STJERNERNE

Fra stjernedannelse til sorte huller

Lad mig begynde dette afsnit om stjernerne med at fortælle lidt om den stjerne, vi kender bedst.

I Solens indre fusionerer brint til helium (fusion=sammensmeltning) på grund af, at temperaturen her er 15 millioner grader Kelvin (K), (K=C+273,15).Ved fusionen bliver der en rest til overs, og denne rest frigøres som energi, som vist i Einsteins berømte formel: E=mc2. Massetætheden i Solens indre er 14 gange større end massetætheden i bly. Alligevel er Solen udelukkende af gas. Ca. 40% af Solens masse, som udgør 30% af dens radius, er i stand til at fusionere brint. Solens masse svarer til 333.000 gange Jordens masse. Solen er en stjerne af gennemsnits størrelse.

For at betingelserne for termonuklear fusion er til stede skal stjernerne være meget store. Stjernerne skal have masser mellem 0,08 og 10 gange Solens masse. Der findes dog såkaldte brune dværge, der kan fusionere deuterium (tung brint), selv om deres masser er helt nede på0,0125 gange Solens masse, svarende til 13 gange Jupiters masse.

De fleste stjerner består næsten udelukkende af brint (90%) og helium (10%). En lille rest på ca. 1/10% består af alle de andre grundstoffer, hvoraf ilt oftest dominerer, derefter følger kulstof (carbon), neon og kvælstof. Af metallerne dominerer jern oftest.

Stjerner fødes i interstellare gasskyer, f. eks. når en stjerne i nærheden eksploderer i en supernova. Trykbølgen fra eksplosionen "rører rundt" i gasskyen og får den til at danne klumper af partikler. Er en klump stor nok, kan dens tyngdekraft (gravitation) tiltrække flere og flere partikler. Trykket inde i klumpen vokser, der bliver varmere og når trykket og temperaturen er høje nok, starter kernefusionen. Gravitationen vil gerne gøre den nyfødte stjerne så lille som muligt, men trykket fra kerneprocessen indeni, og den energi, der frigives, virker stabiliserende, og stjernen finder en ligevægt mellem ydre og indre tryk. I resten af stjernens liv foregår der en kamp mellem gravitationen udefra og kernekraften indefra.

Hovedserie stjerner (main sequence stars)

Langt de fleste stjerner tilhører hovedserien. Det gælder også for vores Sol. Hovedserie stjerner er mellem 1/20 og 10 gange så store som Solen. Hovedserie stjerner deles op i klasser efter deres overfladetemperatur, som kan bestemmes ud fra bølgelængden på det lys, de udsender. Overfladetemperaturen siger også noget om stjerners fysiske størrelser.

Klasserne er:

O (31.000 K - 49.000 K)
B (10.000 K - 31.000 K)
A (7.400 K - 10.000 K)
F (6.000 K - 7.400 K)
G (5.300 K - 6.000 K)
K (3.999 K - 5.300 K)
M (2.200 K - 3.900 K)
L (1.200 K - 2.200 K)
T (under 1.200 K)

Solens overfladetemperatur er 5.800 K og Solen er derfor en hovedserie stjerne i klasse G. Systemet er decimaliseret, og Solens endelige indplacering i systemet er G2.

Stjerners levetid og død.

Hovedserie stjerner har kun en vis mængde indre brændstof til rådighed. Når alt en stjernes brint er ved at være fusioneret til helium, begynder stjernen at dø. Jo større en stjerne er, des kortere er dens livscyklus. Det skyldes, at den fusionerer brint hurtigere end en lille stjerne. En kæmpestjerne lever kun et par millioner år, mens en lille stjerne kan leve i billioner af år. Stjerner med masser på 0,8 gange Solens masse har en levetid på 13 milliarder år. Det betyder, at ingen stjerner med masser på 0,8 gange Solens masse nogensinde er døde, for stjernedannelsen begyndte jo netop for 13 milliarder år siden. Solen har med sin masse på 1,0 en levetid på 10 milliarder år, så den er cirka halvvejs i sit liv.

