Se opp på himmelen- ser du den store glødende tingen der oppe? "Brennende" er kanskje en bedre beskrivelse enn glødende, og dette har den gjort i omtrent fire og et halvt milliarder år. Gjennom hele menneskehetens historie har den vært der, og gitt liv til vår planet. En spennende fakta om verdensrommet er at sola er hele 4,6 milliarder år. Dette tallet er så stort at vi knapt kan forestille oss det! Vi snakker selvfølgelig om sola.
Forskere tror likevel bare at sola er halvveis i livssyklusen. Den vil, som alle andre stjerner, også dø en dag. Da vil den gå over til å bli en supernova, eller det vi kaller en planetarisk tåke. I denne artikkelen skal vi snakke videre om dette temaet: livssyklusen til stjerner. For hva er stjerner egentlig?
Vi skal snakke om kreftene som holder dem sammen, og som uunngåelig tvinger dem fra hverandre. Vi skal også gå inn på temaet om tingene som hjelper stjerner med å holde formen og størrelsen. Kanskje har du også hørt om rød kjempe, nøytronstjerner, sorte hull, hvite dverger og supernovaer? Alle disse tingene er forskjellige faser i stjerners liv, så la oss nå ta en nærmere titt på dette!
Hva er en stjerne?
Om du ikke bor i en av byene hvor luftforurensningen er kraftig, har du helt sikkert sett mye stjerner på himmelen om kvelden. Men vet du egentlig hva en stjerne er, utenom at det er noe som "blinker på himmelen"?
En stjerne kan beskrives som et massivt objekt i verdensrommet som holdes sammen av tyngdekraften, og skiller seg fra planeter ved sin lysstyrke- det faktum at de produserer lys. Dette var det korte og enkle svaret, la oss nå ta en titt på den litt mer avanserte forklaringen, som du kanskje allerede vet om hvis du er interessert i fysikk og astronomi.
En stjerne er en slags kule laget av plasma og gass, som utstråler energi i form av varme og lys. Denne strålingen skjer på grunn av den termonukleære fusjonen av hydrogen til helium som finner sted i stjernens kjerne. Alt dette ville ikke kunne skjedd om stjernene ikke var så store.
På grunn av tyngdekraften og andre molekylære krefter slås atomer mot hverandre, og nye grunnstoffer dannes. Alt dette frigjør energi. Denne prosessen, som vi kaller for kjernefysisk fusjon, er noe vi imidlertid håper å kunne gjenskape på jorda- nettopp på grunn av den utrolige mengden energi som produseres.
Hvordan blir en stjerne til?
Men, hvordan og hvorfor skjer alt dette? Noe av det mest fantastiske med universet vårt, er at det i det hele tatt finnes noe i det. Slik som filosofen Gottfrin Wilhelm Leibnz en gang spurte; hvordan har det seg at det finnes noe, i stedet for ingenting?
Stjernetåke
Se for deg et tomt, utrolig kaldt rom fylt med støv og gasser som er rusk fra gamle planeter og stjerner. Stjernedannelsen begynner når alt dette støvet og gassen begynner å klumpe seg sammen. Gassene når høyere tetthet i kulde, mens atomer binder seg sammen. Dette er det første stadiet i livssyklusen til en stjerne. Dette er vel ganske interessant å vite om verdensrommet, eller hva?
Når høyere tetthet blir nådd blir også tyngdekraften sterkere, noe som gjør at alle gassene og partiklene i tåken sakte begynner å binde seg sammen. Disse store molekylskyene begynner deretter å kollapse, og når de så beveger seg inn i hverandre, øker varmen.
Alt dette som klumper seg sammen blir så kjernen i det som senere skal bli en kjerne- noen ganger også to eller tre stjerner. I slike tilfeller kalles dette for en stjernehop. Samtidig kan også flere ulike deler av skyen bli planeter, eller rett og slett fortsette å bare være støv. Alt dette tar rundt ti millioner år.
De 7 stadiene i en stjernes livssyklus
Hittil har vi sett på hvordan stjerner blir til, fra enorme skyer av støv og gass i universet. Men, det som disse tåkene skaper er knapt stjerner ennå. Snarere er de faktisk protostjerner, som er begynnelsen på en stjernes livssyklus.
Protostjerner
Etter den innledende fasen som tåke, kommer begynnelsen av stjernens utvikling som protostjerne. Denne fasen er når stjernen fortsatt vokser, altså når den fremdeles samler støv og annet materiale fra skyene som dannet den.
Protostjernen starter med bare 1% av sin fremtidige masse. Likevel, med all den massen som stadig trekkes inn og dermed øker stjernens kjerne og tyngdekraft, bygger den seg opp ganske mye. Det er først når termonukleær fusjon begynner i kjernen at stjernen slutter å være en protostjerne, og i stedet blir en hovedseriestjerne. På dette tidspunktet er stjernens masse stabil, og produserer stjernevind som gjør at den ikke tiltrekker seg mer masse.
T Tauri stjerne
Når stjernevindene blåser, feier de bort molekyler og gassrester, og etterlater den nydannede stjernen som snurrer raskt. En full rotasjon tar bare 10-12 dager, i motsetning til solas rotasjon som tar en hel måned å fullføre fullstending omdreining.
