Stjärnor är verkligen födda från stjärndamm, och eftersom stjärnor är fabrikerna som producerar alla tunga grundämnen, 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 i sig själva och bilda stjärnor. Alla stjärnor är skapade lika, men som människor finns de i många varianter. Den primära bestämningsfaktorn för en stjärnas egenskaper är mängden stjärndamm som är involverad i dess bildande.
Vissa stjärnor är mycket 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 är starkt beroende av massan. Vi berör kortfattat klassificeringen av stjärnor i den här artikeln, men det är ett mycket expansivt klassificeringssystem. Hertzsprung-Russell-diagrammet ger en fantastisk visualisering av typerna av stjärnor och deras olika egenskaper.
Det finns många olika stadier i stjärna Evolution; några av de konstigaste och coolaste objekten i vårt universum brukade vara stjärnor
Vår sol
Stjärnor ungefär lika stora som vår sol anses vara små stjärnor, men de är inte lika små som röda dvärgar, som har en massa ungefär hälften av solen och är så nära att vara eviga som en stjärna kan komma. Livscykeln för en stjärna med låg massa som solen, som klassificeras som en G-typ, huvudsekvensstjärna (eller en gul dvärg), varar cirka 10 miljarder år. Även om stjärnor av denna storlek inte blir supernovor, avslutar de sina liv på ett dramatiskt sätt. NASA tillhandahåller stora resurser på vår sol, och de går in på djupet i alla aspekter av dess vetenskap och livscykel.
Bildandet av en protostjärna
Tyngdkraften, den mystiska kraften som håller våra fötter klistrade vid marken och planeterna som snurrar i sina banor, är ansvarig för stjärnbildningen. Inom de interstellära molnen av gas och damm som svävar runt universum kan gravitationen ibland samla molekyler till små klumpar, som bryter sig loss från sina modermoln och blir protostjärnor. Ibland utlöses kollapsen av en kosmisk händelse, såsom en supernova.
På grund av av sin ökade massa kan protostjärnor attrahera mer stjärndamm. Bevarande av momentum gör att det kollapsande materialet bildar en roterande skiva, och temperaturen ökar på grund av ökande tryck och den kinetiska energin som frigörs av gasmolekyler som attraheras till centrum.
Flera protostjärnor tros finnas i bland annat Orionnebulosan. Mycket unga är för diffusa för att vara synliga, men de blir så småningom 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 hölje fortsätter dock att attrahera materia och växa tills något otroligt inträffar, och de kärnreaktioner som definierar en stjärna börjar ta form.
Den termonukleära livsgnistan
Det är svårt att tro att gravitationen, som är en jämförelsevis svag kraft, skulle kunna utlösa en händelsekedja som leder till en termonukleär reaktion, men det är vad som händer. När protostjärnan fortsätter att ansamla materia, blir trycket i kärnan så intensivt att väte börjar smälta samman till helium och protostjärnan blir en stjärna. Denna process av kärnfusion är mycket komplicerad på makro- och mikronivå. Även när tyngdkraften blir mer och mer intensiv när stjärnan växer i massa, sker fusionen av väte innan det är klassiskt möjligt eftersom kärnorna av väteatomer börjar tunnla ihop sig på kvantnivå.
Efter all denna komplicerade matematik och fysik står vi dock kvar med en ny stjärna bildad av vad brukade vara ett enkelt moln av damm.
Advent av termonukleär aktivitet skapar en intensiv vind som pulserar från stjärnan längs rotationsaxeln. Material som cirkulerar runt stjärnans omkrets kastas ut av denna vind. Detta är T-Tauri-fasen av stjärnans bildning, som kännetecknas av kraftig ytaktivitet, inklusive utbrott och utbrott. Stjärnan kan förlora upp till 50 procent av sin massa under denna fas, som för en stjärna av solens storlek varar i några miljoner år.
Så småningom börjar materialet runt stjärnans omkrets försvinna, och det som finns kvar smälter samman till planeter. Solvinden avtar och stjärnan lägger sig i en period av stabilitet på huvudsekvensen. Under denna period balanserar den utåtriktade kraften som genereras av fusionsreaktionen mellan väte och helium som sker i kärnan tyngdkraftens inåtgående dragning, och stjärnan varken förlorar eller vinner materia.
