• Category Archives Stjerner
  • Astronomi » Stjerner
  • Astronomipodkast: En stjerne dør – hvite og sorte dverger, røde kjemper og superkjemper

    I astronomi på norsk denne uka ser vi på hva som skjer når stjerner er på slutten av sitt ordinære liv. Vi vandrer innom begrep som hvite og sorte dverger, røde kjemper og superkjemper!


  • Sorte hull, singulariteter og kvasarer

    Sorte hull er så ekstreme naturvitenskaplige fenomen at de alltid har vært myteomspunnet selv blant garvede astronomer. Man har omtalt dem som plasser hvor alt kan skje, tenkt den som portaler til andre univers og gjerne sett for seg at de suger opp alt rundt seg i stor avstand. En snakker om uendeligheter på en upresis måte rundt både masse, energi, tid og romdimensjoner. Så hva er fakta og hva er science fiction i forhold til sorte hull?

    Vi har flere typer sorte hull og kan starte med å beskrive såkalt stellare sorte hull eller sorte hull dannet av et kjempestjerne. Der hvor atomtrykket i kjernereaksjoner er brukt opp og solmassen er veldig stor, 25-40 ganger større enn sola, vil selv elektrontrykket være for svakt i forhold til gravitasjonskreftene. Elektronene vil også bli klemt inn i hverandre og protonene og elektronene som presses i hverandre, vil danne massive nøytroner. Men her er gravitasjonen så sterk at i motsetning til nøytronstjernene vil en fortsette å presse sammen også nøytronene. Da ender vi til slutt opp med et sort hull hvor gravitasjonskreftene er hvert fall så sterke at ingenting kan unnslippe, selv ikke lys.

    Continue reading  Post ID 974


  • Nøytronstjerner, pulsarer og magnetarer

    Når fusjonsprossen slutter i superkjemper har de en enormt sterk gravitasjon som ikke lenger holdes i sjakk av strålingsenergi fra fusjon. Her klarer gravitasjonen å overvinne selv den sterke frastøtingskraften elektronene har og kjernen får stor energi at elektronene i stjernens jernkjerne presses sammen med protonene slik at de danner nøytroner. Denne prosessen sender sjokkbølger ut mot overflaten som samtidig trekkes raskt inn mot kjernen og vi får en supernova. Nøytroner har en veldig stor frastøtningsenergi i seg. Har disse stjernerestene etter et supernovautbrudd igjen en masse på mellom 1,38 og 3 solmasser, vil disse store stjernene ende opp som små superkompakte nøytronstjerner.

    Som nevnt tidligere er ikke en nøytronstjerne egentlig en stjerne, men endetilstanden til en tidligere stjerne. Vi snakker her om objekt med en masse 1,5 ganger større enn sola presset sammen til en størrelse som Manhattan i USA. En teskje av dette stoffet vil veie en milliard tonn på jorden! Vi vet ikke hvordan kjernene i disse ekstremt kompakte stjernerestene er. De fleste tror det kanskje er frie kvarker inni kjernen, men en del antar det er eksotiske partikler som pioner der.

    Continue reading  Post ID 974


  • Stjerneklassifiseringer

    Vi har mange varianter av stjerner fra massive kjempevarme superkjemper til røde dverger. Vi regner en stjerne å være født fra når den begynner å fusjonere hydrogen til helium inni kjernen. Under denne stabile forbrenningsprosessen som varer det meste av en stjernes liv, sier vi at stjernene er i hovedserien av sin livssyklus. Ca 90% av alle stjerner er i hovedserien. Jo større en stjerne er, jo kortere tid er den i hovedserien før den når sitt endelikt. En rask skjematisk fremstilling av stjernenes liv og endelikt kan illusteres slik:

    Stjerner deles inn i forskjellige typer hvorav en av de mest kjente er Harvard-inndelingen i forskjellige klasser i forhold til hvor varme stjernene er på overflaten. De varmeste stjernene er de blå kjempene i klasse O med en temperatur på over 33.000 grader Kelvin. De kan være opptil 100 ganger større enn sola og skinne mer enn 30.000 ganger sterkere enn vår egen sol. Disse er svært kortlevde og vi anslår at under 0,000003% av alle stjerner i hovedserien er av denne klassen. Mye av fotonene de sender ut er ultafiolette stråler. Med sin enorme masse har de stor indre temperatur og brenner fort gjennom hydrogenmassen.

    Continue reading  Post ID 974


  • Supernova

    Nova betyr ny på latin og er en betegnelse på hva som ser ut til å være nye stjerner på himmelen. Det brukes nå gjerne om det vi klassifiserer som Supernova 1a. Ordet supernova ble først tatt i bruk i 1931. Mer enn halvparten av stjernene kretser sammen med en eller flere andre stjerner. Hvite dverger i slike system kan, om de er nærme nok hverandre, suge til seg hydrogenmasse fra den andre stjernen. Slik kan den enes masse øke. Om den øker til en kritisk grense rundt 38% større masse enn vår egen sol blir stjernen ustabil og vi får en kraftig eksplosjon hvor hele stjernen sprenges i biter. Dette kaller vi en type 1a supernova. Disse avgir voldsomt mye lysenergi, men lysenergien er bare 1/10000 av den totale energien som her forbrukes – det meste går ut som stråling.

