EN STJERNES LIV

More documents

Recommendations

Info

STJERNENS START PÅ LIVET Men nå tilbake til stjernen vår. Den har nå roet seg ned og funnet sin balanse. Tyngdekraften trekker alltid innover og holder stjerne-massen sammen. Mens samtidig strømmer energi utover fra kjernereaksjonene i sentrum og hindrer stjernen i å kollapse. Draget fra tyngdekraften oppveies eksakt av energien som strømmer utover fra stjernenes kjerne. Denne sentitive og skjøre balansen kan vare i milliarder av år. Disse reaksjonene omdanner hydrogen gassen til helium, samtidig som gigantiske energimengder gir stjernen lys og varme. At en stjerne kan holde energien gående i flere millioner år, er et fascinerende påfunn av naturen. Solen er et eksempel på dette stadiet i en stjernens utvikling. I en alder av 5 milliarder år er en stjerne som Solen midt i sitt “liv”. Solen kommer til å omdanne hydrogen om til helium i ytterligere 5 milliarder år til. Tempraturen i solens kjerne, hvor selve produksjonen av energien skjer, er over 14 millioner °C. Solen forbruker over 600 millioner tonn hydrogen i sekundet, men likevel kommer til å skinne med samme energi i millioner av år til.(3) DEN TOMME KJEMPEN Akkurat hva som skjer med en stjerne når den tømmes, kommer veldig an på hvor stor stjernen var i utgangspunktet. Hvis den for eksempel veier ca 8 ganger mer enn Solen, blir det en svært vakker og rolig død. Desto større og tyngre stjernen er desto mer kommer det til å smelle. De tyngste og mest energiløsende stjernene lever bare cs 3 millioner år, mens lettvekterne, som veier så lite som bare 8 prosent av Solens vekt, kan leve i flere billioner av år. (3) Når stjernen vår begynner å gå tom, vil den sakte men sikkert øke lysstyrken med ca 2000 ganger sterker, og temperaturen kommer til å stige. Etter hvert som stjernen har brukt opp alt hydrogenet i kjernen, begynner de indre delene, kjernen, å krympe. Tyngdekraften klemmer stjernens inaktive kjerne, slik at den blir mindre, tettere, og varmere. Samtidig begynner de ytre lagene å svulme opp. Stjernen vokser i størrelse og blir gigantisk, over 100 ganger større enn det den en gang var. Tyngdekraften har kun et svakt grep på de ytre lagene av stjernen, som bølger ut og inn. Nå er temperaturen i kjernen veldig varm, mens den er kjøligere ut mot de ytre lagene, derfor forandrer også den gulhvite fargen om til en rødere lys. Nå har stjernen vår blitt en rød kjempe. (2) Betelgeuse som er en av stjernene i det kjente stjernebildet Orion, er at eksempel på en rød kjempe. Den er en million ganger større enn Sola, og antagelig har den bare noen få tusen år igjen å lyse før den ekspolderer med et kjempesmell. (4) DEN TUNGE DVERGEN Etter noen krampetrekninger mister tyngdekraften taket på de yterste lagene, og de siger sakte ut i verdensrommet. Mesteparten av gassen blir sprengt ut og danner store fargerike gasståker alt som er igjen er en liten, hvitglø- dende stjernerest. Den røde kjempen vår består nå bare av den indre, glohete kjernen, som en gang var en stjerne, og nå kalles den en hvit dverg. Denne hvite dvergen består av voldsomt sammenpresset stoff. Massetettheten er så høy at, for eksempel når Sola en dag blir en hvit dverg, vil én teskje med stoff fra Sol-dvergen veie like mye som en bil. Kjernereakjonen er nå død, og vår hvite dverg vil bruke over milliarder av år for å kjølne og slukne. Solliknede stjerner er svært vanlige, og det er mange av dem som er hvite dverger. Derfor er astronomer og atrofysikere ganske informert om hvordan denne prosessen foregår.