Livscykel för liten stjärna: huvudsekvensstadiet
De flesta stjärnorna på natthimlen är huvudsekvensstjärnor, eftersom denna period är den överlägset längsta i någon stjärnas livslängd. I huvudsekvensen smälter en stjärna väte till helium, och den fortsätter att göra det tills dess vätebränsle tar slut.
Fusionsreaktionen sker snabbare i massiva stjärnor än i mindre, så större stjärnor brinner varmare, med ett vitt eller blått ljus, och de brinna under en kortare tid. Medan en stjärna av solens storlek kommer att hålla i 10 miljarder år, kan en supermassiv blå jätte bara hålla i 20 miljoner. Dessa stora stjärnor är några av de mest ikoniska glimtena på natthimlen. Sirius och Regulus är två exempel på dessa stora, blå huvudsekvensstjärnor.
Generellt förekommer två typer av termonukleära reaktioner i huvudsekvensstjärnor, men i mindre stjärnor, som solen, förekommer bara en typ: proton-protonkedjan.
Protoner är vätekärnor och i en stjärnas kärna , de färdas tillräckligt snabbt för att övervinna elektrostatisk repulsion 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 samman till helium-3 och frigör en gammafoton. Slutligen kolliderar två helium-3 kärnor för att skapa en helium-4 kärna och ytterligare två protoner, som fortsätter för att fortsätta kedjereaktionen, så allt som allt förbrukar proton-protonreaktionen fyra protoner.
Tips
Stjärnans kärna är begravd under så många lager av massa och material att en foton som produceras från dessa interaktioner kan ta tusentals eller miljoner år att nå stjärnans yta och påbörja sin resa in i universum.
En delkedja som förekommer inom huvudreaktionen producerar beryllium-7 och litium-7, men dessa är övergångselement som kombineras, efter kollision med en positron, till skapa två helium-4 kärnor. En annan underkedja producerar beryllium-8, som är instabil och spontant splittras i två helium-4 kärnor. Dessa delprocesser står för cirka 15 procent av den totala energiproduktionen.
Generellt kommer dessa huvudsekvensstjärnor att ha ett visst intervall av yttemperaturer och kärntemperaturer. De är mycket lätta att observera, och de finns i alla varianter.
Post-Main Sequence
De gyllene åren
De gyllene åren i en människas livscykel är de då energin börjar avta, och detsamma gäller för en stjärna. De gyllene åren för en stjärna med låg massa inträffar när stjärnan har förbrukat allt vätebränsle 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 när potentiell energi i det kollapsande skalet omvandlas till kinetisk energi.
Den extra värmen gör att väte i skalet börjar smälta igen, men den här gången producerar reaktionen mer värme än den gjorde när den bara inträffade i kärnan.
Fussion av väteskalets yttre skikt pressar stjärnans kanter utåt, och den yttre atmosfären expanderar och svalnar, vilket gör stjärnan till en röd jätte. När detta händer med solen om cirka 5 miljarder år kommer den att expandera halva avståndet till jorden.
Utbyggnaden åtföljs av ökade temperaturer vid kärnan när mer helium dumpas in av vätefusionsreaktionerna som sker i skalet. Det blir så varmt att heliumfusion börjar i kärnan och producerar beryllium, kol och syre, och när den här reaktionen (kallad heliumblixt) börjar sprids den snabbt.
Efter att heliumet i skalet är uttömt, kan kärnan i en liten stjärna inte generera tillräckligt med värme för att smälta samman de tyngre grundämnena som har skapats, och skalet som omger kärnan kollapsar igen. Denna kollaps genererar en betydande mängd värme – tillräckligt för att påbörja heliumfusion i skalet – och den nya reaktionen börjar en ny period av expansion under vilken stjärnans radie ökar med så mycket som 100 gånger dess ursprungliga radie.
När vår sol når detta stadium kommer den att expandera bortom Mars omloppsbana. Det finns många exempel på röda jättar på natthimlen där Betelgeuse (i Orions arm) kanske är det mest kända exemplet. Betelgeuse är faktiskt en röd superjätte, så den är till och med större än många röda jättar.
