Stjärnor - från början till slut

5 röster
8054 visningar
uppladdat: 2006-05-16
Inactive member

Inactive member

Nedanstående innehåll är skapat av Mimers Brunns besökare. Kommentera arbete
Vintergatan
Vi bor i ett stort stjärnsystem, en galax, som heter Vintergatan. Bara här i våran galax finns det mer än 100 miljarder stjärnor. Om man skulle kunna förflytta sig utanför Vintergatan och titta tillbaka så skulle den likna en diskus, dvs. en ganska platt skiva som är lite tjockare på mitten. Diametern på denna ”skiva” är ungefär 100 000 ljusår (den sträcka som ljuset med sin hastighet av 300 000 km/s går på 100 000 år). På så sätt är det lite lättare att förstå hur otroligt stor Vintergatan är.
En stjärna som vi har nära oss är solen, som ligger någonstans mitt i mellan Vintergatans centrum och dess utkanter. Solens ålder har beräknats till cirka 4.6 miljarder år och har levt mindre än halva sitt liv på cirka 10 miljarder år.
Det finns en galax nära oss som heter Andromeda och är en s.k. spiralgalax, en sådan som Vintergatan tros vara. Vi kan se den med blotta ögat även om det tar omkring 2,2 miljarder ljusår för galaxens hundra miljarder stjärnor att nå oss på Jorden.

Stoftmoln
Rymden består inte bara av, vad astronomerna tror 7x1022 stjärnor. Mellan dem så finns det stora mängder gas och damm, s.k. stoftkorn, som är byggmaterialet till alla nya stjärnor och solsystem.
Stoftmoln, även kallade nebulosor, kan uppkomma på olika sätt och innehålla olika ämnen. Det finns fyra olika typer av nebulosor; först har vi emissionsnebulosor som är den vanligaste typen av nebulosor och innehåller oftast joniserad vätgas. En annan typ innehåller endast stoft och kallas reflektionsnebulosor. Den tredje typen kallas planetarisk nebulosa och bildas i stjärnans slutskede. Det går till genom att vätet tar slut i stjärnas kärna och då kan en s.k. stjärnvind uppstå som blåser ut en stor del av ämnena i stjärnan inre ut i rymden. Den fjärde och sista typen av nebulosa är rester från en supernovaexplosion och kan innehålla massor av olika grundämnen.

Hur en stjärna utvecklas
Som jag just nämnde så är det i dessa nebulosor som stjärnor och solsystem föds. Det går till så att nebulosans täta delar börjar dras samman av gravitationskraften . Orsaken till detta kan vara att två nebulosor kolliderar eller att molnet påverkas av en supernovaexplosion. När detta händer så stiger trycket inne i molnet och när temperaturen blir tillräckligt hög, startas en kärnreaktion. En rotation uppstår i ursprungsmolnet som då snurrar fortare och fortare. Ett bra exempel på hur detta går till, är att tänka sig en isprinsessa som, genom att dra in sina armar, snurrar fortare.
Det stjärnor ”lever” på är omvandlingen från väte till helium. Fyra väteatomer slås ihop till en heliumkärna, där den överblivna massan av de tyngre väteatomerna omvandlas till energi, gammastrålning. Det är den energin som gör att stjärnan lyser. Det bevisade Albert Einsteins redan 1905 med hans berömda ekvation, s.k. relativitetsteorin, E = M c² : Energi = massan gånger ljushastigheten i kvadrat. För att denna omvandling ska kunna hända så måste temperaturen vara högre än 10 miljoner grader. Denna förbränning kan ta ca 10 miljarder år.
Det är lätt att tro att det oftast bara bildas en stjärna i dessa moln, men egentligen är det mer vanligt att stjärnor uppkommer i par, s.k. dubbelstjärnor, eller i grupp. Om det instäffar så är det svårt för stjärnan att leva ett ”normalt” liv utan att påverkas av de andra stjärnorna runt omkring. Stjärnorna kan åldras olika fort och kan därefter ta material från varandra. Om vi tänker oss en dubbelstjärna där endast den ena har åldrats till en vit dvärg (läs med om fenomenet under underrubriken ”Andra fenomen”). Om den vita dvärgen nu börjar samla på sig så mycket massa från grannstjärnan att den överstiger den khanderskarska gränsen, vilket betyder 1.44 solmassor, kan kärnan bli instabil och kollapsa till en neutronstjärna.
Men det händer inte alltid, alla vita dvärgar som överstiger den Khanderskarska gränsen behöver inte kollapsa och bli neutronstjärnor. Om den vita dvärgen istället har en granne med ett svagt gravitationsfält, t.ex. en röd jätte, kan kollapsen sätta igång en fusion. Den vita dvärgen exploderar då i en supernova typ I.
En annan orsak till att den vita dvärgen inte blir en neutronstjärna är att den brukar kunna göra sig av med en tillräckligt stor massa när den bildar sin planetariska nebulosa.