    Type 2 supernova er supernova fra stjerner som er fra 6 ganger større enn sola. Disse store stjernene har mer energi til å lage også tyngre atomer enn karbon, og de fusjonerer frem oksygen som igjen blir neon og magnesium og så silisium og sulfat. Superkjemper får så stort trykk og energi inni kjernen at de ved 5 milliarder grader Kelvin kan fusjonere frem jern. Så når de nærmer seg døden har de flere lag med forskjellige grunnstoff i seg. Ytterst har vi det opprinnelige drivstoffet hydrogen og så lag på lag med stadig tyngre element med jern i kjernen.

    Continue reading  Post ID 974


  • En stjerne dør – hvite og sorte dverger, røde kjemper og superkjemper

    En stjerne tilbringer 90% av livet i hovedserien hvor den er stabil og har en normal fusjonsprosess av hydrogen til helium. Hvor lenge en stjerne «lever» avhenger av dens størrelse. De minste stjernene kalles røde dverger og har ca halvparten av solas masse. Disse har en svært lang levetid som kan vare 1 – 12 trillioner år. Derfor har enda ingen røde dverger rukket å slukne. Store giganter kan leve i «bare» 10 millioner år, mens vår egen sol er på midten med 10 milliarder år. Forskjellene her går på hvor mye av massen som stjernen bruker i fusjonsprosessen, samt hvor mye som forbrennes på en gang. Hos en middels stor stjerne som solen vil bare en del av gassen forbrennes i kjernefusjon. Den indre energien presser ikke kjernemassen helt ut til overflaten og det er bare strålingsenergi som trenger helt ut. De mindre stjernene har både mye mindre forbruk på en gang samt at de røde dvergene får brent all hydrogenet med at hele stjernemassen blandes med seg selv.

    Etter hovedserien går stjernene gjennom en mellomfase hvor de eser ut som kjemper. Stjerner på opp til 6 solmasser blir de hva vi kaller røde kjemper, og de enda større stjernene blir til superkjemper. Deretter vil de røde kjempene etter en avskalling gå over til å bli hvite dverger. De er egentlig ikke stjerner stjerner lenger da fordi de ikke lenger har en fusjonsprosess, men er stjernerester som nøytronstjerner og sorte hull. De hvite dvergene vil gradvis avkjøles over svært lang tid og ende opp som en såkalt sort dverg. Superkjempene derimot har en mer voldsom avslutning på livet. De ender opp med en supernovaeksplosjon. Hvor mye solmasse som er igjen etter supernovaeksplosjonen vil avgjøre om de ender opp som nøytronstjerner eller sorte hull.

    Continue reading  Post ID 974


  • En stjerne fødes – protostjerner og brune dverger

    I tomrommet mellom stjernene er det svært lav partikkeltetthet, faktisk mindre enn i et vakumlaboratorium. Men siden rommet er så stort blir det i sum store mengder støv og gass i det såkalte interstellare rom. 10% av materien er støv, blant annet karbon, og resten er gass. En anslår gassen er 74% hydrogen og 24% helium. Stjerner formes ved at gravitasjonskraften sakte drar sammen gass- og støvskyer som fortettes og får en skiveform. Materien blir stadig varmere og vil til og til slutt antennes.

    Hovedelementet i en stjerne er hydrogengass. For å få en stjerne på størrelse med sola trenger vi en interstellar støvsky som er 100 ganger større enn vårt solsystem. Så klumper de seg sakte mer sammen og gravitasjonen og sammenklumpingen aksellerer. I løpet av et par hundre tusen år virvler støvskyen sammen til en nokså flat skive. I sentrum av disken får vi en sfære som har stort trykk og varme. Bare en liten del av strålingen slipper ut som varme og det meste stoppes av de ytre lagene på skyen, som sakte trekkes inn mot kjernen. Denne gløder og vi kaller dette en protostjerne. Om protostjernen har riktig størrelse, mellom 0,08 og 100 solmasser, vil den utvikle seg videre til å bli en stjerne. Etter 10 millioner år har hydrogenkjernen i protokjernen fått en temperatur på 10 millioner grader. Da skjer det noe nytt. Heten gjør at vi i kjernen får en kjernefysisk fusjon. Det som da skjer er at de små hydrogenatomene krasjer borti hverandre med så stor kraft at de smelter sammen til å bli større og tyngre heliumatomer. Denne prosessen er kjennetegnet med stjerner som er i hovedløpet av sitt liv. Denne fasen med å forbrenne hydrogen til helium kalles hovedserien av stjernenes liv og er den lengste fasen de har. Bildet under er det kjente bildet fra Hubble av Ørnetåken som er et område hvor mange stjerner fødes (NASA).

    Continue reading  Post ID 974


  • Sola

    Vår egen sol er fundamentet for alt liv på jorden og er det som holder jorda og alle planetene på plass. Den er sentrum i vår del av galaksen, og det alle planetene kretser rundt. Det er derfor naturlig å begynne vår vandring ut i rommet med vår egen sol.

    Sola er nabolagets kjempe bestående av 70% Hydrogen, 28% Helium og 2 % med andre grunnstoff. Dens indre er en stor kjernereaktor som fusjonerer Hydrogen til Helium. Utenfor kjernen har den et stort område bestående av sterk stråling som forflytter energi utover mot solas overflate. De øverste 30% av sola kalles konveksjonssonen og er et plasmalag.

    sola

    Continue reading  Post ID 974