Stjerners liv

Af Erling Poulsen

Hvordan det går med en stjerne afhænger stærkt af, hvor stor masse den oprindelige sky har: den sky af støv og gas der bliver til stjernen.

Som eksempel kan man se på, hvordan en stjerne som Solen udvikler sig i et Herzprung-Russel Diagram.
Ved (1) på tegningen har skyen allerede begyndt sin sammentrækning, og den frigjorte tyngdeenergi varmer skyen op.
Det fortsætter i omkring 75 mill. år, hvorefter centraltemperaturen er så høj, at kerneprocesser kan begynde, skyen har nået (2), og en stjerne er født.
Den oprindelige sky roterer som alt andet. Under sammentrækningen vil rotationshastigheden stige for at bevare drejningsmomentet.

Ved (2) kan ske to ting: Enten dannes en flad skive af støv omkring stjernen, en skive der snart splittes op i klumper, planeter, der bevarer momentet. Eller den hurtigt roterende sky deles i to, og der dannes en dobbeltstjerne, hvor momentet bevares i de to stjerners indbyrdes kredsen.
Kerneprocessen, der forsyner stjernen med energi, består i, at fire brintatomer smelter sammen til et heliumatom, det giver en mængde energi. Stjernen bliver stabil, og er hele 10 mia. år om at komme fra (2) til (3). Det er denne stabile energiproduktion, som gør, at vi finder de fleste stjerner i hovedserien.

Efter (3) udvikler stjernen sig hurtigt til en rød kæmpestjerne, hvor den får energi ved at heliumatomer smelter sammen til tungere grundstoffer, især kul og ilt. Den røde kæmpe er nogenlunde stabil, og fasen varer ca. en mia. år.
Når den sidste rest helium i stjernens indre er opbrugt, går det hurtigt, og den røde kæmpe kollapser til en hvid dværg gennem en ustabil periode (4), hvor en planetarisk tåge kan dannes.

Den hvide dværg (5) kan ikke danne energi og vil derfor afkøles og ende som sort dværg.
Stjerner meget tungere end Solen har en kortere udviklingsproces og ender med at eksplodere som Supernovaer.