Stellar Evolution: Faser Av Stellar Evolution

Sammanträde av Protostar

Den inledande fasen av den stellära utvecklingen är sammandragning av protostaren från den interstellära gasen, som består av mestadels väte, en del helium och spår av tyngre element. I detta steg, som vanligtvis varar miljoner år, strålas hälften av den gravitationella potentiella energin som frigörs av den kollapsande protostaren bort och hälften går in i att öka temperaturen hos den bildande stjärnan. Så småningom blir temperaturen tillräckligt hög för att termonukleära reaktioner ska börja; om massan på protostaren är för liten för att höja temperaturen till tändpunkten för den termonukleära reaktionen, är resultatet en brun dvärg eller en misslyckad stjärna. I dessa termonukleära reaktioner, löst kallad vätebränning, smälts fyra vätukärnor samman för att bilda en heliumkärna (se nukleosyntes). Denna tidpunkt kallas konventionellt ålder noll.

Många protostära sammandragningar har observerats i isolerade gasmoln; det vill säga där ett moln samarbetade för att bilda en stjärna. 1995 hittades emellertid det första exemplet på en stjärnbildande region i örnnebulan, cirka 7000 ljusår från jorden. I denna region bildas stjärnor vid spetsarna av långa, fingerliknande kolumner som sträcker sig från ett enormt moln av interstellär gas och damm; kolumnerna eroderas av strålning (en process som kallas fotoindunstning) från stjärnor i närheten, vilket lämnar spridda materialkroppar som drar sig samman till stjärnor.

Mogna stjärnor och huvudsekvensen

När en stjärna väl bildats, sätter den sig i en lång medelålder under vilken den lyser stadigt när den omvandlar sin vätgasförsörjning till helium. För stjärnor med en given kemisk sammansättning bestämmer massan enbart stjärnans ljusstyrka, yttemperatur och storlek. Ljusheten ökar mycket kraftigt med en ökning av massan; fördubbling av massan (som är proportionell mot energiförsörjningen) ökar ljusstyrkan (som är proportionell mot energinivån) mer än 10 gånger. Därför ju mer massiv och lysande en stjärna är, desto snabbare tappar den väte och desto snabbare utvecklas den.

Eftersom en stjärnas medelålder är den längsta perioden i stjärnutvecklingen, kan man förvänta sig att de flesta av de observerade stjärnorna är i detta skede och att visa en stark korrelation mellan ljusstyrka och färg (färg är ett mått på stjärnstemperatur). Denna förutsägelse bekräftas genom att planera stjärnor på ett Hertzsprung-Russell-diagram, där majoriteten av stjärnorna faller längs en diagonal linje som kallas huvudsekvensen. Huvudsekvensen är mest befolkad vid slutet med låg ljusstyrka; det är dessa stjärnor som utvecklas långsammast och så förblir längst i huvudsekvensen.

När en stjärns väte omvandlas till helium blir dess kemiska sammansättning inhomogent: helium-rik i kärnan, där kärnreaktionerna inträffar, och mer nästan rent väte i det omgivande höljet. Vätet nära mitten av kärnan förbrukas först. När detta är utarmat rör sig platsen för kärnreaktionerna ut från mitten av kärnan och fusion inträffar i på varandra följande koncentriska skal. Slutligen sker fusion endast i ett tunt, yttre skal i kärnan, det enda stället där både väteinnehållet och temperaturen är tillräckligt hög för att upprätthålla reaktionerna.

Gamla stjärnor och död

När heliuminnehållet i stjärnskärnan byggs upp, dras kärnan samman och frigör gravitationsenergi, som värmer upp kärnan och faktiskt ökar hastigheterna för kärnreaktionerna. Således ökar väteförbrukningstakten när väte används. För att tillgodose den högre ljusstyrkan som härrör från de ökade reaktionshastigheterna måste höljet expandera för att möjliggöra ett ökat energiflöde till stjärnan. När stjärnens yttre regioner expanderar, svalnar de.

Stjärnan består nu av en tät, heliumrik kärna omgiven av ett enormt, snyggt hölje med relativt sval gas; stjärnan har blivit en röd jätte. Så småningom kommer den kontraherande stjärnkärnan att nå temperaturer över 100 miljoner grader Kelvin. Vid denna tidpunkt brinner heliumförbränningen in. Med tändningen av processen stoppas utvidgningen av kuvertet och vänds sedan; stjärnan drar sig tillbaka från den röda jättefasen, krymper i storlek och ljusstyrka och återanvänder huvudsekvensen. Den exakta utvecklingen är osäker, men när stjärnan återgår till huvudsekvensen kommer den förmodligen att bli instabil. Stjärnan kan mata ut en del av sin massa eller bli en exploderande nova eller supernovastjärna; åtminstone kommer det att bli en pulserande variabel stjärna, möjligen en Cepheid-variabel.

I de senare utvecklingsstadierna öppnar ytterligare sammandragning och höjning av temperaturen nya termonukleära reaktioner. Det antas att de tyngre elementen i universum, fram till järn, syntetiserades i stjärnorna inuti av en mängd intrikata kärnreaktioner, många involverade neutronabsorption. Element som är tyngre än järn tillverkas i supernovaexplosioner. Som ett resultat av kärnreaktionerna blir den kemiska sammansättningen av senfasstjärnan starkt inhomogen; dess struktur är fraktionerad i ett antal koncentriska skal bestående av olika element runt en järnkärna.

Det slutliga resultatet av stjärnutvecklingen beror kritiskt på den kvarvarande massan av den gamla stjärnan. De allra flesta stjärnor utvecklar inte järnkärnor. Om massan inte är större än Chandrasekhar-massgränsen (1,5 gånger solens massa), kommer stjärnan att bli en vit dvärg, glödande svagt i miljarder år genom att stråla bort sin återstående värmeenergi tills den blir en svart dvärg, en helt död stjärna. Om stjärnan är för massiv för att bli en stabil vit dvärg, fortsätter sammandragningen tills temperaturen når cirka 5 miljarder grader Kelvin. Vid denna temperatur börjar järnkärnorna i kärnan att absorbera elektroner; detta skapar neutronrika isotoper och berövar samtidigt kärnan från dess tryck. Med ytterligare kollaps och ökad densitet blir kärnan en speciell typ av styvt fast ämne. Vid ännu högre densitet,det fasta ämnet förångas när kärnorna bryts upp till fria neutroner. Den resulterande neutronvätskan utgör kärnan i en ny astrofysisk kropp, kallad en neutronstjärna, av vilka pulsars är exempel. Om stjärnmassan är för stor för att vara stabil även som en neutronstjärna kommer fullständig gravitations kollaps att uppstå och ett svart hål bildas.

• Introduktion
• Faser av Stellar Evolution
• Validera theory of Stellar Evolution
• Bibliografi