, mens CNO-syklusen krever karbon som katalysator. Nettoresultatet i reaksjonene er det samme, fire hydrogenskjerner slår seg sammen til en heliumkjerne og to positive elektroner og to nøytroner blir dannet, og energi blir frigjort i form av gammastråling.

Testtttt

Positronene og elektronene vil fort kollidere så partiklene annihilerer og blir omdannet til gammastråling. Strålingstrykket og gasstrykket i stjernen balanserer gravitasjonskreftene.

Lengden er stjerne er på hovedserien avhenger av massen, stor masse = høy temperatur som gir rask hydrogenfusjon, og kortere levetid.

Mot slutten av sin levetid blir stjernen en kjempestjerne eller superstjerne før den ender som en hvit dverg. Teoriene om stjerneutvikling er grundig testet gjennom observasjoner på alle stjerner foruten de aller minste.

 

Stjernedød:

Når en stjerne dør kaster den mye masse ut i rommet, denne massen (restmassen) avgjør hva stjernen ender opp som. Restmassen måles i solmasser, som skrives slik:  

Stjernenes død er viktig for oss for det er da tungmetallene oppstår, dvs. alle atomene her på jorda stammer fra en stjerneeksplosjon som har skjedd en eller annen gang i fortia.

 

  • Restmasse MR (etter de ytre lagene er kastet ut)
  • Stjernens sluttfase
  • MR < 1,4
  • Hvit dvergstjerne
  • 1,4  < MR < 2 – 2,5
  • Nøytronstjerne
  • MR > 2 – 2,5

Røde kjemper

Når omtrent 10 % av den opprinnelige stjernemassen har fusjonert fra hydrogen til helium er det for lite igjen i sentralområdet. Fusjonsprosessene stopper og sentralområdet trekker seg sammen og temperaturen øker. Da fusjonerer hydrogen til helium i et skall utenfor. Når temperaturen når ca. 100 millioner kelvin fusjorerer helium til karbon. Det sterke strålingstrykket gjør at stjerna blåser seg opp og blir til en rød kjempestjerne.

Hvite dverger

Stjerner med opprinnelig masse opp til caa. 6 solmasser eser ut til røde kjemper før de kaster av seg de ytre lagene sine og blir til hvite dverger. Når en stjerne kaster av seg de ytre lagene blir dette til en planetarisk tåke. Det som da blir igjen er den hvite dvergen som er veldig kompakt og denne har en utrolig høy masse. Deretter blir den hvite dvergen sakte avkjølt og ender til slutt opp som en svart dverg.

Noen stjerner går direkte fra å være en stabil stjerne og til en hvit dverg. Det er de stjernene som er minst av alle stjernene.

 

Røde superkjemper

Noen stjerner slenger ikke fra seg de ytterste lagene slik at det blir planetarisk tåke. Isteden fortsetter fusjoneringsprosessene og strålingstrykket gjør at de yttre lagene i stjerna utvider seg. Til slutt ender vi opp med en rød superkjempe.

 

Supernovaer

Hvis temperaturen i sentralområdet blir over 5 milliarder kelvin når fusjoneringsprossene sitt bunnpunkt (jern, nikkel..). Da vil prosessene kreve energi og gravitasjon tar over, sentralområdet trekkes sammen i en implosjon. Sentralområdet bryter sammen i løpet av noen få sekunder, enorme mengder potensiell energi frigjøres og jern og nikkel blir dannet. Når den maksimale tettheten til sentralområdet er nådd vil det oppstå en kraftig sjokkbølge som blåser store deler av stjerna ut i verdensrommet. Dette er det vi kaller en supernova.

 

Nøytronstjerner

Hvis restmassen etter en supernova er mellom 1,4 og mindre enn 2-2,5 solmasser vil det dannes en nøytronstjerne. Disse stjernene ha enda større tetthet enn de hvite dvergene. Radien til en nøytronstjerne er på ca. 10 km. Tetthetheten er derfor så stor at elektronene er blitt presset inn i atomkjernen og de danner nøytroner.

 

Svarte hull

Hvis restmassen etter en supernova er stor nok vil ikke trykkkreftene klare å stå imot gravitasjonen. Sammentrykkningen bare fortsetter og stjerna bryter fullstendig sammen og det er dette vi kaller et svart hull. Svarte hull er altså områder hvor gravitasjonen er så sterk at ingenting kan slippe unna, selv ikke lyset.