Livssyklusen til en stjerne

Stjerner blir dannet i universet der det er såkalte ”tåker”. Tettheten av masse i universet er ikke jevnt fordelt, men noen steder befinner det seg mer masse enn andre steder i universet. Det er disse stedene med mer masse som definerer tåkene. Inne i tåken vil det igjen være lokale fortetninger og fortynninger. Fortetningene blir også kalt ”globuler”. Her virker gravitasjonskreftene tiltrekkende, mens gasstrykket virker frastøtende. Hvis globulen inneholder nok masse vil gravitasjonen vinne.

 

Temperaturen og trykket øker etter hvert som tiden går, og etter millioner av år vil temperaturen ha blitt så høy at den termiske strålingen kan ses i den synlige delen av spekteret. Varmen må komme opp til ca. 5 mill. kelvin. Dette er det vi kaller en protostjerne. Deretter vil temperaturen stige slik at hydrogenet kan fusjonere til helium. Strålingstrykket fra stjernen frastøter seg resten av tåken og vi har en stjerne.

 

Stjernene kan leve utrolig lenge. Noen kan leve i noen millioner år, mens andre kan ha en levetid på opptil mange milliarder år. I sluttfasen av en stjernes liv vil den kaste noe av massen ut i rommet. Det som da er igjen av stjernens masse bestemmer deretter stjernens skjebne. En stjerne har tre forskjellige sluttutfall. Den kan bli en nøytronstjerne, en hvit dverg, eller et svart hull. Nøyaktige prosesser som skjer inne i stjernene i de forskjellige stadiene skal vi gå inn på senere.

 

Hvis en stjerne har en masse igjen etter en “utblåsning” på mindre enn 1,4 solmasser vil denne stjernen bli en hvit dverg. Før en hvit dverg blir dannet vil fusjonsprosessene inne i stjernen skape et så høyt trykk at gravitasjonskreftene til stjernen ikke klarer å holde på de ytterste lagene. Stjernen blåses opp og vi får en rød kjempe. Senere vil disse lagene bli slengt ut i rommet og det dannes en planetarisk tåke. Restene av stjernen er en hvit dverg, og en sukkerbit av dette stoffet ville veid 10-30 tonn. Hvite dverger blir ofte dannet av stjernen med opprinnelig masse på 6 solmasser omtrent.

 

I stjerner med masse på 1,4 og 2-2,5 solmasser etter “utblåsningen” vil stjernen til slutt bli en nøytronstjerne. I stadiene før vil stjernen bli en såkalt “superkjempe”. Det vil si at stjernen blåses opp på samme måte som en rød kjempe, men bare med enda mer trykk innenfra stjernen. Inne i kjernen vil fusjonsprosessene danne mer kompliserte grunnstoffer enn i en rød kjempe. Og det går i flere skal utover, stjernen blir dermed større. Inne i kjernen vil etter hvert prosessene kreve energi istedenfor å frigjøre. Gravitasjonskreftene gjør at kjernen trekker seg sammen og tyngre grunnstoffer enn jern blir dannet. Når kjernen når sin maksgrense for tetthet oppstår det en sjokkbølge som slenger tunge grunnstoffer ut i rommet. Dette er en supernova og kan stråle med en effekt større enn en hel galakse. Om massen er som nevnt etter dette vil det dannes en nøytronstjerne. De har en radius på ca. 10 km og tettheten er så stor at elektronene blir presset inn i atomkjernen og det dannes nøytroner, derav navnet (en sukkerbit ville veid 1 milliard tonn).    

 

Dersom restmassen er på mer enn 2-2,5, solmasser blir det dannet et sort hull (opprinnelig masse; 40 solmasser). Da fortsetter bare gravitasjonskreftene å virke og stjernen bryter fullstendig sammen i sammentrekningen.

 

HR-diagrammet

HR-diagrammet ble oppfunnet av to astronomer. Det var dansken Ejnar Hertzprung og amerikaneren Henry Russel som uavhengig av hverandre fant ut hvordan de kunne plotte inn stjernene i et diagram basert på stjernens temperatur og utstrålte energi. Det er av denne grunn at det blir kalt ett HR-diagram. De satte opp spektralklassen eller overflatetemperaturen om du vil på den ene aksen og utstrålt effekt i forhold til sola (eller solar luminositet) langs den andre.

 

Første akse: Stjernens temperatur
Ovenfor første aksen ser vi spektralklassen (O B A F G K M). Spektralklassen hører sammen med stjernens temperatur. Der O er varmest og M kaldest. Spektralklassen er også delt inn i mindre tallgrupper da fra 0-9 hvorav 0 er varmest. vår egen sol er en G2 – stjerne. Spektralklassen sier også hvilke grunnstoff som befinner seg i de forskjellige stjernene. O- og B-stjerner har spektrallinjer fra helium, A- og F-stjerner har sterke hydrogen linjer, G- og K- stjerner har markerte linjer fra metaller. Tilslutt har vi M- stjerner som viser molekyllinjer. Første aksen øker også i verdi mot venstre, ikke høyre.  

 

Andre akse: Utstrålt energi
Andre aksen sier oss hvor mye energi en stjerne med en viss temperatur sender ut i forhold til vår egen sol. Skalaen for hvor stor effekt en stjerne sender ut er satt opp ut i fra et forhold til vår egen sol. Det vil altså si at vår egen stjerne har en utstrålt effekt på 1. De andre stjernenes effekt regner man da ut i fra denne verdien. Verdiene på andreaksen er også logaritmiske.

