Stjärnorna
|
Bruna dvärgar än ett mellanting mellan stora gasplaneter av jupitertyp och de minsta stjärnor i vilka stabila kärnreaktioner kan äga rum. Bruna dvärgar är alltså stjärnor som egentligen är för små för att vara riktiga stjärnor. En röd dvärgs liv
De röda dvärgarna är de vanligaste stjärnorna i Universum eftersom de förbränner sitt bränsle mycket långsamt, samtidigt som små objekt förekommer oftare än större. Dessa små stjärnor blir mycket gamla; flera gånger äldre än Universums nuvarande ålder om förhållandena är dom rätta! Protostjärnan har en tredjedel av Solens massa och dubbelt så stor diameter. Temperaturen är den samma som hos den bruna dvärgens protostjärna, 7*105 K, och den enklaste fusionen kan börja i den nyfödda stjärnan, ifrån väte till deuterium. Konvektion transporterar värmen upp ända från kärnan till ytan. När protostjärnan har krympt under flera hundra miljoner år, så är storleken en fjärdedel av Solens, och temperaturen är tillräckligt stor för att väte skall börja slås ihop med deuteriumet och omvandlas till helium. Denna process inträffar endast kortvarigt eftersom det inte finns några större mängder deuterium i en nybildad stjärna. Den nu färdigbildade stjärnan går in på den s k huvudserien. Med huvudserien menas den diagonal där de flesta stjärnorna ligger i ett Hertzsprung-Russell diagram. Stjärnan kommer att ligga på huvudserien otroligt länge, minst 30 miljarder år och ibland ända upp till 200 miljarder år om massan är precis på gränsen tillräckligt stor för att gå in på huvudserien. Då är temperaturen och trycket precis på gränsen tillräcklig för genom fusion kunna omvandla väte till helium, vilket leder till en mycket långsam och lugn omvandlingsprocess. Efter en otroligt lång tid på huvudserien, många gånger längre än Solens, har den röda dvärgens till slut förbrukat allt sitt väte i kärnan och det utåtriktade trycket börjar minska till följd av att temperaturen minskar. Gravitationen tar då överhand och trycker ihop den röda dvärgen. Temperaturen ökar åter igen vid kontraktionen, men inte tillräckligt för att nya fusionreaktioner ska starta i heliumet, massan är för liten. När materien blir degenererad upphör den döende stjärnan att kontrahera. Likt den bruna dvärgen svalnar stjärnan ytterst långsamt av tills den har samma temperatur som omgivningen.
|
