En stjerne er en stjerne, ikke? Der er selvfølgelig nogle forskelle i farvemæssigt, når man ser på nattehimlen. Men de er i princippet alle de samme store bolde med brændende gas, millioner, milliarder lysår væk, ikke? Nå, ikke helt. I sandhed er stjerner lige så forskellige som alt i vores univers og koges ned til en af mange klassifikationer baseret på deres egenskaber.
Generelt er der mange forskellige typer stjerner, fra bittesmå brune dværge til røde og blå supergiganter. Der er endda fremmed slags stjerner, som neutron- og Wolf-Rayet-stjerner og teoretiske kvarkstjerner. Og når vi fortsætter med at udforske universet, studerer vi alt om stjernerne, der får os til at udvide vores verdenssyn. Lad os se på de forskellige typer stjerner.
protostars:
En protostar er hvad der sker inden dannelsen af selve stjernen. En protostar er et objekt sammensat af gas, der er kollapset fra en gigantisk molekylær sky. Fasen med stjernelig evolution - en protostar - varer omkring 100.000 år. Med tiden øges tyngdekraften og trykket, hvilket får stjernen til at kollapse (kontrakt). Al frigørelse af protostaren kommer kun fra opvarmningen forårsaget af gravitationssammentrækning - termonukleære reaktioner er endnu ikke begyndt.
Et størrelseskort, der viser vores sol (til venstre) i sammenligning med kendte enorme stjerner.
Billede: earthspacecircle.blogspot.ca
Salgsfremmende video:
T Taurus Stjerner:
T Tauri-stjernen er scenen i dannelsen og udviklingen af en stjerne lige inden den bliver en hovedsekvensstjerne. Denne fase finder sted i slutningen af protostarfasen, når tyngdekraften, der holder stjernen sammen, er kilden til al dens energi. T Tauri-stjerner har ikke nok tryk og temperatur i deres kerner til at udløse termonuklear fusion, men de ser ikke ud som hovedsekvensstjerner, da de er lysere end dem, fordi de er større end dem. T Tauri-stjerner har store solflekkearealer, og de har intense røntgenstråler og ekstremt kraftig stjernevind. Stjerner har været i T Tauri-scenen i omkring 100 millioner år.
Hovedsekvensstjerner:
De fleste af stjernerne i vores galakse, og endda i universet, er stjerner i hovedsekvensen. Vores sol er en stjerne i hovedsekvensen, ligesom vores nærmeste naboer Sirius og Alpha Centauri A. Hovedsekvensstjerner kan variere meget i størrelse, masse og lysstyrke, men de gør alle de samme ting: de omdanner brint til helium i deres kerner ved at frigive enorm mængde energi.
Hovedsekvensstjernen er i hydrostatisk ligevægt. Tyngdekraften trækker stjernen indad, lysets tryk fra alle termonukleære reaktioner i stjernen skubber udad. Disse udadgående og indadgående kræfter afbalancerer hinanden, og stjernen opretholder en sfærisk form. Størrelsen på stjernerne i hovedsekvensen afhænger af deres masse, som bestemmer mængden af tyngdekraft, der trækker den indad.
Den nedre massegrænse for en stjerne i hovedsekvensen er ca. 0,08 solmasser eller 80 Jupiter-masser. Dette er den mindste mængde tyngdekraft, der er nødvendig for at udløse nukleære fusionsreaktioner i kernen. I teorien kan stjerner vokse op til 100 solmasser.
Rød kæmpe:
Når en stjerne har brugt alle sine kernerne brintreserver, stopper termonukleære reaktioner, og stjernen opbygger ikke længere trykket udad for at modvirke det indadgående tyngdekraft, der trækker stjernen sammen. En skal af brint omkring kernen starter fortsættelsen af stjernens levetid, men stjernen vil dramatisk stige i størrelse. Den aldrende stjerne er blevet en rød gigant, og den kan være 100 gange størrelsen på en hovedsekvensstjerne. Når dets brintbrændstof er opbrugt, begynder helium og derefter tungere elementer at blive behandlet i termonukleære reaktioner. En stjerne i den røde gigantfase varer kun et par hundrede millioner år, før den løber tør for brændstof og bliver en hvid dværg.
Hvid dværg:
Når en stjerne fuldstændigt har udtømt brintbrændstoffet i sin kerne, vil den opleve en mangel på masse til at behandle tungere elementer i termonukleære reaktioner og vil komme ind i den hvide dværgfase. Lysets tryk udad fra termonukleære reaktioner stopper, og stjernen vil kollapse (krympe) under påvirkning af sin egen tyngdekraft. Den hvide dværg skinner kun, fordi den engang var en varm stjerne, men da termonukleære reaktioner ikke længere forekommer i den, køler den ned til universets baggrundstemperatur. Denne proces vil tage hundreder af milliarder af år, så de hvide dværge er faktisk ikke særlig seje endnu.
Rød dværg:
Røde dværge er en af de mest almindelige typer stjerner i universet. De er hovedsekvensstjerner, men de har så lidt masse, at de er meget koldere end vores sol. Men deres funktion er anderledes. Røde dværge kan lagre brintbrændstof ved at blande det i deres kerne, og derfor kan de spare deres brændstof meget mere end andre stjerner. Astronomer mener, at nogle af de røde dværge kan brænde brændstof i op til 10 billioner år. De mindste røde dværge har cirka 0,075 solmasser, og deres masse kan være så meget som halvdelen af solens masse.
Neutron stjerner:
Hvis massen af en stjerne er omkring 1,35 - 2,1 solmasser, bliver den ikke til en hvid dværg, når den dør. I stedet vil stjernen dø i en katastrofal begivenhed kaldet en supernova, og den resterende kerne bliver en neutronstjerne. Som navnet antyder er en neutronstjerne en eksotisk type stjerne, der udelukkende er sammensat af neutroner. Dette skyldes stærk tyngdekraft, når stjernen komprimeres så meget, at alle protoner og elektroner presses sammen for at danne neutroner. Hvis stjernerne er endnu mere massive, bliver de til sorte huller efter en supernovaeksplosion.
Supergiants:
De største stjerner i universet er supergiganter. Dette er monstre med en masse, der er ti gange større end massen af Solen. I modsætning til Solens relativt stabile stjerne forbruger supergiganter deres brintbrændstof med en utrolig hastighed, og alt deres brændstof vil blive fuldstændigt opbrugt om et par millioner år. Supergiganter lever hurtigt og dør unge og eksploderer i supernovaer; fuldstændig ødelægge dig selv i processen.
Som du kan se, kommer stjerner i mange størrelser, farver og typer. At vide, hvad der forklarer dette, og hvordan de forskellige stadier i en stjerners liv ser ud, er vigtigt, når det kommer til forståelse af vores univers. Det hjælper også, når det gælder vores løbende bestræbelser på at udforske det lokale stjernekvarter for ikke at nævne jagt på udenrigslandeliv!