 

Hovedserien:
Hovedserien er den diagonale linjen. Det er her de fleste stjernene er å finne. Det vil si at de fleste stjernene har et liv som ligger langs hovedserien. Felles for de fleste stjernene i hovedserien er at det fusjoneres hydrogen. Dette er noe av det som skiller dem fra hvite dverger og Superkjemper og kjemper.

Superkjemper og kjemper: Superkjemper er stjerner som befinner seg over hovedserien. Dette er stjerner med en stor utstrålt effekt til tross for at temperaturen er relativt lav. Som sagt tidligere så fusjoneres det tyngre grunnstoff i disse superkjempene og kjempene. Det er likevel den store massen som påvirker stjernens høye utstrålte effekt mest.

 

Hvite dverger: De hvite dvergene følger ikke hovedserien, de ligger litt under. Dette gjør de av den grunn at de har en liten utstrålt energi til tross for at de har en høy temperatur.

 

Dette kan vi si noe om ut i fra et HR-diagram:
Stjernas temperatur, Utstrålte effekt, stjernas størrelse/masse, hvilke stoffer som fusjonerer, Absolutt magnitude altså lysstyrke og hva som vil skje med stjernen når den dør.

 

Kjerneprosessene

Kjerneprosessen i en kjerne fungerer ved at gitte grunnstoff fusjonerer med hverandre. For en stjerne i hovedserien (HR-diagram) kan dette skje på to måter. Proton-proton-kjeden, ofte forkortet til PP-kjeden eller karbonsyklusen forkortet til CNO- syklusen. I PP-kjeden brukes det bare hydrogen for å danne helium. I CNO-syklusen er det litt mer omstendelig og her kreves det karbon som katalysator for å få prosessen til å gå.

PP-kjeden:
Del 1 av prosessen: Her kolliderer to protoner med hverandre noe som gjør at det blir dannet en hydrogen kjerne, ett nøytrino og ett positron.

 

Del 2: Her kolliderer hydrogenatomet med ett nytt proton, dette fører til at vi får dannet en heliumkjerne og vi får frigjort energi. I form av gammastråling. Del 3: Her kolliderer igjen helium kjernene, dette fører til at det blir dannet en heliumkjerne med 4 nøytroner, samt to nye protoner som igjen kan starte på “del 1” av prosessen igjen.

 

CNO-kjeden (Carbon, Nitrogen, Oksygen- kjeden)

CNO- kjeden begynner med en 12C kjerne kolliderer med et proton, dette gjør at vi får gammastråling og en ny kjerne. Vi har nå en 13N kjerne, her splittes et proton og blir til et nøytrino og ett positron pluss ett nøytron (har ingen ladning). Denne prosessen kalles beta pluss stråling. Denne prosessen gjør at vi får en ny kjerne. Vi får 13C som kolliderer med et proton, dette gir oss gammastråling og enda en ny kjerne. Vi får 14N som kolliderer med ett proton, dette gir oss nokk en gang gammastråling og en ny kjerne. Vi får nå 15O og på samme måte som sist får vi nå dannet beta pluss stråling. Dette gir oss 15N som kolliderer med ett proton, dette gir oss en heliums kjerne (4He) og 12C. Vi nå tilbake der vi startet.

I stadiet før hvite dverger fusjonerer helium til karbon i sentralområdet, men ettersom temperaturen er lavere lenger ute mot stjernens overflate, vil det her fusjoneres hydrogenkjerner som blir til heliumkjerner. Dette er det som skjer i en rød kjempe. I superkjemper vil fusjonsprosessene gå enda lenger. Her fusjoneres det tyngre grunnstoff, det begynner med at karbon fusjoneres i sentralområdet, deretter vil det fortsatt være karbon som fusjoneres, nå bare i skallet utenfor. Kjernen går mot og bare bestå av jern og nikkel. Et lag utenfor kjernen vil oksygen fusjonere til silisium. Utenfor der vil neon fusjonere til oksygen og magnesium. I de neste skallene vil karbon fusjonere til neon, oksygen og magnesium. Helium vil også fusjonere til karbon. Utover fortsetter fusjonsprosessene og hydrogen som fusjoneres til helium. For å få mer kompliserte stoffer enn jern vil dette kreve energi og kjernen kollapser. Vi får en supernova.  

 

Stefan – Boltzmanns lov og Wiens forskyvningslov

Wiens forskyvningslov er som følgende;

. Landa topp er toppen av Planckkurven til stjernen. Planckkurven er en grafisk fremstilling av strålingstetteheten til stjernen. Bokstaven a er en konstant med verdi 2,90*10-3 Km. Denne loven kan brukes til å finne overflatetemperaturen til stjernen. Som et eksempel kan vi regne ut overflatetemperaturen til Rigel: (pek mot HR – diagrammet og anslå temperatur, regn ut, hvis at det stemmer med HR – diagrammet). (10-9=nanometer, kelvinmeter=Km)

 

En annen formel som kan brukes til å regne ut overflatetemperaturen til en stjerne er Stefan – Boltzmanns lov. Den er som følgende:

(Sigma). Denne tar utgangspunkt i at arealet under planckkurven er forskjellige for hver stjerne. Summerer man dette vil man få den totale utstrålingstettheten til stjernen. Dette er fordi kurven viser utstrålingstettheten per bølgelengdeintervall. Vi har et eksempel, og her i dette eksempelet må vi kombinere en tidligere formel i tillegg. Nemlig formelen for utstrålingstettheten til en stjerne. Her er et eksempel hvor vi regner ut overflatetemperaturen på sola:

 

Kilder

Lærebok Fysikk 1, Ergo, grunnbok og studiebok

http://no.wikipedia.org/wiki/Hertzsprung-Russell-diagram

http://no.wikipedia.org/wiki/CNO-syklusen