Kosmologika - Stjärnorna

En stjärna är en ansamling med materia vars massa är i intervallet 10²⁹ kg till 10³² kg (galaktiska svarta hål kan dock ha massor större än 10⁴⁰ kg). De är p g a den dominerande gravitationen alltid klotformade och roterar kring sin axel på mellan en millisekund och flera år. Till följd av att massan är koncentrerad på en relativt liten volym är tryck och vanligtvis även temperatur hög inuti en stjärna vilket leder till att kärnsyntes äger rum, eller tidigare har ägt rum, i kärnan. Dessa gravitationsbrunnar förädlar därför grundämnen från lätta sådana till tyngre som behövs för att bilda liv. Samtidigt så fungerar de som entropisänkare för planeter i bana runt sig vars materia redan är anrikade med tunga grundämnen från tidigare stjärngenerationer och därmed möjliggör för liv att bildas.

Trots att en stjärna bara är en klump av materia så lever de ett detaljerat liv som till största del beror på hur mycket materia som finns i materieklumpen. P g a den höga temperaturen är all materia joniserad och styrs därför i hög grad av plasmafysikens lagar.

Stjärnor existerar nästan uteslutande i klumpliknande strukturer kallade galaxer som tidigt i Universums ålder har dragit sig samman tack vare gravitationen. Det är även tack vare gravitationen som stjärnorna bildas, ur i jämförelse med galaxernas totala storlek, små ansamlingar av stoft kallade nebulosor.

Dessutom är det stjärnor som ger den nödvändiga energin och tillåter primitiva organismer, som ofta bildas vid de kemiska reaktioner som äger rum när planeter runt stjärnorna bildas ur det med tyngre grundämnen anrikade material som till största delen samlas på "rätt" avstånd ifrån stjärnan, utvecklas till allt mer intelligenta varelser. Vi skall studera fysiken hos olika stjärnor, hur de bildas och inte minst deras ibland väldigt spektakulära döenden.

Stjärnorna

Sammanfattning av astrofysiken

Stjärnor bildas genom att nebulosor kollapsar p g a supernovaexplosioner eller till följd av spiralarmars interaktion.
Grupper av stjärnor bildas oftast i nebulosan och i många fall bildas multipelstjärnor.
Massan hos den blivande stjärnan beror huvudsakligen på temperaturen lokalt i nebulosan.
Det är betydligt vanligare med mindre massiva stjärnor än mer massiva.
Stjärnor bildar ofta en ansamlingsskiva som leder till planetbildning.
Livstiden beror på stjärnans massa. De mindre stjärnorna lever långa stabila liv som möjliggör för liv att utvecklas medan stora stjärnor snabbt bildar och sprider tyngre grundämnen som krävs för att liv skall kunna bildas.
Stjärnan tillbringar största delen av sitt liv på huvudserien där en relativt stabil fusionsprocess äger rum.
När fusion av väte i kärnan inte längre kan fortgå går stjärnan ur huvudserien och den expanderar när andra processer börjar i kärnan och väteomvandling istället i skal runt kärnan. En stor del av massan kastas ut från stjärnan.
När fusionsprocesserna upphör i kärnan för en normalstor stjärna bildas en dvärgstjärna.
Är stjärnans slutgiltiga massa större än chandrasekhargränsen leder upphörandet av fusionsprocessen i kärnan till en supernova. Kvar blir en neutronstjärna.
Är neutronstjärnans magnetiska poler riktade mot observatören tolkas den som en pulsar.
Är supernovans poler riktade mot Jorden tolkas den troligtvis som ett gammastrålningsutbrott.
Nästan alla grundämnen tyngre än järn skapas vid supernovor.
Stjärnan beteckas som död ifall det är degerationstrycket och inte strålningstrycket som huvudsakligen upprätthåller dess struktur.
Överstiger neutronstjärnans massa Landau-Oppenheimer-Volkov-gränsen bildas ett svart hål.

Fortsätt nu upptäcksfärden inom astrofysiken efter denna kompakta sammanfattning genom att studera hur många av vetenskapsmännen inom den moderna naturvetenskapen tog fram teorin i Hur stjärnornas egenskaper avslöjades.