Livscykel för en liten stjärna

Stjärnor är verkligen födda av stjärndamm, och eftersom stjärnor är fabrikerna som producerar alla de tunga elementen, kommer vår värld och allt i den också från stjärndamm.

Moln av den, som mestadels består av vätgasmolekyler, flyter runt i rymdens ofattbara kyla tills gravitationen tvingar dem att kollapsa in på sig själva och bilda stjärnor.

Alla stjärnor är skapade lika, men som människor finns de i många variationer. Den primära determinanten för en stjärnas egenskaper är mängden stjärndamm som är involverad i dess bildning.

Vissa stjärnor är väldigt stora, och de har korta, spektakulära liv, medan andra är så små att de knappt hade tillräckligt med massa för att bli en stjärna i första hand, och dessa har extremt långa liv. En stjärnas livscykel, som NASA och andra rymdmyndigheter förklarar, är mycket beroende av massa.

Stjärnor som är ungefär lika stora som vår sol anses vara små stjärnor, men de är inte så små som röda dvärgar, som har en massa ungefär hälften av solens och är så nära att vara eviga som en stjärna kan skaffa sig.

Livscykeln för en lågmassastjärna som solen, som klassificeras som en G-typ, huvudsekvensstjärna (eller en gul dvärg), varar i cirka 10 miljarder år. Även om stjärnor av denna storlek inte blir supernovaer, slutar de sina liv på dramatiskt sätt.

Tyngdkraften, den mystiska kraften som håller våra fötter limmade på marken och planeterna snurrar i deras banor, är ansvarig för stjärnbildningen. Inom molnen av interstellär gas och damm som flyter runt universum sammanför tyngdkraften molekyler till små klumpar, som bryter sig loss från sina föräldramoln för att bli protostjärnor. Ibland utlöses kollapsen av en kosmisk händelse, som en supernova.

På grund av sin ökade massa kan protostjärnor locka till sig mer stjärndamm. Bevarande av momentum gör att det kollapsande ämnet bildar en roterande skiva och temperaturen ökar på grund av ökat tryck och den kinetiska energi som frigörs av gasmolekyler som lockas till Centrum.

Flera protostjärnor antas existera bland annat i Orion-nebulosan. Mycket unga är för diffusa för att vara synliga, men så småningom blir de ogenomskinliga när de smälter samman. När detta händer fångar ackumuleringen av materia infraröd strålning i kärnan, vilket ytterligare ökar temperaturen och trycket, vilket så småningom förhindrar att mer materia faller in i kärnan.

Stjärnans kuvert fortsätter dock att attrahera materia och växa tills något otroligt inträffar.

Det är svårt att tro att gravitationen, som är en relativt svag kraft, kan utlösa händelsekedjan som leder till en termonukleär reaktion, men det är vad som händer. När protostjärnan fortsätter att betongmaterialet blir trycket i kärnan så intensivt att väte börjar smälta in i helium och protostjärnan blir en stjärna.

Tillkomsten av termonukleär aktivitet skapar en intensiv vind som pulserar från stjärnan längs rotationsaxeln. Material som cirkulerar runt stjärnans omkrets matas ut av denna vind. Detta är T-Tauri-fasen i stjärnformationen, som kännetecknas av kraftig ytaktivitet, inklusive fläckar och utbrott. Stjärnan kan förlora upp till 50 procent av sin massa under denna fas, som för en stjärna på solens storlek varar i några miljoner år.

Så småningom börjar materialet runt stjärnans omkrets att försvinna, och det som finns kvar samman i planeter. Solvinden avtar och stjärnan sätter sig i en period av stabilitet i huvudsekvensen. Under denna period balanserar den yttre kraften som genereras av fusionsreaktionen mellan väte och helium som uppträder i kärnan tyngdkraftens inåtgående drag och stjärnan varken förlorar eller får materia.

De flesta stjärnorna på natthimlen är huvudseriestjärnor, för den här perioden är den längsta längst under någon stjärnas livslängd. I huvudsekvensen smälter en stjärna samman väte till helium och det fortsätter att göra det tills dess vätgasbränsle tar slut.

Fusionsreaktionen händer snabbare i massiva stjärnor än i mindre, så massiva stjärnor brinner varmare, med ett vitt eller blått ljus och de brinner under en kortare tid. Medan en stjärna på solens storlek kommer att pågå i 10 miljarder år, kanske en supermassiv blå jätte bara håller i 20 miljoner.

I allmänhet förekommer två typer av termonukleära reaktioner i huvudsekvensstjärnor, men i mindre stjärnor, såsom solen, förekommer bara en typ: proton-protonkedjan.

Protoner är vätekärnor, och i en stjärnkärna färdas de tillräckligt snabbt för att övervinna elektrostatisk avstötning och kolliderar för att bilda helium-2-kärnor och frigör en v-neutrino och en positron i processen. När en annan proton kolliderar med en nybildad helium-2-kärna smälter de in i helium-3 och släpper ut en gammafoton. Slutligen kolliderar två helium-3-kärnor för att skapa en helium-4-kärna och ytterligare två protoner, som fortsätter med att fortsätta kedjereaktionen, så totalt sett förbrukar proton-protonreaktionen fyra protoner.

En underkedja som förekommer i huvudreaktionen producerar beryllium-7 och litium-7, men dessa är övergångselement som efter kollision med en positron kombinerar för att skapa två helium-4-kärnor. En annan underkedja producerar beryllium-8, vilket är instabilt och delas spontant i två helium-4-kärnor. Dessa delprocesser står för cirka 15 procent av den totala energiproduktionen.

