stjerneudvikling
Her ses et lille område i Oriontågen, hvor stjernedannelse finder sted. Gassen og støvet stammer fra tidligere generationer af stjerner. Billedet er taget med James Webb Telescope.
Resterne af en meget tungt stjerne, der eksploderede i en supernovaeksplosion. Billedet er taget af Hubble-teleskopet. Tågen kaldes N 63A.

Stjerneudvikling handler om, hvordan stjerner opstår, udvikles og ender. Videnskaben herom dækker mange emneområder, fra astronomiske observationer til fysikkens fusionsprocesser og viden om elementarpartikler, og den bidrager til kosmologiens helhedsbillede af Universets struktur og historie.

Massen bestemmer næsten alt

Stjerners udvikling, fra de fødes ud fra gaståger, og indtil de når en endelig tilstand som hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller, styres hovedsagelig af, hvor tunge de er. Massen i stjernen bestemmer, hvad der sker, og hvor hurtigt det går. Er stjernen en dobbeltstjerne (altså to stjerner, der kredser om hinanden), kan udveksling af masse mellem stjernerne påvirke udviklingen af begge stjerner markant. Endelig er det betydningsfuldt, hvilken kemisk sammensætning stjernen har.

Stjerneudviklingens faser

I store træk begynder en enkeltstjernes liv ved, at en tåge af gas trækker sig sammen til en protostjene. Protostjernen bliver varmere og varmere og indeholder mere og mere stof, indtil kerneprocesser, hvori brint ved fusion omdannes til tungere grundstoffer og energi, går i gang. Stjernen, der da er genkendelig som en lysende klode, udvikler sig derefter langsomt, hvis det er en lille let stjerne, og hurtigt, hvis det er en stor tung stjerne. Vekselvirkninger, hvor stof mistes eller vindes fra en nabostjerne, der kredser tæt på, kan påvirke udviklingsforløbet drastisk.

Hovedserien

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.

Stjernernes slutstadier

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.

Hvis en stjerne er tungere end solen

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.

Det stof, stjerner mister

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.

Læs mere i Den Store Danske

Kommentarer

Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.

eller registrer dig