Grundläggande fakta om stjärnor På ASAKs (Astronomiska Sällskapet Aquila i Kristianstads) hemsida på Internet finns en månadsguide till Kristianstadtraktens natthimmel (du hittar den genom att i den blå menyraden till vänster klicka på knappen På Himlen. Den guiden innehåller aktuella upplysningar om vad som kan ses när man tittar upp mot stjärnhimlen. Bl a finns där stjärnkartor av olika slag. Föreliggande dokument är tänkt som en bakgrund vid läsning av månadsguiden (och observation av natthimlen) och är avsedd att ge grundläggande fakta om vad stjärnor är, hur de skapas, lever och dör. Människor har i alla tider tyckt sig se vissa mönster bland himlens alla stjärnor och givit namn åt dessa. Varje sådant namngivet mönster kallar vi en stjärnbild, eller alternativt för konstellation. Det är emellertid fel att tro att de i en viss stjärnbild ingående stjärnorna hör ihop på annat sätt än att de sedda från jorden bildar ett visst mönster som aldrig tycks ändra sig. I verkligheten hör stjärnorna ingående i en stjärnbild mycket sällan ihop, utan tvärt om ligger de ofta långt från varandra, är skapade vid olika tidpunkter, äger olika fysikaliska egenskaper och färdas med olika rörelseriktningar i världsrymden. Alla stjärnbildernas mönster bildas dock av stjärnor som ligger i vår egen galax, Vintergatan, för det är endast en av alla andra galaxer i Universum, som vi någorlunda enkelt kan se för blotta ögat, nämligen Andromedagalaxen, men det är nätt och jämt att det ens går att se hela den galaxen, så några enskilda stjärnor går sålunda med hjälp enbart av de egna ögonen varken att se i Andromedagalaxen eller någon annan galax än just Vintergatan. Faktum är att inte ens inom Vintergatan kan vi för blotta ögat se alla stjärnorna, utan det rör sig bara om ett mindre antal av dessa. Som bäst rör det sig om ca 6000 totalt av totalt ca 200 miljarder i hela Vintergatan. I hela Universum finns minst 100 miljarder andra galaxer än Vintergatan. 6000 stjärnor totalt gäller dessutom sammantaget för alla platser på jordklotet tillsammans. Från en enskild plats och bestämd tidpunkt, t ex från Kristianstad kl 22.00 15 december 2009, rör det sig om ca 2000 stjärnor som bäst. Att antalet stjärnor som går att se med de egna ögonen bara är en liten bråkdel av alla de som finns beror framförallt på att avstånden i Universum är enorma. När dessa mäts upp duger det inte med vårt vanliga metersystem som vi använder på jorden. De två vanligaste måtten för angivande av avstånd i rymden är Astronomisk enhet resp Ljusår. Måttet Astronomisk enhet förkortas AE och används i första hand för att ange avstånd inom vårt eget solsystem. 1 AE = avståndet mellan jorden och solen, vilket är ungefär lika med 16 miljoner mil. Måttet ljusår förkortas ly (engelska förkortningen för lightyear) och det används framförallt för avstånd knutna till objekt som ligger utanför vårt eget solsystem. Definitionsmässigt är ett ljusår lika med den sträcka som en ljuspartikel (sk foton)hinner färdas i rymden under ett års tid. Enligt en av fysikens mest grundläggande lagar rör sig ljus i rymden alltid med den konstanta hastigheten av ca 300 000 km i sekunden, vilket samtidigt är den maximala hastighet som överhuvudtaget går att uppnå. Denna höga hastighet motsvarar 7 rundor runt jordklotet på en sekund. Uttryckt i mil är 1 ly = ca 946 miljarder mil. Avståndet till den stjärna som ligger närmast solen är ca 4 ly medan avståndet till Andromedagalaxen är ca 2,5 miljoner ly. Vintergatans diameter är ca 100 000 ly och solens avstånd till Vintergatans centrum är ca 26 000 ly. Den yttersta gräns för Universum som är möjlig att observera ligger på ett avstånd av 13,7 miljarder ly från solen. Att just detta är gränsen beror på att enligt gällande teori för vårt Universums tillkomst och utveckling (inkl ljusets) den sk Big Bang-teorin föddes vårt Universum i en ofantlig explosion, benämnd Big Bang, för 13,7 miljarder år sedan, och givetvis kan ingenting ej heller som i detta fall stjärnljus - färdas under längre tid än det existerat. När vi tittar på en stjärna är det ljus vi ser sålunda minst 4 år gammalt och i regel är det mycket äldre. Undantaget är solen, som ju också är en stjärna. Där tar ljuset bara 8 minuter på sig från det det lämnat solen tills att det når jorden. En stjärnas ljusstyrka sedd från jorden kallas av astronomer för magnitud. För lite närmare beskrivning av magnitudbegreppet hänvisas till vad som står nämnt om detta i läsanvisningarna för en stjärnkartas tydande som du hittar om du i den blå menyraden till vänster klickar på knappen Nybörjarguiden.
