Stjerner er virkelig født av stjernestøv, og fordi stjerner er fabrikkene som produserer alle de tunge elementene, kommer vår verden og alt i den også fra stjernestøv.
Skyer av det, som hovedsakelig består av hydrogengassmolekyler, flyter rundt i den ufattelige kulden i rommet til tyngdekraften tvinger dem til å kollapse i seg selv og danne stjerner.
Alle stjerner er skapt like, men som mennesker kommer de i mange varianter. Den primære determinanten for stjernens egenskaper er mengden stjernestøv som er involvert i dannelsen.
Noen stjerner er veldig store, og de har korte, spektakulære liv, mens andre er så små at de knapt hadde nok masse til å bli en stjerne i utgangspunktet, og disse har ekstremt lange liv. Livssyklusen til en stjerne, som NASA og andre rommyndigheter forklarer, er sterkt avhengig av masse.
Stjerner som er omtrent like store som vår sol, regnes som små stjerner, men de er ikke så små som røde dverger, som har en masse omtrent halvparten av solens og er så nær å være evige som en stjerne kan få.
Livssyklusen til en stjerne med lav masse som solen, som er klassifisert som en G-type, hovedsekvensstjerne (eller en gul dverg), varer i omtrent 10 milliarder år. Selv om stjerner av denne størrelsen ikke blir supernovaer, avslutter de livet på dramatisk måte.
Dannelsen av en Protostar
Tyngdekraften, den mystiske kraften som holder føttene limt til bakken og planetene som snurrer i banene, er ansvarlig for stjernedannelsen. Innen skyene av interstellær gass og støv som flyter rundt i universet, samler tyngdekraften molekyler i små klumper, som bryter løs fra foreldrenes skyer og blir protostjerner. Noen ganger utløses kollapsen av en kosmisk begivenhet, for eksempel en supernova.
I kraft av sin økte masse er protostjerner i stand til å tiltrekke seg mer stjernestøv. Bevaring av momentum fører til at det kollapsende stoffet danner en roterende plate og temperaturen øker på grunn av økende trykk og kinetisk energi frigitt av gassmolekyler tiltrukket av senter.
Det antas at flere protostjerner eksisterer blant annet i Orion-tåken. Svært unge er for diffuse til å være synlige, men til slutt blir de ugjennomsiktige når de smelter sammen. Når dette skjer, fanger opphopningen av materie infrarød stråling i kjernen, noe som ytterligere øker temperaturen og trykket, og til slutt forhindrer at mer materie faller inn i kjernen.
Stjernekonvolutten fortsetter å tiltrekke seg materie og vokse, til det skjer noe utrolig.
Den termonukleære gnisten til livet
Det er vanskelig å tro at tyngdekraften, som er en relativt svak kraft, kan utløse hendelseskjeden som fører til en termonukleær reaksjon, men det er det som skjer. Når protostjernen fortsetter å betong materiale, blir trykket i kjernen så intenst at hydrogen begynner å smelte inn i helium, og protostjernen blir en stjerne.
Ankomsten av termonuklear aktivitet skaper en intens vind som pulserer fra stjernen langs rotasjonsaksen. Materiale som sirkulerer rundt stjernens omkrets kastes ut av denne vinden. Dette er T-Tauri-fasen av stjernens formasjon, som er preget av kraftig overflateaktivitet, inkludert bluss og utbrudd. Stjernen kan miste opptil 50 prosent av massen i løpet av denne fasen, som for en stjerne på størrelse med solen varer i noen få millioner år.
Til slutt begynner materialet rundt stjernens omkrets å forsvinne, og det som blir igjen smelter sammen i planeter. Solvinden avtar, og stjernen legger seg i en periode med stabilitet i hovedsekvensen. I løpet av denne perioden balanserer den ytre kraften som genereres av fusjonsreaksjonen av hydrogen til helium som oppstår i kjernen, det tyngdekraftens innadgående trekk, og verken mister eller får materie.
Small Star Life Cycle: Main Sequence
De fleste av stjernene på nattehimmelen er stjernesekvensstjerner, fordi denne perioden er den lengst i løpet av en hvilken som helst stjernes levetid. Mens den er i hovedsekvensen, smelter en stjerne hydrogen inn i helium, og det fortsetter å gjøre det til hydrogenbrenselet går tom.
Fusjonsreaksjonen skjer raskere i massive stjerner enn i mindre, så massive stjerner brenner varmere, med et hvitt eller blått lys, og de brenner i kortere tid. Mens en stjerne på størrelse med solen vil vare i 10 milliarder år, kan en supermassiv blå gigant bare vare i 20 millioner.
Generelt forekommer to typer termonukleære reaksjoner i hovedsekvensstjerner, men i mindre stjerner, slik som solen, forekommer bare en type: proton-protonkjeden.
Protoner er hydrogenkjerner, og i en stjernekjerne reiser de raskt nok til å overvinne elektrostatisk frastøting og kolliderer for å danne helium-2 kjerner, og frigjør en v-neutrino og en positron i prosessen. Når en annen proton kolliderer med en nydannet helium-2-kjerne, smelter de sammen i helium-3 og frigjør en gammafoton. Til slutt kolliderer to helium-3-kjerner for å skape en helium-4-kjerne og to protoner, som fortsetter kjedereaksjonen, så alt i alt forbruker proton-protonreaksjonen fire protoner.
En underkjede som forekommer i hovedreaksjonen produserer beryllium-7 og litium-7, men dette er overgangselementer som, etter kollisjon med en positron, kombinerer for å skape to helium-4-kjerner. En annen underkjede produserer beryllium-8, som er ustabil og spontant splittes i to helium-4 kjerner. Disse delprosessene utgjør omtrent 15 prosent av den totale energiproduksjonen.