Hovedserie stjerner, der i deres dødskamp svulmer op på grund af kerneprocesser i deres indre, bliver så varme inde i deres centre, nemlig op til 100 millioner grader K, at de begynder at fusionere helium, når deres brint er opbrugt. Helium fusionerer til kulstof og videre til ilt. Stjerner på 2 - 8 gange Solens masse kan i deres heliumfusionsstadium blive ustabile og begynde at pulsere i størrelse, temperatur og lysstyrke. Disse stjerner kaldes cepheider, og de har gerne størrelsesklasse F og G. Cepheider bruger vi til at bestemme afstande i Universet.

Når alt en stjernes helium er ved at være fusioneret til kulstof og ilt, ekspanderer stjernen igen og pulserer nu med længere perioder. Stjernen kan blive 200 gange større end den oprindeligt var. Vores Sol vil, når den når dette stadium, opsluge Jorden. Den pulserer i perioder, der kan vare op til et år eller mere. I dette stadium kaldes stjernen for en langperiodisk rød kæmpe.

Dannelse af grundstofferne

Samtidig med at helium fusionerer til kulstof og ilt, sker der andre kerneprocesser inde i de røde kæmper, som resulterer i dannelsen af grundstoffer, såsom zirconium og mange andre. Disse biprodukter fra kernefusionen har tilbøjelighed til at stige op til stjernens overflade, og de kan samles her i så store mængder, at de gør stjernen usynlig for det blotte øje. Sådanne stjerner kan kun påvises ved hjælp af deres infrarøde stråling (varmestråling). Iltrige stjerners overflader dækkes gradvist af silicium støv, kulstofrige stjerners overflade dækkes af kulstof støv i form af grafit og sod. Meget af det støv, der findes i det interstellare rum, har sin oprindelse herfra. Stjerner i dette stadium hærges af stærke vinde på deres overflader, og disse vinde kan blæse over halvdelen af stjerners masser ud i det interstellare rum, hvorfra det igen kan indgå i nye stjernedannelser.

Nu vil jeg vise en billedserie optaget af Hubble teleskopet fra maj 2002 til februar 2004. Den viser en rød kæmpe, som blæser noget af sin overflade ud i det interstellare rum. Det foregår med fantastisk stor hastighed. Fænomenet kaldes for en planetarisk tåge (planetary nebula).

Cat´s Eye Nebula 20.5.2002

Cat´s Eye Nebula 2.9.2002

Cat`s Eye Nebula 28.10.2002

Cat`s Eye Nebula 17.12.2004

Dette sidste billede af Cat`s Eye Nebula optog Hubble teleskopet d. 8.2.2004

Denne røde kæmpe hedder officielt V838 Monocerotis.

Kælenavnet Cat`s Eye Nebula fik den , da man så det første billede Hubble teleskopet optog d. 20.5.2002.

Når en rød kæmpe har mistet over halvdelen af sin masse får kernekraften for alvor taget over gravitationen. Stjernen udvider sig hurtigt med op til 100 km/sek. og bliver til en planetarisk tåge (planetary nebula). Den har intet med planeter at gøre, men navnet skyldes dens skiveform, der kan minde om planetdannelse omkring en stjerne.

Når den planetariske tåge er forsvundet ud i rummet er stjernens kerne ladt alene tilbage. Kernen, der er på størrelse med Jorden, men indeholder næsten lige så meget stof som Solen (med en vægt på 1.000 kg. pr. kubikcentimeter), har ikke mere stof til kernefusion. Den er blevet til en hvid dværg. Dens tæthed er så stor, at gravitationen ikke kan presse den yderligere sammen. Fra nu af er den henvist til langsomt at afkøle. Afkølingen tager så lang tid, at ingen hvid dværg endnu er blevet usynlig. Der findes altså ingen sorte dværge derude i rummet.