Röd jätte
Den nybildade stjärnan påverkas av två krafter. Energin från kärnreaktionerna i centrum, där väteatomer bildar helium, trycker utåt samtidigt som gravitationskraften drar ihop stjärnans massa. Så länge dessa två krafter håller varandra i jämvikt, är stjärnan stabil och lyser med en jämn ljusstyrka. När vätet i centrum tar slut och massan är över khanderskarska gränsen, upphör kärnreaktionen och därmed den energi som trycker utåt. På så sätt blir gravitationskraften starkare än energin. Det gör att delar av stjärnans kärna faller samman. Då ökar temperaturen, åter igen, inuti stjärnans centrum, dock inte själva skalet. Skalet sväller då upp och svalnar. Efter denna reaktion kallas nu stjärnan för en röd jätte eller en röd superjätte, det beror på storleken.
Men kärnreaktionerna slutar inte där. När temperaturen i centrum stigit till över 100 miljoner grader så kan stjärnan börja göra helium till kol och syre. I nästan alla stjärnor fortsätter reaktionen, i de största stjärnor ända till järn. Antalet grundämnen som bildas beror helt på stjärnans storlek. För att reaktionen ska kunna fortsätta ännu längre så måste två faktorer finnas; temperaturen måste komma upp till 1000 miljoner grader och stjärnan måste vara tillräckligt stor (mer än åtta gånger så stor som solen). På så sätt klarar kärnan inte av när gravitationen ökar och trycker ihop alla protoner och elektroner, utan att den kollapsar.
Om stjärnan är mindre än 1.44 solmassor så fortsätter inte kärnreaktionen efter att skalet har svällt upp och svalnat. Istället börjar den röda jätten att ”darra”. På så sätt skakar det av sig de yttre gaslagren där de lättaste ämnena har samlats. Kärnan blir då kvar och svalnar till en vit dvärg.

Supernova
Om en stjärna som har förbrukat allt sitt bränsle är större än 1,44 solmassor så uppstår Universums största fyrverkeri – en supernova typ I. Man tror att dessa enorma explosioner uppkommer cirka fyra gånger per årtionde per galax och när det kommer så kan de lysa mer än en hel galax som har miljontals stjärnor.
Om stjärnan istället är 5 gånger så tung som solen så exploderar den i en supernova typ II.
En otroligt stor mängd neutriner (en liten elementarpartikel) och gammastrålning sänds ut från kärnan som gör att resten av stjärnan kastas ut i en fruktansvärd kraft, flera miljoner km/tim, allt på en bråkdel av en sekund. När en sådan här explosion inträffar så tror man att det bildas stora mängder av grundämnen som är tyngre än järn, t.ex. uran och guld.
Allt detta material bildar nebulosor. Där hittar man de olika ämnena som kärnfusionen skapat. Som jag nämnt ovan så är det i dessa nebulosor som nya stjärnor tar sitt byggmaterial ifrån.
De grundämnen som är viktiga för livet, som syre och kol, kan bildas i stjärnor, men för deras spridning i rymden spelar supernovorna en viktig roll.
En för oss känd nebulosa heter Kräftnebulosan. Supernovaexplosionen sågs år 1054 av Lord Rosse, en irländsk astronom. Med nutidens beräkningar har man kommit fram till att den exploderat på 5400-talet f.Kr.