Post-Main Sequence - The Golden Years
De gyldne årene i et menneskes livssyklus er de energiene begynner å avta, og det samme gjelder en stjerne. De gyldne årene for en stjerne med lav masse oppstår når stjernen har konsumert alt hydrogenbrensel i kjernen, og denne perioden er også kjent som post-hovedsekvens. Fusjonsreaksjonen i kjernen opphører, og det ytre heliumskallet kollapser, og skaper termisk energi da potensiell energi i det kollapsende skallet omdannes til kinetisk energi.
Den ekstra varmen fører til at hydrogen i skallet begynner å smelte igjen, men denne gangen produserer reaksjonen mer varme enn den gjorde da den bare skjedde i kjernen.
Fusjon av hydrogenskalllaget skyver stjernens kanter utover, og den ytre atmosfæren utvides og avkjøles, og gjør stjernen til en rød gigant. Når dette skjer med solen på omtrent 5 milliarder år, vil den utvide halvparten av avstanden til jorden.
Ekspansjonen er ledsaget av økte temperaturer i kjernen ettersom mer helium blir dumpet inn av hydrogenfusjonsreaksjonene som oppstår i skallet. Det blir så varmt at heliumfusjon begynner i kjernen og produserer beryllium, karbon og oksygen, og når denne reaksjonen (kalt heliumblitsen) starter, sprer den seg raskt.
Etter at helium i skallet er utmattet, kan ikke en liten stjerne generere nok varme til å smelte de tyngre elementene som er opprettet, og skallet som omgir kjernen kollapser igjen. Denne kollapsen genererer en betydelig mengde varme - nok til å begynne heliumfusjon i skallet - og det nye reaksjonen begynner en ny ekspansjonsperiode der stjernens radius øker med så mye som 100 ganger den opprinnelige radius.
Når solen vår når dette stadiet, vil den utvide seg utover Mars bane.
Solstore stjerner utvides til å bli planetariske tåker
Enhver historie om livssyklusen til en stjerne for barn bør inneholde en forklaring på planetariske tåker, fordi de er noen av de mest slående fenomenene i universet. Begrepet planetarisk tåke er en feilbetegnelse, fordi det ikke har noe med planeter å gjøre.
Det er fenomenet som er ansvarlig for de dramatiske bildene av Guds øye (Helix Nebula) og andre slike bilder som befolker internett. Langt fra å være planetarisk i naturen, er en planetarisk tåke signaturen til en liten stjernes død.
Når stjernen utvides til sin andre røde gigantfase, kollapser kjernen samtidig til en supervarm hvit dverg, som er en tett rest som har mesteparten av den opprinnelige stjernens masse pakket i en jordstørrelse sfære. Den hvite dvergen avgir ultrafiolett stråling som ioniserer gassen i det ekspanderende skallet, og produserer dramatiske farger og former.
Hva som er igjen er en hvit dverg
Planetnebler er ikke langvarige og forsvinner om 20.000 år. Den hvite dvergstjernen som er igjen etter at en planetarisk tåke har forsvunnet, er imidlertid veldig langvarig. Det er i utgangspunktet en klump med karbon og oksygen blandet med elektroner som er pakket så tett at de sies å være utartet. I følge kvantemekanikkens lover kan de ikke komprimeres lenger. Stjernen er en million ganger tettere enn vann.
Ingen fusjonsreaksjoner forekommer inne i en hvit dverg, men den forblir varm på grunn av sitt lille overflateareal, som begrenser mengden energi den utstråler. Det vil etter hvert kjøle seg ned til å bli en svart, inert klump med karbon og utartede elektroner, men dette vil ta 10 til 100 milliarder år. Universet er ikke gammelt nok til at dette har skjedd ennå.
Masse påvirker livssyklus
En stjerne på størrelse med solen vil bli en hvit dverg når den bruker hydrogenbrensel, men en med en masse i sin kjerne på 1,4 ganger solens størrelse opplever en annen skjebne.
Stjerner med denne massen, som er kjent som Chandrasekhar-grensen, fortsetter å kollapse, fordi tyngdekraften er nok til å overvinne den elektroniske degenerasjonens ytre motstand. I stedet for å bli hvite dverger, blir de nøytronstjerner.
Siden massegrensen på Chandrasekhar gjelder kjernen etter at stjernen har utstrålt mye av massen, og siden den tapte massen er betydelig, må stjernen ha omtrent åtte ganger solens masse før den går inn i den røde gigantfasen for å bli en nøytronstjerne.
Røde dvergstjerner er de med en masse på mellom en halv til tre fjerdedeler av en solmasse. De er de kuleste av alle stjernene og akkumulerer ikke så mye helium i kjernene. Derfor utvider de seg ikke til å bli røde giganter når de har brukt opp kjernefysisk drivstoff. I stedet trekker de seg sammen direkte i hvite dverger uten produksjon av en planetarisk tåke. Fordi disse stjernene brenner så sakte, vil det imidlertid ta lang tid - kanskje så mye som 100 milliarder år - før en av dem gjennomgår denne prosessen.
Stjerner med en masse mindre enn 0,5 solmasser er kjent som brune dverger. De er egentlig ikke stjerner i det hele tatt, for når de dannet seg, hadde de ikke nok masse til å starte hydrogenfusjon. Trykkraftkreftene genererer nok energi til at slike stjerner kan utstråle, men det er med et knapt merkbart lys på den ytterst røde enden av spekteret.
Fordi det ikke er noe drivstofforbruk, er det ingenting som hindrer en slik stjerne i å holde seg akkurat slik den er så lenge universet varer. Det kan være en eller mange av dem i det umiddelbare nabolaget til solsystemet, og fordi de skinner så svakt, ville vi aldri vite at de var der.
