Från nebulosor till svarta hål stjärnors födelse, liv och död
Stjärnor Stjärnor är enorma glödande gasklot. Vår sol är en typisk stjärna. Dess diameter är 1 400 000 km och dess massa är 2. 10 30 kg. Temperaturen vid ytan är c:a 5800 K och stiger inåt till c:a 15 miljoner K. Stjärnorna indelas i olika typer efter yttemperatur och energiutstrålning. Detta kan åskådliggöras i ett s.k. Hertzsprung-Russell(HR)-diagram. De flesta stjärnor är liksom solen s.k. huvudserie-stjärnor, men det finns också (röda) jättar, superjättar och vita dvärgar.
Stjärnor (2) Stjärnorna producerar energi genom kärnreaktioner (fusion) i och/eller nära centrum. Solen och andra huvudseriestjärnor liksom de flesta jättestjärnor omvandlar väte till helium. I vissa jätte- och superjättestjärnor kan sedan helium omvandlas till kol och syre, och senare kan även tyngre grundämnen bildas. Alla grundämnen tyngre än helium (med något undantag) har bildats i stjärnors inre.
Mellan stjärnorna......finns gas (molekyler, atomer och joner) och stoft (mikroskopiska fasta partiklar). Tillsammans utgör de det interstellära mediet.
Täta samlingar av gas och stoft skymmer effektivt bort bakomliggande stjärnor. Gasen i dessa moln är kall, c:a 10 K, och består huvudsakligen av molekyler, främst vätgas (H 2 ), men också t.ex kolmonooxid (CO). Mörka nebulosor (1)
Mörka nebulosor (2) På bilder i infrarött ljus (IR) kan man ibland skönja svag strålning från det inre av mörka moln......och på radiobilder kan man se att gasen faller in mot centrum (färgerna i bilden anger hur snabbt gasen rör sig längs synlinjen)
Molekylmoln under kollaps leder till fragmentering och stjärnbildning som förbrukar mer och mer av gasen och stoftet Stjärnbildning
Gravitation och tryck Gasen i en stjärna utsätts för en gravitationskraft från den materia som finns närmare centrum än den gasvolym vi betraktar. Om stjärnan inte ska falla samman på grund av den inåtriktade gravitationskraften, krävs att det i varje punkt finns en lika stor utåtriktad motkraft. Denna kraft härrör från det tryck som gaspartiklar och fotoner utövar på sin omgivning. Under en stjärnas livstid pågår en ständig kamp mellan dessa krafter. Normalt är de i stor sett i balans, men om gravitationen är större kommer (denna del av) stjärnan att kontrahera. Om tryckkrafterna har överhanden, kommer den att expandera
Stjärnutveckling Solen producerar energi genom omvandling av väte till helium. Ursprungligen (för c:a 4,6 miljarder år sedan) var vätehalten i centrum densamma som vid ytan, dvs drygt 70%. I dag är vätehalten c:a 35%. Om man slår samman fyra vätekärnor till en heliumkärna, kommer partikeltätheten därmed att minska en aning. Trycket minskar och området där väteförbränning sker, kärnan, kontraherar. Detta leder till två (intuitivt oväntade) händelser: 1. De yttre delarna expanderar. Detta beror på att när kärnan återfått sin jämvikt har området närmast utanför kärnan ett högre tryck än tidigare och måste därför expandera för att åter komma i jämvikt. 2. Energiproduktionen i kärnan ökar. I den nya jämviktssituationen blir temperaturen högre, och eftersom reaktionshastigheten ökar snabbt med temperaturen, kompenserar detta mer än väl för att det nu finns färre tillgängliga vätekärnor.
De beskrivna förändringarna sker gradvis och mycket långsamt. På de knappt 5 miljarder år som gått sedan solen bildades (dvs började sin väteförbränning) har dess radie ökat med ca 15% och luminositeten med knappt 30%. Om ytterligare 4-5 miljarder år kommer allt väte i centrum av solen att vara förbrukat. I detta skede finns fortfarande oförbrukat väte kvar i ett skal runt en liten kärna av i stort sett rent helium. Heliumkärnan ökar i massa allt eftersom väte i skalet närmast utanför omvandlas till helium.
Allt eftersom heliumkärnan kontraherar, kommer den att upphettas. Den höga temperaturen sprider sig till det väteförbrännande skalet utanför och detta leder till en snabb och kraftig luminositetsökning. Solen har blivit en s.k. röd jätte. Ca en miljard år efter att solen lämnat huvudserien, har heliumkärnan nått en temperatur av ca 100 miljoner K. Vid dessa temperaturer kan helium omvandlas via en kärnprocess som kallas trippel-alfa-processen (3a-processen). När heliumförbränning startar, frigörs energi, vilket leder till en temperaturstegring. Dett leder till att kärnreaktionerna sker snabbare, vilket leder till ytterligare temperaturstegring osv. Denna okontrollerade process kallas en heliumflash.