Når en stjerne i supergigant-klassen (over 10 gange Solens masse) dør, er dens vægt så stor, at andre kerneprocesser foregår. Når brint- og heliumfusionerne ophører, starter kulstoffusion, og der dannes en blanding af neon, magnesium og ilt. Når kulstoffusionen ophører, begynder blandingen af neon, magnesium og ilt at fusionere til en blanding af silicium og svovl. Endeligt fusionerer silicium- og svovlblandingen til jern. Jern kan ikke generere energi ved fusion, så her stopper kerneprocesserne.

Nu er det så gravitationens tur til vinde over kernekraften. Det bevirker, at stjernen pludseligt (og det sker virkeligt lynhurtigt) kollapser under sin egen vægt. En stjerne, der er så stor som hele Solsystemet, kollapser ned til under 100 km i diameter. Jernet nedbrydes til dets grundelementer, protoner, neutroner og elektroner. Kollapsen fører til en eksplosion af umådelig styrke, og den del af stjernens stof, der eksploderes væk fra den, er så varm, at kernereaktioner går i gang og producerer alle slags grundstoffer. Disse spredes ud i rummet og indgår senere i nye stjernedannelser. Når en stjerne på denne måde eksploderer, kaldes den for en supernova. Det skyldes at lyset fra eksplosionen er så kraftigt, at man pludselig ser en stjerne på himmelen, hvor der hidtil ingen har været. Supernovaer i Solens nabolag kan udsende så kraftigt lys, at det kan ses i dagslys.

Resterne af den gamle stjerne ses som en ring, der kaldes en supernova rest (supernova remnant), der breder sig ud i rummet. Denne ring indeholder alle grundstofferne. Bortset fra brint og helium stammer alle grundstofferne fra stjerner, og de er blevet spredt rundt i Universet af de eksploderende stjerner, supernovaerne.

Neutronstjerner og pulsarer

Tilbage i supernovaens centrum er der en hurtigt roterende neutronstjerne. Den roterer mange gange pr. sekund, har en masse større end Solens og en diameter på ca. 10 km. (som en mindre købstad), og den vejer ufattelige 100.000 millioner kg. pr. kubikcentimeter. En sådan kollapset stjerne har et utroligt kraftigt magnetfelt. Det er millioner og atter millioner gange kraftigere end Jordens magnetfelt. Magnetismen er så kraftig, at den stråler væk fra neutronstjernens akse og ud i rummet. Neutronstjerners akser hælder ligesom Jordens akse, og neutronstjerner kommer herved til at tjene som magnetiske fyrtårne. Hvis magnetstrålingen rammer Jorden, ser vi neutronstjernen som en pulsar. Når neutronstjerner bliver gamle, aftager deres rotationshastighed, og de udsender nu radiobølger i stedet for magnetisk stråling. Langt de fleste af de 600 kendte pulsarer er i radiobølge stadiet. Når rotationshastigheden kommer ned på 4 omdrejninger pr. sekund, er der ikke længere energi nok til at pulsarerne kan ses, og de forsvinder for altid ud af syne. Da neutronstjerner ikke kan fusionere mere, forbliver de for evigt fanget i deres tyngdekræfters greb.

Sorte huller

En supernova bliver kun til en neutronstjerne, hvis dens masse er 2 - 3 gange Solens masse. Er den større, kan end ikke stjernens enorme tæthed holde gravitationen tilbage, og i stedet for en neutronstjerne danner supernovaen en "stjerne", som ikke kan modstå gravitationen, og den bliver ved med at trække sig sammen i al evighed. Når dens diameter bliver tilstrækkelig lille, kan end ikke lyset undslippe og stjernen forsvinder for evigt i et sort hul. Det, vi kalder et sort hul, er i realiteten en stjerneoverflade, hvor hastigheden for at undslippe overfladen er lige så stor som lysets hastighed, d.v.s. 300.000 km/sek.

Hvad, der foregår i et sort hul, vides ikke.