Jättestjärnor

Jättestjärnors liv

Låt oss studera utvecklandet av en stjärna med betydligt större massa än Solen.

Jättestjärnas utveckling i HR-diagram

Det finns många stora och heta stjärnor som är synliga på stjärnhimlen trots de är ganska sällsynta i Universum. Att man kan se så många massiva stjärnor ifrån Jorden beror på att de är så ljusstarka att de skenbart lyser starkare än närbelägna ljussvagare stjärnor. Att jättestjärnor är sällsynta beror på att de är så massiva att de måste ha en mycket intensiv förbränning för att kunna hålla emot gravitationstrycket som utövas mot kärnan. Detta gör att jättestjärnornas bränsle tar slut efter bara miljontals istället för miljardtals år vilket är fallet för mindre stjärnor. Dessutom är det ovanligare att en stjärna bildas ju större den i så fall skulle komma att bli. Jättestjärnans dödryckningar yttrar sig som en supernova. Kvar efter supernovan blir antingen en neutronstjärna eller ett svart hål.

Protostjärnan är enormt stor, hundra gånger Solens nuvarande storlek, och dess gravitation orsakar en väldigt snabb kontraktion mot målet som stjärna på huvudserien. Processen tar bara tusentalet år. All energi som produceras vid kontraktionen transporteras ända från kärnan upp till ytan genom konvektion eftersom temperaturen ännu är relativt låg.

När stjärnan väl har kommit in på huvudserien och börjat omvandla väte till helium så går processen för att vara i stjärnornas perspektiv mycket snabbt. Det oerhörda trycket och temperaturen på hela 4*107 K i kärnan på stjärnan med 20 solmassor kräver att enorma mängder energi frigörs för att inte gravitationen skall ta överhand. Energin transporteras med hjälp av strålning ända från fusionsområdet i kärnan upp till ytan eftersom temperaturen är så pass hög. Energin är så stor att ytan blir mer än 2*104 K och blå eller violett till färgen. I en stjärna på 20 solmassor har allt väte i centrum genom fusion omvandlats till helium på bara tio miljoner år.

Likt en stjärna av Solens storlek så börjar kärnan, där fusionen nu upphört, att kontrahera vilket leder till att vätelagret runt kärnan antänds. Stjärnans yttre delar expanderar och svalnar av till drygt 3*103 K. Ytan blir röd. Huvudserien har nu lämnats och sakta går stjärnan uppåt till höger i Hertzsprung-Russell diagrammet tills stjärnan når superjättestadiet, där stjärnan är ännu större än under jättestadiet. Väldiga mängder materia, upp till en tusendels solmassa per år, försvinner ut i rymden under superjättestadiet genom stjärnvinden.

När kompressionen har gått tillräckligt långt så blir temperaturen i kärnan på samma sätt som i den medelstora stjärnan tillräckligt hög för fusion av helium till kol genom trippel-alfa-processen. Denna process går snabbare än väteförbränningen, den är över på en miljon år, vilket beror på att en mindre mängd av materian i varje fusion blir energi, alltså måste förbränningen ske ännu snabbare, samt det finns mindre mängder helium i kärnan än det fanns väte under proton-proton-reaktionen.

Efter ytterligare kompression i kärnan så ersätts heliumförbränningen av kolförbränning. Den största delen av energin som produceras i denna fusionsprocess och ännu hetare fusionsprocesser, blir neutriner. Dessa neutriner har ingen eller endast en obetydlig massa och kan passera oberört rakt ut ur stjärnan utan att växelverka med materian det minsta. Eftersom mängden producerade fotoner som bidrar till det utåtriktade gastrycket minskar så krävs det att energiförlusten kompenseras med ännu intensivare förbränning i kärnan. Detta faktum gör att kolförbränningen är över på bara tre tusen år för stjärnan på 20 solmassor. Från och med kolförbränningen så kopplar kärnan, där kärnprocesserna sker, ifrån från de omgivande delarna och trots att jättelika massförluster sker med stjärnvinden som kan uppgå till 80% av stjärnans vikt under superjättestadiet, så påverkas inte kärnans processer eller temperatur av detta.