Stjärnornas ljusspektra Stjärnorna är inte alla likadana, utan de skiljer sig mycket åt med olika kemiska och fysikaliska egenskaper. Dessa skillnader kan utläsas genom studium av stjärnornas spektra. När man låter ljus falla genom ett prisma delas det upp i sina olika färger och denna ljusspridning kallas för ett spektrum. Det är detta fenomen som visar sig i t ex regnbågar. Inom astronomin har skapats ett klassificeringsschemat för indelning av stjärnorna som bygger på tolkning av stjärnornas spektrum. Detta schema omfattar 7 huvudgrupper där varje huvudgrupp tilldelats en bokstav. Nedan visas bokstäverna, samt vilken lysfärg som kännetecknar stjärnorna i resp grupp. Färgerna ses dock inte så bra för blotta ögat, utan för att uppfatta dem behövs i allmänhet minst en fältkikare och helst ett teleskop. För varje huvudgrupp anges också den genomsnittliga temperatur som råder på ytan hos de stjärnor som tillhör gruppen. Schemat är uppställt efter lyskraft i fallande ordning. Stjärnorna tillhörande spektralgrupp O utstrålar sålunda de största ljusmängderna och de i grupp M de lägsta. Den lyskraft som avses är den verkliga (dvs utan hänsyn till avståndet), och inte den lyskraft vi skenbart upplever från jorden, och som förutom den verkliga lyskraften också påverkas av avståndet till stjärnan. Det skall framhållas att schemat är mycket förenklat och bara visar en del av hela schemat. Spektralgrupp Lysfärg Medeltemperatur på stjärnans yta Engelsk minnes- ramsa för att memorera schemat O Blå 45.000 C Oh B Blåvit 30.000 C Be A Vit 12.000 C A F Gulvit 8.000 C Fine G Gul 6.500 C Girl / Guy K Orange 5.000 C Kiss M Röd 3.500 C Me Vår egen stjärna, solen, tillhör spektralgrupp G Stjärnbildning och energiproduktion Stjärnor är sålunda sinsemellan mycket olika, men två egenskap har de åtminstone gemensamt, och det är hur det skapats och hur de gör för att lysa. Alla stjärnor har skapats ur kalla gasmoln som finns i rymden. Det mesta av den materia som gasmolnen består av är väte, som är det enklaste av alla grundämnena. Allt väte skapades vid Big Bang-händelsen, dvs Universums skapelseögonblick, som omnämnts i det tidigare. Skapelseprocessen för stjärnor går till så att av någon anledning börjar gasmolnet att dra ihop sig, dvs förtätas. Orsakerna till denna förtätning kan vara flera, men en orsak kan vara att en gammal tidigare stjärna exploderat, vilket skapat en chockvåg som träffat molnet och fått det att förtätas. När förtätningen väl börjat behövs inte fler utanför moment, utan då kan förtätningen bli självgenererande genom gravitationen, som är den kraft inom naturen som får all materia att dras till vartannat. När gas pressas samman blir effekten att gasens beståndsdelar i form av atomer och molekyler allt oftare stöter ihop, vilket leder till ökad temperatur, som bara ökar och ökar allt eftersom gasen pressas ihop alltmer av den ständigt pågående gravitationskraften. Om molnet från början haft en tillräckligt stor massa, dvs bestått av tillräckligt många atomer, så inträffar till slut att temperaturen i gasmolnets centrum blir så högt att en kärnreaktion startar där, innebärande i första hand att väteatomer slås ihop och bildar helium. Även atomer av andra grundämnen kan förekomma, men väte är det helt dominerande ämnet för stjärnornas bränsle. Vid kärnreaktioner bildas energi enligt Albert Einsteins berömda formel E=mc² där E betyder energi, m betyder massan och c betyder ljusets hastighet. Varken begreppet energi eller massa är lätta att helt entydigt definiera, men
mer än att energi har med kraft att göra och massa med materia behöver man egentligen inte veta, för att ändå i huvudsak förstå vad det handlar om. Som framgår av formeln är energi och massa sinsemellan utbytbara storheter och massa kan därför betraktas som ett tillstånd av lagrad energi. Stjärnorna är sålunda gigantiska kärnkraftverk, som producerar energi och denna energi trycks iväg utåt från stjärnans centrum, och när den efter lång tid till slut når stjärnans yta har den bl a omvandlats till synligt ljus i form av sk fotoner, som strålar ut i rymden åt alla håll, och när en del av dessa fotoner når oss på jorden kan vi se stjärnan och göra studier av dess spektrum. Stjärnornas kärnkraftverk fungerar emellertid diametralt annorlunda jämfört med våra jordiska