Når vi ser op på nattehimlen, ser vi et glitrende tæppe af stjerner. Disse funklende nålespidser af lys er i virkeligheden massive kugler af plasma – overophedet helium- og brintgas.
De drives af kernefusion, findes i mange forskellige former og har et fascinerende udviklingsforløb.
En stjerne er født
Stjerner dannes i amorfe skyer af gas og støv, der kaldes tåger. Gasmasser – mest helium og brint – inden for disse stjerneskoler kollapser under deres egen tyngdekraft og begynder at varme op og danner en protostjerne. Temperaturen stiger i kernen af disse hvirvlende protostjerner, efterhånden som de samler gas og støv i nærheden.
En protostjerne vil tilbringe omkring 100 millioner år i sin T Tauri-fase. Disse store, flygtige stjerner kan endnu ikke frembringe kernefusion, men de kan give et ordentligt slag med de stjernevinde, de udsender. Til sidst, når stjernens kerne når temperaturer på omkring 27 millioner grader Fahrenheit, opstår der kernefusion. Brint- og heliumatomer binder sig til hinanden, og voila: en stjerne er født.
Denne energiudbrud bremser gravitationskollapset. Materiale, der ikke bliver opslugt af den nyfødte stjerne, kan danne planeter, asteroider og andre himmellegemer. Denne proces kan tage omkring 100.000 år, ifølge Universe Today.
Når kernefusionen begynder, glider stjernen ind i sin næste fase, hovedsekvensfasen. De fleste af de stjerner, vi ser på nattehimlen (og på daghimlen), er hovedsekvensstjerner, ifølge National Geographic. Stjerner tilbringer størstedelen af deres liv i hovedsekvensfasen.
Det er klassificeret
Der findes mange forskellige typer af hovedfølgestjerner. Astronomer bruger en stjernes spektralsignatur til at afkode dens sammensætning, luminositet, farve og temperatur. På baggrund af disse observationer kan de fortælle, hvor gammel en stjerne er, og hvor stor den er. De syv spektralklasser, der er ordnet fra den varmeste til den koldeste, er O, B, A, F, G, K og M.
Temperaturen på en stjerne måles i enheden kelvin. Stjerners overfladetemperatur kan variere fra omkring 2.500 K i de koldeste stjerner til omkring 30.000 K i de varmeste stjerner. (Lava, der bryder ud fra vulkanen Kilauea på Hawaii, når temperaturer på omkring 1.444 kelvin). En stjernes farve hænger direkte sammen med dens temperatur. De varmeste stjerner ser hvide eller blå ud. Køligere stjerner har varmere nuancer og ser ofte ud til at være gule, orange og røde.
Astronomer karakteriserer en stjernes lysstyrke ved at måle både dens magnitude og luminositet, eller den samlede mængde energi, som en stjerne opstøver på et sekund, og ved at måle, hvor langt væk de er. Stjerner kan kategoriseres efter deres luminositet. De seks klasser, fra den lyseste til den svageste, er Ia, Ib, II, III, IV og V.
Massen af en stjerne kan definere, hvordan den vil leve og dø. Mere massive stjerner brænder hurtigere deres brint op og dør først. Astronomer måler massen af andre stjerner i “solmasser” i forhold til vores sol.
Med udgangspunkt i alle disse variabler tegner astronomerne en stjernes udviklingsfase på Hertzsprung-Russell-diagrammet.
De mindste stjerner kaldes røde dværgstjerner. Disse langlivede stjerner findes hyppigt i universet og er meget svage, idet de udsender 0,01 procent af vores sols energi. Kortlivede hypergiganter kan på den anden side nå op på op til 100 solmasser. De brænder lysere, når temperaturer på 30.000 kelvin og er ekstremt sjældne i universet.
Vores sol er en gul dværg af type G. Vores nærmeste stjerne nabo, Proxima Centauri, er en rød dværg af type M. Vega i stjernebilledet Lyra er en blålig-hvid dværgstjerne af A-typen.
Dødsstjerne
Hydrogen er en stjernes vigtigste brændstofkilde. Til sidst vil en stjerne opbruge al brint i sin kerne, efter at have omdannet det til helium. Tyngdekraften vil få kernen til at kollapse, hvilket får den til at varme op igen. De stigende temperaturer vil anspore fusionsreaktioner i stjernens ydre lag, hvilket vil få den til at ekspandere og blive en rød kæmpe.
I slutningen af deres liv slamrer de røde giganter med gennemsnitlig masse deres ydre lag af og bliver til en ultratæt hvid dværg. Disse små, tættere stjerneskaller forvandler sig til sidst til flygtige sorte dværgstjerner, som astronomer næsten ikke kan opdage. Vores egen sol vil møde denne skæbne om ca. 6 milliarder år.
Vores sol er den eneste stjerne i dette system. Det er ikke tilfældet overalt i universet. Mange stjernesystemer er det, der kaldes et “binært system”, hvilket betyder, at de består af to stjerner, der kredser om hinanden. (Tænk på Tatooine.) Der findes også “multiple systemer”, som består af en række forskellige stjerner.
Hvide dværge i et binært stjernesystem er fanget i en vanskelig cyklus. De absorberer brintgas og andet materiale fra deres ledsagerstjerne, indtil de svulmer op og eksploderer i et udbrud af kernefusion. Efter at den hvide dværg “går nova”, bliver den svagere og gentager cyklussen. I nogle tilfælde kan en hvid dværg ifølge NASA optage nok materiale fra sin ledsagerstjerne til at eksplodere fuldstændigt og blive til en supernova.
I stedet for at blive til en hvid dværg, kan røde supergiganter, stjerner, der er mere end otte gange så tunge som vores sol, med voldsom kraft kaste gas og støv ud i det kosmiske medium. (Tidligere i år var der tale om, at Betelgeuse måske ville blive en fuld supernova.) Resterne af disse voldsomme eksplosioner kaldes neutronstjerner.
De største massestjerner – dem med en masse på mere end 25 gange vores sol – bliver supernovaer og efterlader sorte huller, der hvirvler i deres kølvand. Efter eksplosionen kollapser alt stjernens materiale til et enkelt punkt, hvilket giver anledning til et sort hul med stjernemasse.
Skriv et svar