Stjerners udvikling

Af Erling Poulsen

1. Når en stor sky af gas og støv begynder at falde sammen, starter den proces, der skal blive til en stjerne. Det er skyens egentyngde, der driver sammenfaldet.

2. Fordi stoffet bliver mast sammen i centrum af skyen, bliver det varmere, der er dannet en protostjerne. Varmen medfører en udsendelse af infrarød stråling, den begynder at blæse skyen fra hinanden.

3. Temperaturen er nu nået op på flere millioner grader i protostjernens centrum, og kerneprocesser, hvor brint smelter sammen til helium, begynder nu at give energi til stjernen. Fra nu af og lang tid frem vil energistrømmen fra centrum og tyngden, der prøver at fortsætte sammenfaldet, holde hinanden i skak, stjernen er begyndt på sin stabile periode.

4. Hvis stjernen har en masse på mellem 0,8 og 11 solmasser vil dannes en stjerne med overfladetemperatur mellem 5000° og 23000°. Energiproduktionen er mellem 0,5 og 18000 gange Solens. Diameteren ligger mellem 0,9 og 7 gange Solens.
Selv om den tungere stjerne har meget mere “brændstof” end den lette, så bruger den det hurtigt, og jo tungere en stjerne er jo kortere bliver dens stabile periode.
a) Stjernen har nu brugt al brinten i sit centrum, den er blevet til en kæmpestjerne, som skaffer energi ved at helium smelter sammen til kul og ilt i dens centrum. Den udsender mere energi end før, men dens størrelse gør at overfladen er koldere, derfor lyser den rødt.
b) Stjernen er stadig en kæmpestjerne, men nu er den ved at danne en kerne af kul og ilt.
c) Der opstår ustabile forhold i stjernen og den begynder at udvide sig og trække sig sammen. Under disse “skvulp” dannes en planetarisk tåge.
Og tilbage i centrum ligger en hvid dværgstjerne med en størrelse som Jorden, men med en overfladetemperatur på 10000°.

5. Hvis massen af stjernen er mellem 11 og 50 gange Solens masse dannes en stjerne med overfladetemperatur på mellem 23000° og 40000°. Energiproduktionen er mellem 18000 og 100000 gange så stor som Solens og størrelsen er mellem 7 og 20 gange så stor som Solens.
Den voldsomme udsendelse af energi gør at stjernen kun “lever” kort, den opbruger hurtigt sin brint og får en kerne af helium.
a) Nu dannes enten en rød eller blå superkæmpestjerne, den har en kerne af helium, som vokser større og større.
b) På et tidspunkt begynder kernens helium at smelte sammen til kvælstof, kul og ilt. Processen fortsætter og der dannes neon og natrium; denne sammensmeltning fortsætter hurtigere og hurtigere, der dannes silicium og svovl. Processen stopper med at der dannes jern og en jernkerne opbygges i stjernen.
c) Når jernkernen når op på 1,4 gange Solens masse falder den sammen og der udløses en mængde energi i en supernova eksplosion (type II). Tilbage ligger en neutronstjerne, et legeme kun bestående af neutroner (egentlig en stor atomkerne) med en størrelse på ca. 10 km.
Mange neutronstjerner roterer hurtigt, måske 1000 gange i sekundet, derved udsendes stråling i stød og man kalder dem så pulsarer.

6. Hvis stjernen har en masse på over 50 solmasser vil dannes en stjerne med overfladetemperatur over 40000°. Energiproduktionen er over 100000 gange Solens. Diameteren er over 20 gange Solens.
Den dannede stjerne nøjes ikke med at udsende stråling, også en meget stærk vind af stof strømmer fra stjernen.
a) Strømmen af stof væk fra stjernen er så stor at når den løber tom for brint i centrum, så er der heller ikke mere brint ved dens overflade. Den kaldes en Wolf-Rayet stjerne.
b) Der dannes ligesom under punkt 5b en jernkerne, og stjernen bliver til en supernova (type 1b, som ikke viser tegn på brint, fordi der ikke er noget), men denne er så massiv, at sammenfaldet ikke stopper med en neutronstjerne, men med et Sort Hul. Det er i princippet et hul i universets geometri, og eksisterer derfor ikke, men det har et umådeligt tyngdefelt.