kärnkraftverk. Medan vi på jorden slår sönder atomer för att få fram energi, så gör stjärnorna raka motsatsen, nämligen slår ihop atomer. Den energi som skapas genom att slå sönder atomer kallas för fissionsenergi, medan energin som uppstår vid sammanslagning av atomer kallas för fusionsenergi. Drömmen bland många vetenskapsmän inom atomfysikområdet har länge varit att försöka efterlikna stjärnornas kärnkraftsmetod och skapa fusionsenergi, men försöken med detta har ännu inte lyckats. Skulle det lyckas hade jordens behov av energi sannolikt varit säkrad för evigt, och dessutom på ett billigt och miljövänligt sätt, för då skulle energikällan kunna vara vanligt vatten, som det ju finns gott om i jordens hav. Från vatten skulle nämligen kunna hämtas samma bränsle som stjärnorna framförallt använder, dvs väte, för vatten är som bekant sammansatt av grundämnena syre och väte enligt den kemiska formeln H2O. När kärnreaktionerna startat i stjärnans inre uppstår ett utåtriktat mottryck som balanserar gravitationen, och gasmolnet trycks inte ihop ytterligare och stjärnan har då kommit in i en stabil fas av sitt liv. Hur länge den kan fortsätta i denna stabila fas beror på hur mycket massa som fanns i det ursprungliga gasmoln som stjärnan föddes ur. Var massan mycket stor blir temperaturen mycket hög och stjärnan bränner relativt snabbt slut på sitt bränsle, och då blir livslängden på den stjärnan relativt kort. Om molnmassan varit av den storleksordning som hos det som formade solen, så blir livslängden ca 10 miljarder år. Av dessa totala 10 miljarder år har solen hitintills avverkat 5 miljarder, men om ingenting annat inträffar som avslutar mänsklighetens existens på jorden, så kan vi alltså se fram emot ytterligare 5 miljarder år innan solen får slut på sitt bränsle och dör. Om massan i ursprungsmolnet understiger omkring 0,1 solmassor kan kärnreaktionen aldrig starta. Sådana himlakroppar blir därför aldrig stjärnor, utan någonting annat t ex planeter. Jupiter, som är den största planeten i vårt solsystem, är en himlakropp som nästan ligger på gränsen till vad som skulle kunna bli en stjärna, men pga att massan trots allt ändå var för liten stannade Jupiter vid att bli en planet.
HR-diagrammet Avslutningsvis skall under denna rubrik presenteras ett inom astronomin mycket använt diagram för klassificering av stjärnor. I detta diagram kan alla stjärnor placeras någonstans. Diagrammet kallas för HR-diagrammet. HR är förkortning för Hertzsprung-Russel som är efternamnen på diagrammets skapare, nämligen Ejnar Hertzsprung och Henry N. Russel. Nedanstående skiss över diagrammet är hämtat från Nationalencyklopedin på Internet. Som framgår av HR-diagrammet finns det ett klart samband mellan spektralgrupp, absolut ljusstyrka och yttemperatur, så känner man spektralgruppen för en viss stjärna, så kan också absoluta magnituden (eller luminositeten som den också kallas) samt yttemperaturen fastställas. Principskiss för ett HR-diagram hämtat från Nationalencyklopedin på Internet. Med effektiv temperatur menas temperaturen vid ytan på stjärnan. Eftersom skillnaden mellan Kelvin och Celsius är ca 273º kan i det här sammanhanget bortses från att temperaturskalan anges i Kelvin och temperaturen kan sålunda lika gärna anses vara i Celsiusgrader. Med absolut ljusstyrka menas stjärnans verkliga magnitud, dvs den som är oberoende av avståndet mellan betraktaren och stjärnan, och alltså inte den skenbara magnitud som vi upplever när vi observerar stjärnan från jorden, och vilken förutom den absoluta magnituden också är påverkad av avståndet. Alla stjärnor befinner sig efter sin födelse någonstans på den linjekurva i diagrammet som är betecknad huvudserien. Hur högt resp lågt på denna linje som en stjärna befinner sig beror på dess massa. Ju större massa, desto högre upp på kurvan ligger stjärnan. Stjärnorna stannar kvar på huvudserien så länge de befinner sig i sin stabila fas, dvs förbränner väte enligt den kärnprocess som beskrives i det tidigare. Så gott som alla stjärnor som vi kan observera för blotta ögat befinner sig på huvudserien. För egen del tycker undertecknad författare att parentesen (dvärgstjärnor) känns onödig. Om man absolut måste kalla stjärnorna på huvudserien för någonting, så borde benämningen normalstjärnor i så fall ligga närmare till hands.
