EN STJERNES LIV AV: SHERMILA THILLAIAMPALAM

Transkript

1 EN STJERNES LIV AV: SHERMILA THILLAIAMPALAM

2 FORORD En stjerne er ikke mer enn én liten prikk med lys på nattehimmelen for oss. Men som alt liv på jorden har faktisk stjernen også en fast prosess eller mønster som den går igjennom. Og dette er det jeg skal se litt nærmere på i denne oppgaven.jeg skal gå inn på de forskjellige fasene til en stjerne. Hvordan en stjernene blir skapt, hva som skjer med den underveis, og hvordan den dør. Itillegg til dette skal jeg også se litt på kjente stjerner og hvor langt de har kommet i sitt liv.

3

4 FRA STØV TIL STØV FØDSELEN AV EN STJERNE Langt ute i universet, dypt inne i en kosmisk sky starter fødselen av en stjerne. Store mengder med støv og gasser (hovedsakelig hydrogen og helium) som kondenserer som regndråper i en sky. I løpet av flere millioner av år greier skyene og samle seg sammmen og lage klumper som er noe tettere. Tyngdekrafter tvinger skyene til å tekke seg sammen. Selv om tyngdekraften er veldig svak, kan den virke sakte men sikkert på atomer og støvkorn ute i verdensrommet. Når disse skyene blir riktig tette, blir de omdannet til en virvlende malstrøm av stoff. I midten av denne malstrømmen dannes det en stor klump som stadig blir tettere og varmere. I en stjernes utvikling har vi i dette stadiet en protostjerne. En protostjerne er klump som inneholder høy konsentrasjon av støv og gass som er klat for å utvikle seg til en stjerne. (1) Rundt protostjenen fortsetter stoffet å virvle og legger seg som en ring eller en skive. Når kjernen når 10 millioner C frigjøres energi, ved at hydrogenkjerner fusjoneres til helium. Det betyr at hydrogenet omdannes til helium i kjernen. Dette skjer på grunn av at varmen og trykket inne i kjernen er så stort at protoner binder seg sammen. Kjernen til et hydrogen atom består av et enkelt proton. Det som skjer er at fire protoner kolliderer og smelter sammen. to av disse protonene omdannes til nøytroner (nøytrale partikler). Disse to protonene og nøytronene smaler seg sammen og blir helium. Dette gir stjernen energien som gjør at den fortsetter å lyse i flere titalls millioner av år. (2) Nå er en stjerne født. Når tempraturen er så høy og stiger over 10 milioner C beveger atomene så raskt rundt at de kan smelle sammen og lage nye atomer. Dette smellet skjer i så høy kraft og energi som vi kan sammenlikne med en menneske skapt hydrogenbombe. Mens bombene er utbrent i brøkdeler av et sekund, holder en stjerne det gående i flere millioner av år. (3) Med denne kraften blåser jetstråler av gass bort sky-ringen av røyk, gasser og støvkorn som virvler rundt stjernen. Her kan gjenværende gass og støv danne mindre klumper som utvikler seg til planeter. Disse kan senere gå i bane rundt stjernen ved hjelp av tyngdekraften dens. (1) (2) Heather Couper, Nigel Henbest : Svarte hull, N.W Damm & Søn A.S, 2. opplag, 2006, (3) Knut Jørgen Røed Ødegaard : Universt på 148 minutter, Aller Forlag, 1 utgave. Oslo 2007