På dette tidspunktet i livet til en stjerne er den fortsatt ganske ung, da den bare er rundt 10,000 år gammel. Temperaturen er såpass lav at den ikke generer nok varme for hydrogenfusjon, slik at den er avhengig av tyngdekraften for å trekke seg sammen. Etter omtrent 100 millioner år avslutter stjernen sin T Tauri fase, og går videre på veien mot å bli en hovedseriestjerne.
Som du sikkert skjønner, er det altså mye spennende å lære om stjerner og verdensrommet. Kanskje det neste du skal lære mer om er planetene i solsystemet vårt?
Hovedseriestjerne
Hovedseriestjerner identifiseres ofte ved fargen og lysstyrken sin, i tillegg til plasseringen på Herzprung-Russel-diagrammet. De fleste stjernene i universet er faktisk i denne fasen, inkludert sola.
På dette tidspunktet i livet til en stjerne har den oppnådd stabilitet: trykket på kjernen som er forårsaket av gravitasjonskollapsen til de ytre lagene balanseres mot det indre termiske trykket. Denne balansegangen kalles hydrostatisk likevekt, og er det som gir stjernene sin form.
Dette stadiet varer rundt 90% av livet til en stjerne, hvor den kontinuerlig smelter sammen hydrogen og helium for å mate kjernen sin. Hovedseriestjerner kalles også for dvergstjerner på grunn av sin relativt lille størrelse og lave lysstyrke.
Brune dvergstjerner
Hvis protostjerner ikke blir store nok, med det mener vi rundt 8% av solas størrelse, blir de egentlig aldri stjerner i det hele tatt. I stedet blir de såkalte brune dvergstjerner, som på en måte er mislykkede stjerner der termonukleær fusjon aldri finner sted.
Røde kjemper
Når en stjerne blir en rød kjempe har den stor radius og relativt lav temperatur. Dens ytre atmosfære er betydelig oppblåst og svak, og kan ikke motstå utvidelsen av kjernen. Disse stjernene er vanligvis veldig store og lyse.
Mange tenker kanskje at når stjernen er i sin hovedseriefase vil stjernen krympe, men den gjennomgår faktisk i stedet noe vi kan kalle for "speilprinsippet". Når kjernen kollapser skaper den plass til å slippe inn mer hydrogen. På dette tidspunktet er imidlertid kjernen veldig tett, så fusjonsprosessen starter i skallet som omgir kjernen.
Når dette skjer, vokser de ytre lagene i diameter mens kjernen, som nå utsettes for et utrolig ytre trykk, krymper ytterligere. Denne prosessen med samtidig avkjøling og ekspansjon er det som driver stjerner på dette stadiet så utrolig lyse.
Blir alle stjerner røde kjemper?
Stjerner med kjerner som inneholder mindre masse kan brenne i en billion år. De øker i temperatur og lysstyrke, akkurat som de mer massive stjernene gjør, men fordi de brenner så lenge, øker temperaturen med bare rundt 50%.
Disse stjernene kan bli varmere enn sola, men vil aldri nå samme lysstyrke selv om de er klarere i lyset på dette stadiet enn da de ble skapt. Over en periode på en milliard år dempes lyset og de blir kjøligere, noe som muligens kan føre til at de klassifiseres som hvite dvergstjerner.
Hva skjer nå?
Hva som skjer videre med stjernen, vil avhenge av størrelsen og massen dens. Vi må derfor dele emnet i to her. Vi har de stjernene som har omtrent samme masse som sola, også har vi stjerner som er mye større. Jo større stjerne, jo raskere brenner den. Så, mens stjerner på størrelse med sola bruker tiden sin som hovedseriestjerne, lever ikke en massiv stjerne like lenge.
En stjernes liv blir 90% brukt som en hovedseriestjerne, hvor den kontinuerlig omdanner hydrogen til helium. Når hydrogenet i kjernen renner ut, begynner kjernen å kollapse og blir mye varmere. Når kjernen varmes opp, skyver den resten av stjernen utover, noe som vil resultere i avkjøling av ytterkantene. Videre kan stjernen for eksempel bli enten hvit dverg eller rød dverg.
Hva er et svart hull?
Spesielt tette stjerner produserer noen av de mest fascinerende fenomenene i universet når de dør: de blir til sorte hull. I stedet for å eksplodere utover, imploderer disse stjernene og kollapser inn i seg selv for å danne et objekt så tett at ingenting, ikke engang lys, kan unnslippe.
Disse "hullene" trekker alt rundt seg inn i seg selv mens de sender ut utrolige mengder med stråling. Grensen som markerer et sort hull kalles for hendelseshorisonten.
Selv om mange moderne astrofysikere spekulerer over dette fenomenet, er det likevel mange som vier hele karrieren sin til det, og hypotesen er langt i fra ny. Påstanden har siden fått varierende grad av oppmerksomhet frem til 1967, da astrofysikeren Jocelyn Bell Burnell oppdaget nøytronstjerner- kollapsede kjerner av supergigantiske stjerner.
Som du nå sikkert forstår, finnes det utrolig mye mer bak stjerner enn bare det man kan se på nattehimmelen. Stjerners livssyklus er spennende å lære om, kanskje det neste du vil lese om er om det finnes liv på andre planeter enn jorda?
Likte du denne artikkelen? Vurder den!
Loading...