Solstora stjärnor expanderar för att bli planetariska nebulosor
Alla berättelser om en stjärnas livscykel för barn bör innehålla en förklaring av planetariska nebulosor, eftersom de är några av de mest slående fenomenen i universum. Termen planetarisk nebulosa är en felaktig benämning, eftersom den inte har något med planeter att göra.
Det är fenomen som är ansvarigt för de dramatiska bilderna av Guds öga (helixnebulosan) och andra sådana bilder som befolkar internet. Långt ifrån att vara planetarisk till sin natur, är en planetarisk nebulosa signaturen på en liten stjärnas bortgång.
När stjärnan expanderar till sin andra röda jättefas kollapsar kärnan samtidigt till en superhet vit dvärg, som är en tät kvarleva som har större delen av massan av den ursprungliga stjärnan packad i en sfär av jordens storlek. Den vita dvärgen avger ultraviolett ljus t strålning som joniserar gasen i det expanderande skalet, vilket ger dramatiska färger och former.
Planetariska nebulosor är inte långvariga och försvinner på cirka 20 000 år. Den vita dvärgstjärnan som finns kvar efter att en planetarisk nebulosa har försvunnit är dock mycket långvarig. Det är i grunden en klump av kol och syre blandat med elektroner som är så tätt packade att de sägs vara degenererade. Enligt kvantmekanikens lagar kan de inte komprimeras längre. Stjärnan är en miljon gånger tätare än vatten.
Inga fusionsreaktioner förekommer inuti en vit dvärg, men den förblir varm på grund av sin lilla yta, vilket begränsar mängden energi den utstrålar. Det kommer så småningom att svalna och bli en svart, inert kolklump och degenererade elektroner, men det kommer att ta 10 till 100 miljarder år. Universum är inte tillräckligt gammalt för att detta ska ha inträffat ännu.
The End of Life for Bigger Stars
Resultaten förändras dramatiskt när massan börjar öka. En stjärna lika stor som solen kommer att bli en vit dvärg när den förbrukar sitt vätebränsle, men en med en massa i kärnan på 1,4 gånger solens storlek får ett annat öde.
Stjärnor med denna massa, som är känd som Chandrasekhar-gränsen, fortsätter att kollapsa, eftersom gravitationskraften är tillräckligt för att övervinna det yttre motståndet av elektrondegeneration. Istället för att bli vita dvärgar blir de neutronstjärnor.
Eftersom Chandrasekhar-massgränsen gäller för kärnan efter att stjärnan har strålat bort mycket av sin massa, och eftersom den förlorade massan är betydande måste stjärnan ha ungefär åtta gånger solens massa innan den går in i den röda jättefasen för att bli en neutron stjärna.
När stjärnans massa är ännu större , kan den uppleva en total gravitationskollaps och en supernovaexplosion. Slutresultatet av dessa extremt stora stjärnor är ett svart hål. Svarta hål är singulariteter, vilket betyder att de innehåller en otroligt stor mängd massa på ett mycket litet utrymme. Detta är slutskedet för de största stjärnorna, och det resulterar i ett otroligt konstigt föremål i rymden.
Röda dvärgstjärnor är de med en massa på mellan hälften och tre fjärdedelar av en solmassa. De är den coolaste av alla stjärnor och samlar inte så mycket helium i sina kärnor. Följaktligen expanderar de inte till röda jättar när de har förbrukat sitt kärnbränsle. Istället drar de ihop sig direkt till vita dvärgar utan produktion av en planetarisk nebulosa. Eftersom dessa stjärnor brinner så långsamt kommer det dock att ta lång tid – kanske så mycket som 100 miljarder år – innan en av dem genomgår denna process.
Stjärnor med en massa på mindre än 0,5 solmassor kallas bruna dvärgar. De är egentligen inte alls stjärnor, för när de bildades hade de inte tillräckligt med massa för att initiera vätefusion. Tyngdkraftens tryckkraft genererar visserligen tillräckligt med energi för att sådana stjärnor ska kunna stråla ut, men det är med ett knappt märkbart ljus på den bortre 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 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 fanns där.