5 STJERNSYSTEMER Mens stjernen vår faller i ro og går i en stabil tilværelse, skal jeg påpeke og forklare et steg som vi har utelukket i dette tilfelle, nærmere kalt dobbeltstjerne-systemer, eller stjernefamilier. En stjernefamilie er en stjerne som går i bane rundt en annen stjerne. Noen ganger er det opp til flere stjerner i et slikt system. Astronomene kjenner til stjernefamilier med syv medlemmer som går i bane rundt hverandre. En slik dobbelstjerne-system oppstår når en protostjerne blir dannet. Da smeller det og så mye at protostjernen kan begynne å rotere og dele seg. På denne måten blir det to stjerner i stedet. De fleste stjerner dannes parvis og forblir slik, holdt på plass av hverandres tyngdekraft. Proxima Centauri er stjernen som er nærmest jorda, den er også et eksempel på en stjernefamilie. Proxima Centauri går i bane rundt to andre stjerner, som også går i bane rundt hverandre. Disse tre stjernene utgjør en trippelstjerne som kalles Alfa Centauri. (4) Astronomene usikkere på om slike stjerner også kan ha planeter. Det er trolig vanskelig for planeter å holde seg i bane i store stjernefamilier. Alle stjernene vil trekke planetene med tyngdekraften sin, derfor vil den før eller senere enten bli dyttet ut av systemet, eller så kan den falle ned i en av stjernene. Men hvis det skulle gå an og at det likevel fantes planeter rundt en stjernefamile, ville himmelen deres bestå av flere soler på en gang, ingen årstider, og det blir ikke mørkt om natten, siden den havner i midten av flere stjerner. En annen form for stjernegrupper er blant annet stjernehoper. Når større mengder med stjerner blir dannet fra én og samme støvsky, kalles det en stjernehop. Men etter noen hundre millioner år driver de fra hverandre, og stjernehopen går i oppløsning. Vi har to forskjellige typer, den ene er de åpne stjernehop, den andre er kulehopene. Det blir kalt en åpen stjernehop fordi stjernene ikke ligger så veldig tett som det ser ut. Avstandene er større enn det de var når stjernene ble dannet. Et eksempel på en åpen stjernehop er Pleiadene som ligger 440 lysår unna. Stjernehopen inneholder titalls svake stjerner, og syv sterke stjerner, sett fra jorda. Solen vår var antagelig også medlem av en åpen hop for mange milliarder år siden. Men Solens søsken har for lengst blitt drevet ut i Melkeveien. Kulehoper har omtrentlig kuleform og inneholder tusenvis av stjerner, og de ligger langt unna oss. De inneholder uniersets eldste stjerner og må derfor ha blitt dannet på et tidlig tidspunkt etter Big Bang. En typisk kulehop onneholder fra til 1 million stjerner, og har en sterkt økende konsentrasjon av stjernern inn mot sentrum.(5) Det er vanskelig å få øye på en slik kulehop. Det trengs en sterk teleskop for å se dem tydelig. Den mest tydlige kulehopen sett fra Norge er M13. De inneholder tusenvis av stjerner, og ligger lysår fra Jorda. Det betyr at det lyset vi ser nå, ble sendt ut for år siden.(4) (4) Eirik Newth, Pål Brekke : Den store boken om astronomi, Gyldendal Norsk Forlag, 2009 (5) Jan-Erik Ovaldsen : Himmelen sett fra jorda - en astronomisk reise, Gyldendal Norsk Forlag, 2007