Andra fenomen
Tidigare i texten har man stött på olika fenomen som jag inte riktigt gått in på. Ett sådant är vita dvärgar. De är ett av flera olika sätt för en stjärna att sluta som, med ett undantag som jag skrivit om under rubriken ”Hur en stjärna utvecklas”. En vit dvärg har i genomsnitt en radie på 1 procent av solens radie, men har samma massa. Med detta menas det att vita dvärgar har en täthet på cirka 1 miljard gram per cm³ (1000 ton per cm³). I denna himlakropp pågår inte längre några kärnreaktioner. Den lyser fortfarande men det är för all restvärme som bildades under reaktionen. Denna restvärme gör ändå att vita dvärgar kan lysa mycket länge även om deras ringa storlek gör att ljuset inte är särskilt starkt.
Om den vita dvärgen krympt till 0,1 solmassor så kallas den för brun dvärg efter att värmen minskat. Den lyser fortfarande av restvärmen som den fick innan den klassificeras som en vit dvärg. Om den är större så svalnar den direkt till en s.k. svart dvärg. Det är ett gasklot som inte sänder någon strålning alls, vilket gör dem svåra att upptäcka.
Ett annat fenomen som jag inte har förklarat är neutronstjärna. Det är också ett av flera slut som en stjärna kan ha och bildas efter en supernovaexplosion där den ursprungliga stjärnan har uppmätt till 4-8 solmassor. Kvar efter smällen blir då en neutronstjärna och rester från supernovan. Som man hör på namnet så består stjärnan av neutroner som ursprungligen varit elektroner och protoner men som pressats ihop på grund av gravitationen och bildat neutroner. Diametern är cirka 10 km och massan ligger på cirka 1,4 solmassor. Det gör att tätheten är otroligt hög på 1 miljard ton per cm³.
Röda dvärgar är små stjärnor som fått slut på sitt väte och är tillräckligt små för att inte kunna fortsätta kärnreaktionen. De har cirka en tredjedel solmassor och är dubbelt så stora i diameter. Deras ringa storlek gör att förbränningen går väldigt långsamt, de kan bli upp ...

...läs fortsättningen genom att logga in dig.

Medlemskap krävs

För att komma åt allt innehåll på Mimers Brunn måste du vara medlem och inloggad.
Kontot skapar du endast via facebook.

Källor för arbetet

Saknas

Kommentera arbetet: Stjärnor - från början till slut

 
Tack för din kommentar! Ladda om sidan för att se den. ×
Det verkar som att du glömde skriva något ×
Du måste vara inloggad för att kunna kommentera. ×
Något verkar ha gått fel med din kommentar, försök igen! ×

Kommentarer på arbetet

Inga kommentarer än :(

Källhänvisning

Inactive member [2006-05-16]   Stjärnor - från början till slut
Mimers Brunn [Online]. https://mimersbrunn.se/article?id=6165 [2019-08-19]

Rapportera det här arbetet

Är det något du ogillar med arbetet? Rapportera
Vad är problemet?



Mimers Brunns personal granskar flaggade arbeten kontinuerligt för att upptäcka om något strider mot riktlinjerna för webbplatsen. Arbeten som inte följer riktlinjerna tas bort och upprepade överträdelser kan leda till att användarens konto avslutas.
Din rapportering har mottagits, tack så mycket. ×
Du måste vara inloggad för att kunna rapportera arbeten. ×
Något verkar ha gått fel med din rapportering, försök igen. ×
Det verkar som om du har glömt något att specificera ×
Du har redan rapporterat det här arbetet. Vi gör vårt bästa för att så snabbt som möjligt granska arbetet. ×