Efter kolförbränningen så består kärnan av neon och magnesium. Efter ytterligare kompression som pågår tills temperaturen överstiger 1*109 K så antänds neonet och börjar smälta samman till syre och magnes-ium samtidigt som de föregående processerna fortgår i skal runt kärnan likt en lök. Efter bara några år så har neonet tagit slut och nu börjar fusionsprocesserna gå riktigt snabbt i den innersta kärnan.

Vid drygt 2*109 K så antänds syreatomerna som faktiskt har lägre massa än neon, och bildar kisel, svavel och argon.

Det sista som händer innan stjärnans våldsamma död inträffar är att temperaturen genom kompression drivs upp ytterligare. Kislet och svavlet omvandlas till järn vilket är den högsta stabila produkten i stjärnorna som den stabila fusionen orsakar. Denna process går på bara fåtalet dagar med en temperatur i kärnan som är mer än 3*109 K!

När fusionen upphör så orkar inte ens de degenererade atomerna hålla emot det inåtpressande gravitationstrycket. Detta beror på att eftersom elektronernas "tryck" är proportionellt mot elektronernas hastighet så skulle hastigheten hos de degenererade elektronerna tillslut behöva överstiga ljushastigheten för att hålla trycket uppe, något som är omöjligt. Gravitationen tar därför överhand inne i kärnan som nu består av järn. På bara uppskattningsvis 50 millisekunder så dras järnkärnan med en diameter på 1000 km ihop, med en oerhörd hastighet som uppgår till en fjärdedel av ljushastigheten, från en täthet på 1012 kg/m3 till mer än otroliga 1017 kg/m3! Under denna komprimering så stiger temperaturen våldsamt och gör att otroliga mängder neutriner produceras genom s k K-infångning, vilket är en omvänd beta-process:

Z + e- -> Z-1 + ve

( är protonantalet, är en elektron och är en elektronneutrino). Neutrinerna passerar likt tidigare oberört rakt ut i världsrymden. Men när tätheten överskrider 2*1014 kg/m3 så blir materien ogenomskinlig och till och med neutrinerna kan inte komma ut, den så kallade neutrinogrinden passeras. Eftersom nästan all energi i stjärnan vid denna höga temperatur blir neutriner så stiger temperaturen till 1*1011 K på ett ögonblick. Järnet i den nu bara 30 km stora kärnan blir så sammantryckt att järnprotonerna smälter ihop med elektronerna.

Till slut så gör dock repulsionen mellan de laddade kärnorna, samt att nukleonerna (kärnpartiklarna) frigörs som ej är relativistiska på grund av sin massa, överhand och trycket blir större än gravitationen; så kallad maximal komprimering har skett. Med en oerhört våldsam rekyl vänder kontraktionen till expansion när den infallande materien studsar mot den innersta kärnan och bildar en chockvåg. I chockvågen är hastigheten större än ljudhastigheten i mediumet. Ljudbangen, som går utåt, måste därför låta en del av rörelseenergin övergå till värmeenergi som hettar upp lagren i lök-strukturen så pass mycket att en hel del tunga ämnen bildas genom neutroninfångning.

Vad som har bildats längst in i kärnan på jättestjärnan beror likt vid födelseprocessen endast på massan. Om massan i kärnan som deltar i kompressionen är mellan 1,44 och ca 2,5 solmassor, eller om ursprungsmassan hos stjärnan är mellan åtta och ca trettio solmassor, så har en neutronstjärna bildats. Om kärnans massa är större än ca 2,5 solmassor, eller om ursprungsmassan är större än ca trettio solmassor, så har ett svart hål bildats.

Ursprunglig massa

Slutresultat

Slutmassa

Mindre än 1 solmassa

Ålder större än Universums nuvarande ålder

Mindre än 0,7 solmassor

1-8 solmassor

Vit dvärg

0,7-1,4 solmassor

8-30? solmassor

Neutronstjärna

1,4-2,6 solmassor

Större än 30 solmassor

Svart hål

Mer än 2,6 solmassor

Stjärnornas slutstadier beroende på ursprunglig och slutlig massa (alla gränser är ungefärliga).

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida