Universums stjärnor – Solen, en parasit

~
En stjärna är en kropp som lyster då den har en energifrigörelse i det inre som vanligen sker genom kärnreaktioner - vi kan med bara ögat se uppemot 6000 olika stjärnor på natthimlen emedans vi som oftast enbart kan se en på dagen. De flesta andra stjärnorna som ligger närmast vårt solsystem har visat sig vara dvärgstjärnor, så små och ljussvaga att vi inte kan se dem med blotta ögat så de vi ser är inte representativa för Vintergatans stjärnor.

Stjärnorna är av största betydelse för livets existens på Tellus, förutom att vår sol är en direkt förutsättning att vår planet skall vara beboelig är all materia i solsystemet, utom de lättaste grundämnena, ett resultat av stjärnors utveckling. Det kol, syre, magnesium, kisel, svavel, kalcium, järn o.s.v. som ingår i vår värld och i oss själva har bildats i stjärnor.

Det gör dem värda att titta lite närmare på.

Stjärnorna blir till i de täta och stoftrika interstellära gasmoln som finns, de s.k. molekylmolnen, genom att den inneboende gravitationskraften drar samman gasen, en förtätning, till detta kan även externa krafter vara pådrivande som alstras genom att den omgivande gasen hettas upp av ljusa stjärnor i naboskapet, alternativt att den chockas av vindar ifrån dem. I detalj så vet man givetvis inte hur det går till men med följande av tesen så ger det att systemet med stjärnbildning blir självförstärkande. Stjärnorna består alltså av gas som är sammanhållna av gravitationen – densiteten tilltar, den inre temperaturen är flera miljoner grader vilket gör så att atomkärnorna genom temperaturrörelserna förmår tränga varandra nära och samgå, varvid fusionsenergi frigörs. De viktigaste serierna av termonukleära kärnreaktioner av denna typ kallas proton-protonkedjan, CNO-cykeln och trippelalfaprocessen. Den frigjorda energin transporteras med strålning genom stjärnan via ett mycket stort antal absorptions- og emissionsprocesser, om gasens opacitet (absorptionsförmåga) och temperaturens minskning utåt är tillräckligt stora är gasen instabil och konvektioner (strömmningsrörelser) uppstår och bidrar avgörande till energitransporten - när energiflödet når stjärnatmosfären strålar energin ut i världsrymden.

Förhållandena i stjärnornas inre, bortsett från de första faserna i utvecklingen och vissa sena stadier, är nära jämvikt i flera avseenden. Trycket balanserar gravitationen och ger hydrostatisk jämvikt, energiförlusten på ytan balanserar energifrigörelsen i det inre, d.v.s. energijämvikt, och gasens egenskaper är välbestämda av den lokala temperaturen och trycket vilket även ger termodynamisk jämvikt - så länge dessa jämvikter är rådande så kan man beskriva stjärnans struktur relativt enkelt med fyra differentialekvationer men det krävs dock att man kan beräkna tryck, opacitet samt lokal energifrigörelse från kärnreaktioner ur temperatur och densitet. Dessa relationer erhålls ur kvantmekaniska beräkningar, eller fysikaliska laboratorieexperiment, resultatet blir en tabell över temperatur, tryck et.c. som funktion av avståndet från stjärnans centrum, detta tabellresultat kallas en stjärnmodell hvilken även förutsäger radie och luminositet för given stjänmassa och grundämnesammansättning - allt detta gör så att man kan inklassificera stjärnan i dess utvecklingsgrad.

De minsta kända stjärnmassorna ligger kring 0,1 solmassa, främst röda dvärgstjärnor, emedan knappast någon stjärna har en massa större än cirka 50 gånger vår sol men räknar man i ljusstyrka så kommer superjättestjärnorna långt över vår lilla sol där de typiska för denna formen har en ljusstyrka som är tiotusentals gånger större än sola. Tiotusentals.

Det hör till att förtälja att det inte är en simpel process att skapa stjärnstatusen, i en stjärna av solens typ så räknar man t.ex. med att varje proton kolliderar med en annan omkring 100 miljoner gånger per sekund, men ändå tar det i genomsnitt hela 14 miljarder år för en proton att lyckas hitta en protonpartner som den kan förena sig med. Att solen ändå bemästrar lysa beror då naturligtvis på att det finns en gigantisk mängd protoner till förfogande i dess inre, samt givetvis att alla inte behöver vänta så herrans många år innan de slås ihop.

Då nya stjärngenerationer hela tiden bildas i universum så finner vi stjärnor som befinner sig i alla möjliga olika utvecklingsstadier, för att förena dessa observationer till en bild av stjärnornas evolution tar man givetvis hjälp av teoretiska beräkningar: sekvenser av stjärnmodeller konstrueras där grundämnessammansättningen löpande förändras av kärnreaktionerna i modellernas inre. Av särskild betydelse är även observationer av de s.k. stjärnhopar genom att stjärnorna i hoparna kan antas ha uppkommit ungefär samtidigt och med samma grundämnessammansättning ger komparationer emellan modellberäkningar och observationer av hopar värdefull beräkningskontroll.

