Ligesom ethvert levende væsen, gennemgår stjerner en naturlig cyklus. Dette begynder med fødsel, strækker sig gennem en levetid, der er kendetegnet ved forandring og vækst, og slutter i døden. Vi taler selvfølgelig om stjerner her, og den måde, de er født, lever og dør på, er helt anderledes end enhver livsform, vi er bekendt med.
For det første er tidsskalaerne helt forskellige og varer i størrelsesordenen milliarder af år. De ændringer, de gennemgår i løbet af deres levetid, er også helt forskellige. Og når de dør, er konsekvenserne, skal vi sige, meget mere synlige? Lad os se på stjerners livscyklus.
Molekylære skyer:
Stjerner starter som store skyer med kold molekylær gas. Gasskyen kunne flyde i en galakse i millioner af år, men så får en eller anden begivenhed den til at begynde at kollapse under sin egen tyngdekraft. For eksempel når galakser kolliderer, får regioner med kold gas det spark, de har brug for for at begynde at kollapse. Det kan også ske, når chokbølgen fra en nærliggende supernova passerer gennem en region.
Når den kollapser, bryder den interstellare sky op i mindre og mindre stykker, og hver af disse kollapser indad på sig selv. Hver af disse stykker bliver en stjerne. Når skyen kollapser, får gravitationsenergien den til at varme op, og bevarelsen af momentum fra alle de enkelte partikler får den til at rotere.
Protostjerne:
Når det stjernemateriale trækker strammere og strammere sammen, varmer det op ved at skubbe mod yderligere gravitationsfald. På dette tidspunkt er objektet kendt som en protostar. Omgivende af protostaren findes en cirkumstellarisk disk med yderligere materiale. Noget af dette fortsætter med at spiral indad og lægger ekstra masse på stjernen. Resten vil forblive på plads og til sidst danne et planetarisk system.
Afhængig af stjernemassen, vil protostarfasen for stjernevolutionen være kort sammenlignet med dens samlede levetid. For dem, der har en solmasse (dvs. den samme masse som vores sol), varer den omkring 1000.000 år.
T Tauri-stjerne:
En T Tauri-stjerne begynder, når materiale holder op med at falde ned på protostaren, og det frigiver en enorm mængde energi. De er såkaldte på grund af prototypestjernen, der blev brugt til at undersøge denne fase af solens evolution - T Tauri, en variabel stjerne beliggende i retning af Hyades-klyngen, omkring 600 lysår fra Jorden.
En T Tauri-stjerne kan være lys, men alt dette kommer dens tyngdekraft fra det kollapsede materiale. Den centrale temperatur i en T Tauri-stjerne er ikke nok til at understøtte fusion i kernen. Alligevel kan T Tauri-stjerner fremstå som lyse som hovedsekvensstjerner. T Tauri-fasen varer i cirka 100 millioner år, hvorefter stjernen vil gå ind i den længste fase af dens udvikling - Main Sequence-fasen.
Hovedsekvens:
Til sidst vil kernens temperatur for en stjerne nå det punkt, at fusionens kerne kan begynde. Dette er den proces, som alle stjerner går igennem, når de omdanner protoner af brint gennem flere trin til atomer af helium. Denne reaktion er eksoterm. det afgiver mere varme, end det kræver, og derfor frigiver kernen i en hovedsekvensstjerne en enorm mængde energi.
Denne energi starter som gammastråler i stjernens kerne, men da den tager en langsom langsom rejse ud af stjernen, falder den ned i bølgelængde. Alt dette lys skubber udad på stjernen og modvirker tyngdekraften, der trækker den indad. En stjerne i dette livsfase holdes i balance - så længe dens forsyning med brintbrændstof varer.
Og hvor længe varer det? Det afhænger af stjernens masse. De mindst massive stjerner, som røde dværge med halvdelen af solens masse, kan sippe væk ved deres brændstof i hundreder af milliarder og endda billioner af år. Større stjerner, som vores sol, vil typisk sidde i hovedsekvensfasen i 10-15 milliarder år. De største stjerner har de korteste liv og kan vare et par milliarder og endda kun et par millioner år.
Red Giant:
I løbet af sit liv omdanner en stjerne brint til helium ved sin kerne. Denne helium bygger sig op, og brintbrændstoffet løber tør. Når en stjerne udtømmer sit brændstof af brint ved sin kerne, stopper dets interne atomreaktioner. Uden dette lette tryk begynder stjernen at trække sig sammen indad gennem tyngdekraften.
Denne proces opvarmer en skal af brint omkring kernen, der derefter antændes i fusion og får stjernen til at lysne op igen, med en faktor på 1.000-10.000. Dette får de ydre lag af stjernen til at ekspandere udad, hvilket øger stjernens størrelse mange gange. Det forventes, at vores egen sol springer ud til en sfære, der når helt ud til Jordens bane.
Temperaturen og trykket i stjernens kerne når til sidst det punkt, at helium kan smeltes sammen til kulstof. Når en stjerne når dette punkt, trækker den sig sammen og er ikke længere en rød kæmpe. Stjerner, meget mere massiv end vores sol kan fortsætte med i denne proces, bevæge sig op på bordet med elementer, der skaber tungere og tungere atomer.
Hvid dværg:
En stjerne med massen af vores sol har ikke tyngdekravet for at smelte kulstof, så når den først løber tør for helium, er den faktisk død. Stjernen vil skubbe de ydre lag ud i rummet og derefter trække sig sammen og til sidst blive en hvid dværg. Denne stjernestrøm begynder muligvis varmt, men det har ingen fusionsreaktioner, der finder sted mere inde i det. Det vil køle ned over hundreder af milliarder af år og til sidst blive universets baggrundstemperatur.
Vi har skrevet mange artikler om den levende cyklus af stjerner på Space Magazine. Her er hvad er livscyklussen for solen ?, Hvad er en rød kæmpe ?, vil jorden overleve, når solen bliver en rød kæmpe ?, hvad er fremtiden for vores sol?
Vil du have flere oplysninger om stjerner? Her er Hubblesites nyhedsmeddelelser om stjerner, og mere information fra NASAs forestil dig universet.
Vi har indspillet flere episoder med Astronomy Cast om stjerner. Her er to, som du måske kan hjælpe: Afsnit 12: Hvor kommer babystjerner fra ?, Afsnit 13: Hvor går stjerner, når de dør? Og afsnit 108: Solens liv.
Kilder:
- NASA: Hvordan dannes og udvikles stjerner?
- NASA: Stjernes liv og død