ENERGIRIK SUPERNOVA Siden vår stjerne er opptil ca. hundre ganger større og tyngre enn solen vår, blir gassene i kjernen tettere og tettere og varmere og varmere for hvert år som går. Stoffene smis om til stadig tyngre grunnstoffer i den ekstreme heten, men til slutt sier det stopp med et stort smell. (3)Det som skjer er at de indre delene i den hvite dvergen ikke lenger klarer å holde seg oppe. Kjernen i denne stjernen faller sammen med 100 millioner kilometer i timen, på grunn av de grufullt intense tyngdekreftene som herjer der inne. Noen få supernovaer er et resultat av at den ene stjernen i et dobbeltstjern-system eller en stjernefamilie, dumper gass på den andre stjernen. Men de fleste er tungvekter-stjerner som dør med et smell. Dette skjer fordi kjernereaksjoner har produsert en kjerne av jern. Som ikke kan brukes som brensel fordi fusjon av jern sluker energi. Dermed kollapser kjernen. Med temperaturen hur- tig stigende til 50 milliarder °C, stråler kjernen ut en flom av bittesmå energirike partikler, kalt nøytroner, som river “stjernen” i filler. (2) En supernova eksplosjon kan stråle like sterkt som en milliard soler. kjernen til vår hvite dverg forsøker å fusjonere jern. For å skaffe energien forsøker den å komprimere kjernen sin. I en supernova-eksplosjon sprenges mesteparten av stoffet i dvergen utover. Men den innerste delen av dvergen eksploderer innover, slik at det som er igjen i sentrum, blir mye mer sammenpresset enn en hvit dverg. En slik superkompakt stjernerest kalles en supernovakjerne.(4) VEIEN DELES Når vi har kommet til dette stadiet, er det to mulige utfall for hva som kan skje med stjernen vår etter en supernova-eksplosjon. Som tidligere nevnt får vi en supernova-kjerne etter denne eksplosjonen. En mulig utvikling er at den blir en pulsar og senere en nøytronstjern. En supernova kjerne kollapser på bare noen sekunder, og etterlater ofte en pulsar. en pulsar er ekstremt tette, roterende nøytronstjerner. Den sender ut blinkende lysbunter, akkurat som et fyrtårn, mens den snurrer rundt. De fleste pulsarene er ca. 25 km i diameter, roterer omtrent en gang i sekundet. Rekorden er imidlertid 642 ganger per sekund. En pulsar er en ung, roterende nøytronstjerne. En pulsar er siste trinn i sammenklemming av stoff. Protonene og elektronene i kjernen av den tidligere stjernen, har blitt klemt sammen til nøytroner. Det vil si partikler uten elektrisk ladning. der de står skulder ved skulder, holder de pulsaren oppe mot tyngdekraften. Denne sammenpressede nøytronstjernen har et magnetfelt som er omtrent en billion ganger kraftigere enn jordens magnetfelt. Pulsarens magnetiske poler sprøyter blendene strålebunter ut i verdensrommet. Dette får den også til å rotere. Pulsaren “pulserer” bare i rundt en million år. Etter hvert taper de energi, roterer langsommere og blir etter hvert en ikke pulserende nøytronstjerne. En nøytronstjerne er en veldig sammenpresset og konsentrert stjernrest, som ofte kan sende ut kraftige radiostråling. Den andre muligheten er at supernova kjernen blir til et svarthull. Noen ganger er levningene etter en superno- vaeksplosjon for tunge til å kunne bli en pulsar. Hvis massen er mer enn 3 ganger Solens, kan ikke en gang de supertette nøytronstjernene stå imot tyngdekraften. Objektet kollapser enda mer og blir et svart hull.
Page 1 and 2: EN STJERNES LIV AV: SHERMILA THILLA
Page 4 and 5: FØDSELEN AV EN STJERNE FRA STØV T
Page 8: FARGEBETYDNING Fargen på en stjern

EN STJERNES LIV

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?