6 STJERNENS START PÅ LIVET Men nå tilbake til stjernen vår. Den har nå roet seg ned og funnet sin balanse. Tyngdekraften trekker alltid innover og holder stjerne-massen sammen. Mens samtidig strømmer energi utover fra kjernereaksjonene i sentrum og hindrer stjernen i å kollapse. Draget fra tyngdekraften oppveies eksakt av energien som strømmer utover fra stjernenes kjerne. Denne sentitive og skjøre balansen kan vare i milliarder av år. Disse reaksjonene omdanner hydrogen gassen til helium, samtidig som gigantiske energimengder gir stjernen lys og varme. At en stjerne kan holde energien gående i flere millioner år, er et fascinerende påfunn av naturen. Solen er et eksempel på dette stadiet i en stjernens utvikling. I en alder av 5 milliarder år er en stjerne som Solen midt i sitt liv. Solen kommer til å omdanne hydrogen om til helium i ytterligere 5 milliarder år til. Tempraturen i solens kjerne, hvor selve produksjonen av energien skjer, er over 14 millioner C. Solen forbruker over 600 millioner tonn hydrogen i sekundet, men likevel kommer til å skinne med samme energi i millioner av år til.(3) DEN TOMME KJEMPEN Akkurat hva som skjer med en stjerne når den tømmes, kommer veldig an på hvor stor stjernen var i utgangspunktet. Hvis den for eksempel veier ca 8 ganger mer enn Solen, blir det en svært vakker og rolig død. Desto større og tyngre stjernen er desto mer kommer det til å smelle. De tyngste og mest energiløsende stjernene lever bare cs 3 millioner år, mens lettvekterne, som veier så lite som bare 8 prosent av Solens vekt, kan leve i flere billioner av år. (3) Når stjernen vår begynner å gå tom, vil den sakte men sikkert øke lysstyrken med ca 2000 ganger sterker, og temperaturen kommer til å stige. Etter hvert som stjernen har brukt opp alt hydrogenet i kjernen, begynner de indre delene, kjernen, å krympe. Tyngdekraften klemmer stjernens inaktive kjerne, slik at den blir mindre, tettere, og varmere. Samtidig begynner de ytre lagene å svulme opp. Stjernen vokser i størrelse og blir gigantisk, over 100 ganger større enn det den en gang var. Tyngdekraften har kun et svakt grep på de ytre lagene av stjernen, som bølger ut og inn. Nå er temperaturen i kjernen veldig varm, mens den er kjøligere ut mot de ytre lagene, derfor forandrer også den gulhvite fargen om til en rødere lys. Nå har stjernen vår blitt en rød kjempe. (2) Betelgeuse som er en av stjernene i det kjente stjernebildet Orion, er at eksempel på en rød kjempe. Den er en million ganger større enn Sola, og antagelig har den bare noen få tusen år igjen å lyse før den ekspolderer med et kjempesmell. (4) DEN TUNGE DVERGEN Etter noen krampetrekninger mister tyngdekraften taket på de yterste lagene, og de siger sakte ut i verdensrommet. Mesteparten av gassen blir sprengt ut og danner store fargerike gasståker alt som er igjen er en liten, hvitglødende stjernerest. Den røde kjempen vår består nå bare av den indre, glohete kjernen, som en gang var en stjerne, og nå kalles den en hvit dverg. Denne hvite dvergen består av voldsomt sammenpresset stoff. Massetettheten er så høy at, for eksempel når Sola en dag blir en hvit dverg, vil én teskje med stoff fra Sol-dvergen veie like mye som en bil. Kjernereakjonen er nå død, og vår hvite dverg vil bruke over milliarder av år for å kjølne og slukne. Solliknede stjerner er svært vanlige, og det er mange av dem som er hvite dverger. Derfor er astronomer og atrofysikere ganske informert om hvordan denne prosessen foregår.