De gyllene åren i en människas livscykel är de där energi börjar avta, och detsamma gäller för en stjärna. De gyllene åren för en stjärna med låg massa inträffar när stjärnan har förbrukat allt vätgasbränsle i sin kärna, och denna period är också känd som post-huvudsekvens. Fusionsreaktionen i kärnan upphör och det yttre heliumskalet kollapsar, vilket skapar termisk energi eftersom potentiell energi i det kollapsande skalet omvandlas till kinetisk energi.

Den extra värmen får väte i skalet att börja smälta igen, men den här gången producerar reaktionen mer värme än den gjorde när den bara inträffade i kärnan.

Fusion av vätgasskiktslagret skjuter stjärnskanterna utåt och den yttre atmosfären expanderar och svalnar och förvandlar stjärnan till en röd jätte. När detta händer med solen på cirka 5 miljarder år kommer den att utvidga halva avståndet till jorden.

Expansionen åtföljs av ökade temperaturer i kärnan när mer helium dumpas in av vätefusionsreaktionerna som uppträder i skalet. Det blir så varmt att heliumfusion börjar i kärnan och producerar beryllium, kol och syre, och när denna reaktion (kallad heliumblixten) startar sprids den snabbt.

Efter att helium i skalet är uttömt kan inte en liten stjärnas kärna generera tillräckligt med värme för att smälta samman de tyngre elementen som har skapats och skalet som omger kärnan kollapsar igen. Denna kollaps genererar en betydande mängd värme - tillräckligt för att börja heliumfusion i skalet - och det nya reaktionen börjar en ny expansionsperiod under vilken stjärnans radie ökar med så mycket som 100 gånger sin ursprungliga radie.

När vår sol når detta steg kommer den att expandera bortom Mars.

Varje berättelse om en stjärnas livscykel för barn bör innehålla en förklaring av planetariska nebulosor, för de är några av de mest slående fenomenen i universum. Termen planetnebulosa är en felaktig benämning, för den har inget att göra med planeter.

Det är fenomenet som är ansvarigt för de dramatiska bilderna av Guds öga (Helix Nebula) och andra sådana bilder som fyller internet. Långt ifrån att vara planetarisk i naturen är en planetnebulosa signaturen för en liten stjärns bortgång.

När stjärnan expanderar till sin andra röda jättefas kollapsar kärnan samtidigt i en superhett vit dvärg, som är en tät rest som har den största delen av den ursprungliga stjärnan packad i en jordstorlek sfär. Den vita dvärgen avger ultraviolett strålning som joniserar gasen i det expanderande skalet och ger dramatiska färger och former.

Planetnebulosor håller inte länge och försvinner på cirka 20 000 år. Den vita dvärgstjärnan som finns kvar efter att en planetnebul har försvunnit är dock mycket långvarig. Det är i grunden en klump kol och syre blandat med elektroner som är förpackade så tätt att de sägs vara degenererade. Enligt kvantmekanikens lagar kan de inte komprimeras längre. Stjärnan är en miljon gånger tätare än vatten.

Inga fusionsreaktioner förekommer i en vit dvärg, men den förblir varm på grund av sin lilla yta, vilket begränsar mängden energi den strålar ut. Det kommer så småningom att svalna och bli en svart, inert klump av kol och degenererade elektroner, men det tar 10 till 100 miljarder år. Universumet är inte tillräckligt gammalt för att detta ska ha inträffat ännu.

En stjärna på solens storlek kommer att bli en vit dvärg när den konsumerar sitt vätgas, men en med en massa i sin kärna på 1,4 gånger solens storlek upplever ett annat öde.

Stjärnor med denna massa, som kallas Chandrasekhar-gränsen, fortsätter att kollapsa, eftersom tyngdkraften är tillräcklig för att övervinna det yttre motståndet hos elektrondegeneration. Istället för att bli vita dvärgar blir de neutronstjärnor.

Eftersom massgränsen för Chandrasekhar gäller kärnan efter att stjärnan har strålat ut mycket av sin massa, och eftersom den förlorade massan är betydligt måste stjärnan ha ungefär åtta gånger solens massa innan den går in i den röda jättefasen för att bli en neutronstjärna.

Röda dvärgstjärnor är de med en massa på mellan hälften och tre fjärdedelar av en solmassa. De är de coolaste av alla stjärnor och samlar inte lika mycket helium i sina kärnor. Följaktligen expanderar de inte för att bli röda jättar när de har tömt sitt kärnbränsle. Istället dras de direkt i vita dvärgar utan att producera en planetnebulosa. Eftersom dessa stjärnor brinner så långsamt kommer det dock att dröja länge - kanske så mycket som 100 miljarder år - innan en av dem genomgår denna process.

Stjärnor med en massa mindre än 0,5 solmassor kallas bruna dvärgar. De är inte riktigt stjärnor alls, för när de bildades hade de inte tillräckligt med massa för att initiera vätefusion. Tyngdkraftens kompressionskraft genererar tillräckligt med energi för att sådana stjärnor ska kunna stråla ut, men det är med ett knappt märkbart ljus på den yttersta röda änden av spektrumet.

Eftersom det inte finns någon bränsleförbrukning finns det inget som hindrar en sådan stjärna från att stanna precis som den är så länge som universum varar. Det kan finnas en eller flera av dem i solsystemets omedelbara närhet, och eftersom de lyser så svagt, skulle vi aldrig veta att de var där.