stjerneudvikling

Stjernernes udviklingsfaser afbildes i et farve-lysstyrke diagram i karakteristiske områder, hvor stjerner er i gang med lignende udviklingsforløb. Hovedserien kendetegnes af stjerner, der forbrænder brint i det indre og omdanner dette til helium under energiudstråling.

Lette stjerner kan gøre dette i meget lang tid. Visse lette hovedseriestjerner er lige så gamle som Universet, da der ikke har været tid nok til, at de kunne udvikle sig yderligere. Tungere stjerner forbrænder hurtigere stoffet i deres indre, og derefter begiver de sig ud i en udviklingsfase væk fra hovedserien. Denne udviklingsserie kaldes kæmpegrenen. På denne gren foregår forbrændingen af brint i en skal uden om kernen, og stjernens ydre lag udvider sig herved og køles af.

Når stjernen når toppen af kæmpegrenen, kaldes den en rød kæmpestjerne. I denne fase begynder den at miste stof fra overfladen, og når dette går stærkt, kan en nebulose eller tåge af det mistede stof ses omkring stjernen. Når kernen af stjernen således næsten blotlægges, trækker denne sig hurtigt sammen, og stjernen lander i et andet af farve-lysstyrke diagrammets karakteristiske områder, horisontalgrenen, hvor forbrænding af helium i kernen til endnu tungere grundstoffer foregår.

Når disse udviklingsstadier er overstået, er der oftest blot en lille varm kerne tilbage uden kerneprocesser. Dette kaldes en hvid dværg. De hvide dværge er meget små, på størrelse med Jorden, og har typisk en masse på det halve af Solens. De afkøles hurtigt, medens de er varme, og afkølingen går langsommere, som de bliver koldere. I denne proces går den hvide dværg fra at have blå farve til at have mere og mere røde farver. Afkølingen tager lang tid; nogle af de ældste hvide dværge er lige så gamle som de første stjerner, der udviklede sig – det vil sige omtrent så gamle som Mælkevejen.

Ovenstående er en forenklet fortælling om, hvad der sker med en stjerne, der minder om vores egen Sol. Hvis stjernerne er tungere end Solen, foregår forbrændingen af stoffet inde i kernen hurtigere, og udviklingen kan være voldsommere. Således kan en mægtig eksplosion kaste de ydre lag af stjernen ud i rummet. Dette kaldes en supernova. Resten af stjernen bliver denne gang ikke til en hvid dværg men, i stedet for til en neutronstjerne eller endda et sort hul. Dette afhænger af, hvor tung den oprindelige stjerne var.

Stof, som stjerner mister igennem deres levetid, dvs. brint og tungere grundstoffer, kastes ud i rummet og kan danne nye stjerner, nu med flere tunge grundstoffer iblandet. Hvis en nabostjerne sluger stofskyen, påvirker dette stjernens fremtidige skæbne. Nogle stjerner vokser herefter nok til, at de kan gennemgå nova- eller supernovaeksplosioner, medens stof, der indfanges af et sort hul bliver del af dette, dog ofte først efter en tid, hvor stoffet kredser hurtigt om det sorte hul.