Livet hos en stjärna börjar med som ovan skrevos att den inneboende gravitationskraften, plus potentiella externa krafter, drar ihop gasen i molekylmolnen. Ett molekylmoln är förövrigt ett interstellärt gasmoln med så hög partikeltäthet, >100 cm-3, att gasen i princip består utav molekyler och är så tunga och täta att de hålls samman av sin egen gravitation vilket gör att stjärnbildningsproceduren här finner en naturlig tillblivningsplats då de genom sin stora massa har en inneboende förmåga att bilda förtätningar varav en del kan kollapsa till stjärnor när gravitationen lokalt övervinner gastrycket. Efter denna preinitiala och initiala process så går det ungefär till så att stjärnan fortgår att dras samman av den inneboende tyngdkraften och temperaturen stiger successivt i dess inre framtills den nått så höga värden att kärnreaktioner kommer igång.

Stjärnorna lever sedan sin största del av sitt liv med kärnreaktioner i centrum där väte omvandlas till helium men när vätet tagit slut längst in sker kärnreaktionerna i ett skal runt heliumkärnan och ytterlagren expanderar och stjärnan övergår till att bli en röd jättestjärna, eller en superjättestjärna. Det inre drar sig samman och hettas upp och så småningom så börjar heliumet i centrum att övergå till kol. Stjärnan, har i nästa steg, en energikälla i centrum där helium omvandlas till kol och syre, och en källa i ett skal omkring där väte fortsätter att omvandlas till helium - stjärnan kan vara pulserande och allmänt instabil. När heliumet tagit slut längst in sker också ‘heliumförbränningen’ i ett skal vilket blir allt tunnare och instabiliteten blir ett faktum.

Härifrån kan det gå åt tvenne hål: 1) Lättare stjärnor kastar av sig höljet i en ‘planetarisk nebulosa’ och det inre krymper så småningom till en vit dvärgstjärna: 2) De tyngre stjärnorna däremot fortsätter med en alltmer ökande temperatur i centrum tills skal av allt tyngre grundämnen utvecklats runt en järn/nickelkärna - när denna faller ihop till en neutronstjärna eller ett svart hål kan ytterlagren sprängas iväg i en supernovaexplosion.

När strålningstrycket fallerar i en tyngre stjärna faller det inre av stjärnan ihop, temperaturen ökar katastrofalt och väteförbränningen tar vid i ett skal runt kärnan. De yttre delarna påbörjar då en expansion samtidigt som det inre trycks ihop alltmer, när temperaturen i det inre blir alltför högt så börjar t.o.m. heliumkärnorna bemästra de elektriska krafterna och börjar slå sig samman till kol och syre hvilket för en stund löser stjärnans energiproblem vilket då bromsar in kollapsprocessen. Heliumbränslet varar ehuru ej för evigt och implosionen fortstrider. Tyngre grundämnen byggs upp i annalkande tempo, en del av kolet blir till syre, magnesium och kisel vilket sedermera tillsammans bildar järn för att sedan göra stjärnans saga slut. Gravitationsenergi frigörs vilket gör att ännu tyngre grundämnen byggs upp, elektronerna sväljs av atomkärnor och trycket sjunker ännu mer. När elektronerna sväljs absorberas de utav protonerna som i processen omvandlas till neutroner, stora mängder neutriner sticker ifrån kärnpartiet. Kollapsproceduren fortskrider framtills stjärnans inre når samma densitet som en atomkärna. När detta skett så inbromsas sammandragningen i det inre samtidigt som de yttre delarna får en chans att nå ikapp, den gör detta med full kraft mot kärnan och studsar sedan med stor bakåtkraft ut igen, det bildas här en chockvåg och med hjälp av de stora mängder neutriner som bildats inne i kärnan så klarar chockvågen av att penetrera ut från stjärnan samt riva med sig stora delav at höljet som slungas iväg i enastående krafter ut över och in i den interstellära rymden. En supernovaexplosion har skett.

En supernova kan innebära slutet för en stjärnas aktiva liv och energiutvecklingen kan uppgå till 10.46 joule vilket motsvarar vår sols totala energiproduktion under hela dess livstid gånger hundra. Den maximala ljusstyrkan i en supernova kan bli ungefär lika stor som den samlade ljusstyrkan från en hel galax med hundratals miljarder stjärnor. Vid en supernova slungas stora delar av stjärnan ut i rymden med hastigheter som kan överstiga 20 000 km/s och den utsprängda materian, anrikad med tyngre grundämnen uppkomna i det inre av stjärnan före eller vid explosionen, sprids på detta sätt ut i rymden och en stor del av de grundämnen som är tyngre än helium anses härröra ifrån supernovor. Den gasmassa som utgör en rest efter en supernova går under den påhittiga termen supernovarest, den utslungade gasen sveper med sig omgivande interstellär gas och en supernovarest kan med tiden komma att huvudsakligen bestå av sådan här gas, en synkrotonstrålning kan uppstå genom att elektroner accelereras till mycket höga hastigheter vilket kan observeras med radiovågor och många supernovarester är därför starka radiokällor.