7 ENERGIRIK SUPERNOVA Siden vår stjerne er opptil ca. hundre ganger større og tyngre enn solen vår, blir gassene i kjernen tettere og tettere og varmere og varmere for hvert år som går. Stoffene smis om til stadig tyngre grunnstoffer i den ekstreme heten, men til slutt sier det stopp med et stort smell. (3)Det som skjer er at de indre delene i den hvite dvergen ikke lenger klarer å holde seg oppe. Kjernen i denne stjernen faller sammen med 100 millioner kilometer i timen, på grunn av de grufullt intense tyngdekreftene som herjer der inne. Noen få supernovaer er et resultat av at den ene stjernen i et dobbeltstjern-system eller en stjernefamilie, dumper gass på den andre stjernen. Men de fleste er tungvekter-stjerner som dør med et smell. Dette skjer fordi kjernereaksjoner har produsert en kjerne av jern. Som ikke kan brukes som brensel fordi fusjon av jern sluker energi. Dermed kollapser kjernen. Med temperaturen hurtig stigende til 50 milliarder C, stråler kjernen ut en flom av bittesmå energirike partikler, kalt nøytroner, som river stjernen i filler. (2) En supernova eksplosjon kan stråle like sterkt som en milliard soler. kjernen til vår hvite dverg forsøker å fusjonere jern. For å skaffe energien forsøker den å komprimere kjernen sin. I en supernova-eksplosjon sprenges mesteparten av stoffet i dvergen utover. Men den innerste delen av dvergen eksploderer innover, slik at det som er igjen i sentrum, blir mye mer sammenpresset enn en hvit dverg. En slik superkompakt stjernerest kalles en supernovakjerne.(4) VEIEN DELES Når vi har kommet til dette stadiet, er det to mulige utfall for hva som kan skje med stjernen vår etter en supernova-eksplosjon. Som tidligere nevnt får vi en supernova-kjerne etter denne eksplosjonen. En mulig utvikling er at den blir en pulsar og senere en nøytronstjern. En supernova kjerne kollapser på bare noen sekunder, og etterlater ofte en pulsar. en pulsar er ekstremt tette, roterende nøytronstjerner. Den sender ut blinkende lysbunter, akkurat som et fyrtårn, mens den snurrer rundt. De fleste pulsarene er ca. 25 km i diameter, roterer omtrent en gang i sekundet. Rekorden er imidlertid 642 ganger per sekund. En pulsar er en ung, roterende nøytronstjerne. En pulsar er siste trinn i sammenklemming av stoff. Protonene og elektronene i kjernen av den tidligere stjernen, har blitt klemt sammen til nøytroner. Det vil si partikler uten elektrisk ladning. der de står skulder ved skulder, holder de pulsaren oppe mot tyngdekraften. Denne sammenpressede nøytronstjernen har et magnetfelt som er omtrent en billion ganger kraftigere enn jordens magnetfelt. Pulsarens magnetiske poler sprøyter blendene strålebunter ut i verdensrommet. Dette får den også til å rotere. Pulsaren pulserer bare i rundt en million år. Etter hvert taper de energi, roterer langsommere og blir etter hvert en ikke pulserende nøytronstjerne. En nøytronstjerne er en veldig sammenpresset og konsentrert stjernrest, som ofte kan sende ut kraftige radiostråling. Den andre muligheten er at supernova kjernen blir til et svarthull. Noen ganger er levningene etter en supernovaeksplosjon for tunge til å kunne bli en pulsar. Hvis massen er mer enn 3 ganger Solens, kan ikke en gang de supertette nøytronstjernene stå imot tyngdekraften. Objektet kollapser enda mer og blir et svart hull.

8 FARGEBETYDNING Fargen på en stjerne sier mye om hvordan de er. Hvis man ser nøye på stjernene en klar natt, kan man legge merke til at de har litt ulike farger. Men hvis vi ser for oss stjernebildet Orion er fargeforskjellen lettere å legge merke til. Orion har den store rødgule stjernen Betelgeuse og like ved likker Rigel som er blåhvit og klar. TEMPERATUR Fargeforskjellen på stjernene skyldes at de har ulik tempratur på overflaten. Hvis jeg skal forklare dette slik at vi skjønner det bedre, kan vi ta for oss et stykke metall som eksempel. Når vi varmer opp metallet blir det først rødglødende, så gulhvitt og til slutt hvitglødende. Jo høyere tempratur, desto hvitere er gløden. Det samme skjer med stjernene. Mens den røde Betelgeuse er 3500 C varm og den gulhvite Solen vår på 6000 C, gløder blåhvite Rigel med hele C.(4) STØRRELSE Fargen på en stjerne kan si mye om størrelsen. Små stjerner lyser svakt og er kjølige. Som foreksempel Proxima Centauri veier bare en tidel av det Solens vekt, og lyser hundre ganger svakere. Slike stjerner er svært vanlige. De kalles røde dverger. Store stjerner er lyser sterkt og er varme. Rigel veier ti ganger mer enn Sola og lyser hundre ganger sterkere. Slike stjerner er ganske sjeldne. De kalles blå kjemper.(4) ALDER Alderen til en stjerne kan også avsløres ved hjelp av fargen på stjernen. Når en gulhvit stjerne kommer mot slutten av av sitt liv, vil den ese ut og bli kaldere og rødere i fargen. Ved hjelp av fargen til stjernen kan vi kalkulere, og beregne hvor langt stjernen har kommet i utvikingen, og i hvilket stadie den befinner seg i.