Stjerne

For alternative betydninger, se Stjerne (flertydig). (Se også artikler, som begynder med Stjerne)

En stjerne er en glødende kugle af plasma, der er i dynamisk balance, idet den holdes sammen af tyngdekraften og udspilet af strålingstrykket fra dens indre fusionsprocesser. Den nærmeste stjerne i forhold til Jorden er Solen, der er kilden til det meste af den energi der er til rådighed på Jorden. Andre stjerner er synlige på himlen, når de ikke overstråles af Solens lys. En stjerne skinner, fordi fusion i dens kerne frigør energi der transporteres gennem stjernens indre og derefter stråler ud i rummet fra stjernens overflade i form af elektromagnetiske bølger. Desuden vil der være en såkaldt solvind, der er en strøm af ladede partikler som føres væk fra stjernen af strålingstrykket. En del af den udsendte elektromagnetiske stråling ligger i det synlige område. Næsten alle grundstoffer tungere end hydrogen og helium er skabt i det indre af stjerner. Det meste af det lys, som vi kan se kommer fra stjerner.

Astronomer kan bestemme massen, alderen, den kemiske sammensætning og mange andre egenskaber ved en stjerne gennem observation af dens spektrum, luminositet, og i visse tilfælde den egenbevægelse gennem rummet. En stjernes masse er altafgørende for dens udvikling som stjerne og dermed dens skæbne. Andre karakteristiske egenskaber ved en stjerne er bestemt ved dens udviklingshistorie, herunder dens diameter, rotation, bevægelse og temperatur. Et plot af stjerners temperaturer mod deres luminositet, kendt som et Hertzsprung-Russell diagram (H–R diagram), muliggør at finde alder og udviklingstrin for en stjerne.

Udgangspunktet for dannelsen af stjerner er skyer af interstellar gas, der primært består af brint, helium samt en meget lille andel af tungere grundstoffer. Hvis en sådan sky begynder at trække sig sammen på grund af de interne tyngdekræfter, så stiger tryk, tæthed og temperaturer. Er der brint nok, nåes det punkt, hvor de centrale dele er varme og tætte nok til at sætte gang i fusionsprocesser og en stjerne er født. Den del af stjernen der ligger uden for kernen transporterer den frembragte energi væk ved en kombination af varmelednings og varmestrålings-processer. Disse processer skaber et udadrettet tryk, der er i balance med gravitationskraften. Stjerner i denne tilstand af ligevægt ligger i den såkaldte hovedserie i Hertzsprung-Russell-diagrammet.

Hvis den stofmængde der er til rådighed, er mindre end ca. 0,08 gange vor Sols masse (ca. 11 Jupitermasser), kommer kerneområdet aldrig op på tryk- og temperaturforhold der tillader fusionsprocesserne. I stedet skabes en såkaldt brun dværg – et lyssvagt legeme som frigør energi ved gravitationel sammentrækning i stedet for kernereaktioner.

Når brintbeholdningen i stjernens indre er ved at slippe op, »vinder« presset af tyngden af det omkringliggende materiale og presser kernen sammen indtil en ny fusionsproces, triple-alfa-processen (hvor 3 heliumatomer samles til en kerne af et kulstofatom), kan finde sted: Varmen fra denne proces blæser de ydre lag af stjernen udad, så disse udvider sig og køles ned: Stjernen er nu det astronomerne kalder for en rød kæmpe (eller evt. rød superkæmpe).

Tunge stjerner kan fortsætte med at fusionere stadig støre atomkerner, indtil de ender i en reaktion der danner jern: Dette grundstof er »endestationen«, fordi kerneomdannelse af jernatomer kræver en nettotilførsel af energi, dvs. de bruger mere energi på fusionen end de producerer ved den.

Når der ikke længere produceres energi i en stjernes indre, vil tyngden fra de ydre dele af stjernen presse den nu »døde« kerne sammen. Stjerner som vor egen sol vil blot falde sammen til en varm og lille stjerne af den slags der kaldes for en hvid dværg: Denne producerer ikke »ny« energi, men køler blot ganske langsomt af.

For stjerner der er mere end ca. halvanden gange så tung som Solen, kan atomerne i kernens materiale ikke »bære vægten« af det sammensynkende materiale: Elektronerne omkring atomkernerne bliver ganske enkelt mast ind i kernen, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner. Denne kollaps er temmelig voldsom, og blæser de ydre dele af stjernen væk. Tilbage er blot et massivt legeme af tætpakkede neutroner – en såkaldt neutronstjerne.

Når endnu større stjerner kollapser, kan end ikke sammenpressede neutroner »bære vægten«, og slutproduktet er et såkaldt sort hul – et legeme så tæt, at den lokale tyngdekraft omkring det er for stærk til at selv lys kan forlade det.

Binære og flerstjernesystemer består af to eller flere stjerner der er gravitationelt forbundne og som hovedregel bevæger sig i stabile baner om hinanden. Hvis to sådanne stjerner er tæt nok på hinanden, kan de have en væsentlig indflydelse på hinandens livsforløb.^[1]

Ikke alle stjerner er ens, dette er de ikke fordi de kan være dannet under forskellige forhold. Der er nogen stjerner der har mere gas og har samt mere materiale til rådighed end andre stjerner har.

1. ^ Our Galaxy Has a Shocking Array of Really Strange Stars. Here's The Ultimate Guide. Science Alert 2019