Stjärna

Wikipedia

För andra betydelser, se Stjärna (olika betydelser).

Den öppna stjärnhopen Messier 18

En stjärna är ett mycket stort gasklot, mestadels bestående av väte. Stjärnans gravitation är så stark att vätet pressas ihop tillräckligt för att fusion ska kunna ske, vilket är den process som omvandlar materia till energi i stjärnan. Energimängderna som frigörs hettar upp hela stjärnan så att den lyser. I en stjärnas inre råder så extrema förhållanden att lätta grundämnen, som väte och helium, fusionerar till tyngre. Denna process startar när temperaturen i kärnan nått ca 8 miljoner kelvin. Alla atomer i universum, från helium till järn, har en gång uppstått på det viset i stjärnornas inre. Tyngre atomer uppstår på annat sätt, i supernovor. Solen är en stjärna.

Ur fusionsprocessen kommer energi framförallt ut som fotoner, gammastrålning, men också som termisk rörelse för alla inblandade kärnor. Fusionen i stjärnorna fortsätter så länge det blir energi över efter sammanslagningen, och det tryck utåt som den frigjorda energin åstadkommer kan hålla gravitationens tryck inåt i jämvikt. När för lite väte återstår i stjärnans centrala delar så kommer gravitationen att komprimera stjärnan. Det högre tryck, och högre temperaturer som då uppstår, kan få igång en ny omgång reaktioner där helium reagerar till tyngre ämnen, varvid ett nytt jämviktstillstånd uppstår. Så småningom är heliumkoncentrationen även den för låg, varvid stjärnan komprimeras än mer och nya reaktioner tar fart. Kedjan kan ta slut på två sätt: antingen är stjärnan för liten för att initiera någon av de senare reaktionerna, eller också (om stjärnan är mycket tung från början), så innehåller centrum alltför mycket järn.

En stjärna kommer under större delen av sitt liv förbränna väte. Under denna tid säges den tillhöra huvudserien. (Se även Hertzsprung-Russells diagram.) Vad som händer då vätet tagit slut beror på hur stor massa stjärnan har. Om den är mycket liten så tror man att den kommer att dra ihop sig till en röd dvärg, utan ytterligare reaktioner. Orsaken till att man inte vet, är att sådana här små stjärnor har mycket lång livslängd; universum är inte tillräckligt gammalt än för att någon sådan stjärna ska ha gjort slut på sitt väte - en sådan stjärna kan ha en livslängd på 10-100 miljarder år.

Om stjärnan är lite större, ungefär som Solen, så kommer följande ske: Då vätet tagit slut och heliumprocessen tagit fart, kommer den nyligen frigjorda energin att "trycka ut" stjärnans yttre delar. Stjärnan har blivit en röd jätte. Beroende på massan hos stjärnan, så kommer processen kontraktion - nya reaktioner - bränslet slut - kontraktion upprepas ett antal gånger i allt snabbare takt, och varje gång skickas mer material ut. När slutligen inga ytterligare reaktioner kan ske, kommer stjärnan krympa vidare till en vit dvärg, medan materialet den skickade ut i rymden, en s.k. planetär nebulosa, blandas upp med det omgivande interstellära stoftet. Om nu den vita dvärgen är alltför stor, med ungefär 1,4 gånger så stor massa som solen, så uppstår en supernova av typ I varvid den blir av med tillräckligt mycket material för att kunna stabiliseras som en vit dvärg, vilken slutligen svalnar till först en brun dvärg och slutligen till en svart dvärg. Denna typ av stjärnor lever ungefär 1-10 miljarder år.

När en mycket massiv stjärna (5 gånger så tung som solen eller mer, livslängd ungefär 100 miljoner år eller mindre) slutligen kollapsar, frigörs så mycket energi som tidigare varit bunden i gravitationen, att stora mängder material kommer slungas ut i en supernovaexplosion (av typ II). Detta är en mycket häftig reaktion som är över på bråkdelar av en sekund! Precis hur det går till är ännu inte klarlagt. Resterna efter explosionen kan sluta som en neutronstjärna eller svart hål.

Astronomer uppskattar att det finns 7·10²² stjärnor i det universum vi känner till.