I slutstadiet av sitt liv, dvs när vätet tagit slut som bränsle, lämnar stjärnorna sin plats på huvudserien och flyttar sig till något av de andra på skissen markerade fälten. Stjärnorna inom området i diagrammet betecknat superjättestjärnor klarar sig ytterligare en kortare tid genom att förbränna vissa andra tyngre grundämnen än väte. Samma är förhållandet för de stjärnor som befinner sig inom området betecknat som jättestjärnor. Skillnaden mellan dessa båda grupper är endast storleken och som namnet anger är superjättestjärnorna de största. Anledningen till att stjärnorna i dessa båda grupper betecknas som jättar resp superjättar är att de i förhållande till sin volym när de befann sig på huvudserien svällt upp kolossalt, vilket alla stjärnor gör i slutstadiet av sitt liv när tätheten i det gasmoln som utgör stjärnan minskar. Det är alltså de allra mest massiva stjärnorna i huvudserien som i slutstadiet av sitt liv vandrar över till gruppen superjättestjärnor. När kärnprocesserna i stjärnorna tillhöriga denna grupp helt upphör kommer stjärnorna att kollapsa och explodera i sk supernovaexplosioner där merparten av stjärnans massa kastas ut i rymden. Vid dessa explosioner ökar stjärnans ljusstyrka för en kortare tid enormt och om händelsen inträffar inte alltför långt från jorden kan det hända att ljusskenet blir så starkt att det även kan observeras dagtid. De resterande delarna av stjärnans massa som inte kastats ut i rymden bildar i första hand sk neutronsstjärnor. Neutronstjärnorna är slocknade stjärnor som bara består av neutroner, med undantag för mycket mycket små kvantiteter av protoner och elektroner. Om restprodukten överstiger 3 solmassor stannar processen emellertid inte vid neutronstadiet utan kollapsen fortsätter pga den starka gravitationen till en i princip oändlig täthet som benämns svart hål. Till gruppen jättestjärnor kommer i slutet av sitt liv de stjärnor på huvudserien som har en massa motsvarande ungefär solens. När jättestjärnorna håller på att slockna, kastar de i likhet med superjättestjärnorna ut mängder av materia i rymden, men inte lika dramatiskt. Den utkastade materien stannar ofta som ringformade moln i närheten av sin ursprungsstjärna och dessa ringar kallas traditionellt för planetariska nebulosor eftersom de när de först upptäcktes - innan dagens kvalitet på teleskopen fanns tillgängliga såg ut som planetsystem. När kärnprocesserna helt upphör kollapsar jättestjärnorna till sk vita dvärgar och förflyttar sig i diagrammet till angiven plats för denna grupp. I gruppen vita dvärgstjärnor i diagrammet befinner sig sålunda de stjärnor som slocknat och kollapsat, men vars ursprungliga massa inte varit tillräckligt stor för att åstadkomma en supernovaexplosion med en neutronstjärna eller svart hål som slutresultat. Även om de inte längre lyser kommer stjärnorna i gruppen vita dvärgstjärnor ändå att utsända värme under många miljoner år innan de svalnat och blivit helt kalla. Solen är en sådan stjärna som efter att ha passerat jättestjärnestadiet - vid sin död kommer att hamna bland gruppen vita dvärgstjärnor. När solen övergår till jättestjärnstadiet kommer den att svälla så kraftigt att den kommer att nå ut till jordens omloppsbana och förinta jorden, men det dröjer åtskilliga miljarder år innan denna katastrof inträffar. Lars-Bertil Düring 2010