Efter heliumflashen Efter några minuter avbryts heliumflashen och stjärnan minskar sin luminositet och radie. Efter ytterligare något hundratal miljoner år, börjar heliumet i centrum ta slut. stjärnan blir på nytt en röd jätte, en s.k. AGB-stjärna. Stjärnan är nu så stor (dvs har en så låg tyngdkraft på ytan) att de yttre lagren strömmar bort från stjärnan i en stjärnvind. När det mesta av ytterdelarna försvunnit, återstår en liten het centraldel. Den utkastade gasen hettas upp och kan ses som en planetarisk nebulosa.
Planetariska nebulosor Den centrala stjärnresten krymper ihop till en liten mycket kompakt död stjärna, en vit dvärg, som sakta svalnar av. En vit dvärg kan väga lika mycket som solen och samtidigt vara lika liten som jorden. Detta innebär att densiteten är mycket hög (c:a 10 9 kg/m 3, dvs 1 cm 3 väger 1 ton!)
Tyngre stjärnor En stjärnas luminositet på huvudserien växer snabbt med ökande massa. Detta gör att väteförrådet förbrukas snabbare och att stjärnan tillbringar kortare tid på huvudserien ju tyngre den är. Som en följd av detta kommer utvecklingen för tyngre stjärnor fram till röda jätte-stadiet att gå mycket snabbt. När allt helium är slut i centrum, blir stjärnan liksom för lättare stjärnor en AGB-stjärna. Om stjärnan är tillräckligt tung (c:a 8-10 M eller mer), kan centrumtemperaturen bli så hög att det kol som bildats vid heliumförbränningen kan börja omvandlas till ännu tyngre grundämnen.
Det tyngsta ämne som kan bildas genom fusion (utan att man tillför energi) är järn. Tunga stjärnor får med tiden en kärna av järn som blir allt tyngre. Till slut kan dess inre tryck inte motstå tyngdkraften, utan den trycks ihop våldsamt till en neutronstjärna (som kan ha en densitet som är en miljard gånger högre än en vit dvärg). De yttre delarna av stjärnan studsar mot neutronstjärnans yta och slungas ut i rymden i en våldsam explosion, en supernova.
Den nybildade neutronstjärnan kan rotera mycket snabbt och har också ett mycket kraftigt magnetfält. När laddade partiklar (elektroner) rör sig snabbt i ett sådant magbnetfält sänds strålning ut i smala koner längs magnetfältets axel. Vi kan då i gynnsamma fall se strålningen komma i korta pulser, en pulsar. Om stjärnan från början är mycket tung, anser man att det är möjligt att vi istället för en neutronstjärna får ett s.k. svart hål. Materien är då så sammanpackad att tyngdkraften hindrar strålning att slippa ut.
Ett svart hål är så sammanpackat att den hastighet som krävs för att lämna objektet, flykthastigheten, blir större än ljushastigheten. Den radie, där flykthastigheten är lika stor som ljushastigheten kallas Schwarzschild-radien eller händelsehorisonten. Allt som ligger innanför händelsehorisonten är osynligt för omvärlden. Enligt teorin är det mesta av denna sfär tom på materia. Materien ligger koncentrerad till en punkt i centrum av sfären, en singularitet. Densiteten där är oändligt hög! Ett svart hål kan inte sända ut något ljus, eller annan strålning och är därför osynligt. I närheten av ett svart hål är dess gravitationskraft mycket hög och det är genom att studera materia som påverkas av det svarta hålet som vi kan sluta oss till att det finns där.
Om det svarta hålet ingår i en dubbelstjärna tillsammans med en vanlig stjärna, kan i vissa lägen massöverföring ske till det svarta hålet. Den gas som strömmar över samlas i en s.k. accretions-skiva där den spiraliserar inåt. I skivan uppstår en kraftig friktion mellan gaspartiklarna. Skivan får en mycket hög temperatur (ca 10 9 K) och kommer att stråla med stark röntgenstrålning.vissa observerade röngenkällor anses vara sådana skivor.
Kretsloppet I slutet av sin utveckling kan en stjärna avge materia (däribland också nybildade tyngre grundämnen) till det interstellära mediet: Planetarisk nebulosa Krabbnebulosan (supernovarest)
Ur detta material kan nya stjärnor bildas, som i sin tur avger en del av detta tillbaka till det interstellära mediet. Alla grundämnen förutom väte och (det mesta) helium har bildats inuti stjärnor. Vi är alla stjärnstoft!!