Livet på huvudsekvensen: Hur stjärnor utvecklas

Stjärnor är några av de grundläggande byggstenarna i universum. De utgör inte bara galaxer, utan många har också planetariska system. Så att förstå deras bildning och utveckling ger viktiga ledtrådar till att förstå galaxer och planeter.

Solen ger oss ett förstklassigt exempel att studera, just här i vårt eget solsystem. Det är bara åtta ljus minuter bort, så vi behöver inte vänta länge för att se funktioner på ytan. Astronomer har ett antal satelliter som studerar solen och de har känt länge om grunderna i dess liv. För en sak är det medelålders, och mitt i den livstid som kallas "huvudsekvensen". Under den tiden smälter den väte i sin kärna för att skapa helium.

Solen har sett ungefär densamma ut genom sin historia. För oss har det alltid varit denna glödande, gula-vita föremål på himlen. Det verkar inte förändras, åtminstone för oss. Detta beror på att det lever på en mycket annan tidsplan än människor gör. Men det förändras, men på ett mycket långsamt sätt jämfört med hur snabbt vi lever våra korta, snabba liv. Om vi ​​tittar på en stjärns liv i skalan från universumets ålder (cirka 13,7 miljarder år) lever alla solen och andra stjärnor ganska normala liv. Det vill säga de är födda, lever, utvecklas och dör sedan över tiotals miljoner eller miljarder år.

För att förstå hur stjärnor utvecklas måste astronomer veta vilka typer av stjärnor som finns och varför de skiljer sig från varandra på viktiga sätt. Ett steg är att "sortera" stjärnor i olika fack, precis som människor kan sortera mynt eller kulor. Det kallas "stjärnklassificering" och det spelar en enorm roll för att förstå hur stjärnor fungerar.

Astronomer sorterar stjärnor i en serie "fack" med hjälp av dessa egenskaper: temperatur, massa, kemisk sammansättning och så vidare. Baserat på dess temperatur, ljusstyrka (ljusstyrka), massa och kemi klassificeras solen som medelålders stjärna det är under en period av dess liv kallas "huvudsekvensen".

Praktiskt taget alla stjärnor tillbringar huvuddelen av sina liv på denna huvudsekvens tills de dör; ibland försiktigt, ibland våldsamt.

Den grundläggande definitionen av vad som gör en huvudsekvensstjärna är denna: det är en stjärna som smälter väte till helium i sin kärna. Väte är den grundläggande byggstenen för stjärnor. De använder det sedan för att skapa andra element.

När en stjärna bildas gör den det eftersom ett moln av vätgas börjar samlas (dra ihop) under tyngdkraften. Detta skapar en tät, varm protostar i mitten av molnet. Det blir stjärnans kärna.

Densiteten i kärnan når en punkt där temperaturen är minst 8 till 10 miljoner grader Celsius. De yttre skikten på protostaren pressar in på kärnan. Denna kombination av temperatur och tryck startar en process som kallas kärnfusion. Det är poängen när en stjärna föds. Stjärnan stabiliserar sig och når ett tillstånd som kallas "hydrostatisk jämvikt", vilket är när den yttre strålningen trycket från kärnan balanseras av de enorma gravitationskrafter hos stjärnan som försöker kollapsa in på sig. När alla dessa villkor är uppfyllda är stjärnan "i huvudsekvensen" och den går livligt med att göra väte till helium i sin kärna.

Mass spelar en viktig roll för att bestämma de fysiska egenskaperna hos en given stjärna. Det ger också ledtrådar om hur länge stjärnan kommer att leva och hur den kommer att dö. Ju större än stjärnan är, desto större är gravitationstrycket som försöker kollapsa stjärnan. För att bekämpa detta större tryck behöver stjärnan en hög smältfrekvens. Ju större stjärnan är, desto större tryck i kärnan, desto högre temperatur och därför desto större är fusionshastigheten. Det avgör hur snabbt en stjärna kommer att använda sitt bränsle.

En massiv stjärna kommer att smälta vättreserven snabbare. Detta tar bort huvudsekvensen snabbare än en stjärna med lägre massa som använder sitt bränsle långsammare.

När stjärnor har slut på väte börjar de smälta helium i sina kärnor. Det är när de lämnar huvudsekvensen. Stora högmassa blir det röda supergiganter, och utvecklas sedan till att bli blå supergiganter. Det smälter helium till kol och syre. Sedan börjar det smälta dem till neon och så vidare. I grund och botten blir stjärnan en kemisk produktionsfabrik, där fusion inte bara sker i kärnan utan i lager som omger kärnan.

Så småningom försöker en mycket massa stjärna att smälta järn. Detta är dödens kyss för den stjärnan. Varför? Eftersom smältning av järn tar mer energi än stjärnan har tillgängligt. Det stoppar fusionsfabriken död i sina spår. När det händer kollapsar de yttre lagren av stjärnan på kärnan. Det händer ganska snabbt. Kärnans ytterkanter faller först med en fantastisk hastighet på cirka 70 000 meter per sekund. När det träffar järnkärnan börjar allt hoppa ut igen, och det skapar en chockvåg som rippar genom stjärnan på några timmar. Under processen skapas nya, tyngre element när chockfronten passerar genom stjärnans material.
Detta är vad som kallas en "kärnkollaps" supernova. Så småningom spränger de yttre skikten ut i rymden, och det som återstår är den kollapsade kärnan, som blir en neutronstjärna eller svart hål.

Stjärnor med massor mellan en halv solmassa (det vill säga halva solens massa) och cirka åtta solmassor kommer att smälta väte till helium tills bränslet förbrukas. Vid den tiden blir stjärnan en röd jätte. Stjärnan börjar smälta helium till kol, och de yttre skikten expanderar för att förvandla stjärnan till en pulserande gul jätte.

När det mesta av helium är smält, blir stjärnan en röd jätte igen, ännu större än tidigare. De yttre lager av stjärnan expanderar ut till rymden, vilket skapar en planetarisk nebula. Kärnan i kol och syre kommer att lämnas kvar i form av en vit dvärg.

Stjärnor mindre än 0,5 solmassor kommer också att bilda vita dvärgar, men de kommer inte att kunna smälta helium på grund av bristen på tryck i kärnan från deras lilla storlek. Därför är dessa stjärnor kända som helium vita dvärgar. Liksom neutronstjärnor, svarta hål och superjättar hör inte längre till i huvudsekvensen.