Ett flertal mekanismer anses leda fram till supernovan. Vissa supernovor, av typ Ia, tros t.ex. uppkomma i täta dubbelstjärnesystem där materia överförs från en normal stjärna till en vit dvärgstjärna vilket ofta leder till att denna slits sönder fullständigt, andra supernovor, av typ II och antagningsvis även Ib ø Ic, tros uppkomma i samband med att de inre delarna av en tung stjärna vid slutet av dess utveckling faller samman och ger upphov till en neutronstjärna varvid stjärnans yttre delar kan accelereras utåt till mycket höga hastigheter så att de slungas ut i rymden, den kvarvarande neutronstjärnan kan i vissa fall senare observeras som en snabbt roterandes neutronstjärna, en pulsar - eller om den är tillräckligt tung kollapsa till ett svart hål och bli osynlig.

Supernovaexplosioner tros inträffa ungefär 1-4 gånger per århundrade i en typisk galax - i Vintergatan har endast ett fåtal supernovor rapporterats under det senaste årtusendet, t.ex. den supernova som rapporterats efter en osäker observation år 1700 och som gett upphov till supernovaresten och tillika radiokällan Cassiopeia A, Tycho Brahes stjärna 1572 som gett upphov till radiokällan Cassiopeia B, en annan rapporterad supernova är Keplers supernova 1604, anno 1054 sågs en supernova som gett upphov till resten Krabbnebulosan.

Gasen som sprids ut innehåller mycket mer tyngre grundämnen än den ursprungliga väte-heliummixen och kommer i sin blandning utav andra förestående interstellära gaser bilda grund som byggmaterial i nya stjärnkonstellationer, planeter, eller vadan än den anbefaller. Detta kan vi betacka, den större delen av våran jord är uppbyggd av dessa tyngre grundämnen och livet är delvis beroende av basaler som kol, syre, kväve och vissa metaller, var och en av oss består i själva verket till 80 % av stjärnstoft, som slungats ut på detta viset via stjärnexplosioner.


En jordslig egocentrisk klump

En lättare formaterad stjärna som våran sol blir inte supernovisk i sin explosion, mycket mindre kommer att spridas ut i rymden och det är heller ej lika tungt som det som ovan förtäljdes kring. Det blir ej heller någon efterblivelse av en neutronstjärna eller svart magiskt hål utan blir enkom en lättare stjärna som vanligtvis benämns en vit dvärg, en avsvalnad jordenstor klump som fortsätter lysa lite varsamt intill dess slockning och övergår till att va ett kallt gasklot.

Men innan detta sker kommer den i likhet med de tyngre stjärnorna att svälla upp, om cirka fem miljarder år beräknas väteförrådet vara vid vägs ände och det inre faller ihop varvid temperaturökning sker som leder till andra sorters reaktioner därinne, de yttre delarna expanderar och sola svällar upp till att bli en röd jätte som slukar samt svedar sönder o samman de inre planeterna, inklusive Tellus.

Med anledningen utav den mindre massan så blir ihopfallet och därefter utslusningen inte av alls samma börd som i en reguljär supernova. De tyngre ämnena kommer ligga kvar i kärnan och endast några få procent av höljet kommer slungas iväg, främst helium och väte bibringas resten av universum denna väg.

Det är härför megastjärnorna och deras slutgiltiga supernovor är så essentiella för den vidare skapelsen av våran – universums hela diversifierade - existens, det är deras produktion samt utslungning av de tyngre ämnena som gör att vi existerar. Hade de inte reagerat som de gör hade universum till stora delar bestått av grundmaterialen väte och helium.

Processen i sin helhet är givetvis tunggrodd samt långsam, allena runt två procent av innehållet i den interstellära gasen, vilken är grunden för stjärnors nativitet, består utav tyngre ämnen än helium. Man kan istället förana en inbromsning av denna process då tunga ämnen från tidigare tunga megastjärnor fångas in i nya stjärnbildningar, men en avsevärd del av stjärnorna som bildas blir inte nya megastjärnor som skapar samt slungar ut nya tunga ämnen utan istället små pluttar av solens karaktär som i detta sammanhang snarare är att se som interstellära parasiter.

~









 

+ Solen ju vuxnar till sig, Knapp Tellus, Universum - sacrala et naturalia, Tiden III - Framstegstanken, Luna Luvica, Elveos, The Milky Way

Taggar: Universum, rymden, stjärna, stjärnor, sol, solen, supernova, energi, parasit, röd jätte, vit dvärg, livscykel