Redaktion og opdatering af indholdet på denstoredanske.dk er indstillet pr. 24. august 2017. Artikler og andet indhold er tilgængeligt i den form, der var gældende ved redaktionens afslutning.

  • Artiklens indhold er godkendt af redaktionen

stjerne

Oprindelig forfatter JC-D Seneste forfatter Redaktionen

Stjerne. Skematisk illustration af opbygningen af tre forskellige stjerner, hovedseriestjerner på 10 og 1 solmasser samt en rød kæmpestjerne. Energiproduktionen ved hydrogenfusion, markeret med skravering, finder sted i de centrale dele i hovedseriestjernerne og i en skalkilde i den røde kæmpestjerne. De bølgede pile indikerer energitransport ved stråling, mens de krumme pile viser områder, hvor energitransporten sker ved konvektion. For sammenligningens skyld er stjernerne tegnet med samme overfladeradius; de virkelige radier er ca. 4 mio. km for 10-solmasse-stjernen og ca. 700.000 km for 1-solmasse-stjernen. For den røde kæmpestjerne er figuren kraftigt fortegnet; overfladeradius er mere end 100 mio. km, mens skalkildens afstand fra stjernens centrum kun er ca. 10.000 km.

Stjerne. Skematisk illustration af opbygningen af tre forskellige stjerner, hovedseriestjerner på 10 og 1 solmasser samt en rød kæmpestjerne. Energiproduktionen ved hydrogenfusion, markeret med skravering, finder sted i de centrale dele i hovedseriestjernerne og i en skalkilde i den røde kæmpestjerne. De bølgede pile indikerer energitransport ved stråling, mens de krumme pile viser områder, hvor energitransporten sker ved konvektion. For sammenligningens skyld er stjernerne tegnet med samme overfladeradius; de virkelige radier er ca. 4 mio. km for 10-solmasse-stjernen og ca. 700.000 km for 1-solmasse-stjernen. For den røde kæmpestjerne er figuren kraftigt fortegnet; overfladeradius er mere end 100 mio. km, mens skalkildens afstand fra stjernens centrum kun er ca. 10.000 km.

stjerne, lysende himmellegeme, hvis energi stammer fra processer i dets indre, overvejende fusion af lette grundstoffer til tungere. Solen er et typisk eksempel på en stjerne på hovedserien, hvor energiproduktionen sker ved hydrogenfusion i de centrale dele af stjernen. Stjerners egenskaber spænder dog meget vidt med masser fra 0,08 til ca. 100 gange Solens, radier fra ca. 10 km for neutronstjerner til mere end 150 mio. km (dvs. middelafstanden fra Jorden til Solen) for røde kæmpestjerner og samlede energiudsendelser fra 0,001 til over 10.000 gange Solens.

Stjerner udgør en hovedbestanddel af Mælkevejssystemet og andre galakser. Beskrivelsen af stjernernes struktur og udvikling er derfor af fundamental betydning for astrofysikken. Endvidere sker dannelsen af langt de fleste grundstoffer i det indre af stjerner (se grundstof (grundstofdannelse)). For at forstå stoffets oprindelse og dermed vor egen grundlæggende historie er det derfor nødvendigt at studere stjerner.

Observationer af stjerner

Kun i meget få tilfælde kan strukturen af stjerners overflade opløses observationelt, og da kun i begrænset omfang. Næsten al vores information om stjernernes egenskaber kommer derfor fra den samlede udstråling fra deres overflade. Mange stjerner kan observeres i røntgen- og radiostrålingsområdet, men de væsentligste observationer foretages i synligt lys samt i det ultraviolette og infrarøde område.

Annonce

Ordet stjerne kommer af indoeuropæisk *hster-, måske af semitisk oprindelse, jf. den babyloniske gudinde Ishtar, hvis symbol er en ottetakket stjerne.

En meget vigtig parameter er stjernens lysstyrke, dvs. dens samlede energiudsendelse. Den observerede lysstyrke udtrykkes oftest i stjernens størrelsesklasse. Den klareste stjerne på himlen, Sirius, har størrelsesklassen −1,5 (i det visuelle område), mens de svageste objekter, der er observeret med fx Hubble-teleskopet, har en størrelsesklasse på ca. 30 svarende til en lysintensitet, der er ca. 1013 gange mindre end Sirius'. Der er her tale om den tilsyneladende lysstyrke set fra Jorden, som afhænger af stjernens afstand. For at finde den faktiske (sande) energiudsendelse fra stjernen må dennes afstand bestemmes. For relativt nære stjerner kan dette gøres ved at måle dens parallakse, dvs. dens tilsyneladende bevægelse på himlen som følge af Jordens banebevægelse rundt om Solen. For fjernere stjerner må mere indirekte metoder til afstandsbestemmelse benyttes.

Den Store Magellanske Sky er en irregulær ledsagegalakse til Mælkevejssystemet. Den befinder sig i stjernebillederne Guldfisken og Taffelbjerget på himlens sydlige halvkugle og er tydeligt synlig med det blotte øje. Den stærke lysplet tv. for midten er stjernedannelsesområdet 30 Doradus eller Taranteltågen, som er en af de største kendte skyer af interstellart stof.

Den Store Magellanske Sky er en irregulær ledsagegalakse til Mælkevejssystemet. Den befinder sig i stjernebillederne Guldfisken og Taffelbjerget på himlens sydlige halvkugle og er tydeligt synlig med det blotte øje. Den stærke lysplet tv. for midten er stjernedannelsesområdet 30 Doradus eller Taranteltågen, som er en af de største kendte skyer af interstellart stof.

En anden vigtig parameter er stjernens overfladetemperatur. Stjerners forskellige temperatur er direkte afspejlet i deres farver: Relativt kolde stjerner, med overfladetemperatur på nogle få tusinde grader, er røde, mens meget varme stjerner er blå. Et kvantitativt mål for farven fås med stjernens farveindeks, der bestemmes af forholdet i intensitet målt gennem forskelligt farvede filtre. Som mål for overfladetemperaturen benyttes som regel den effektive temperatur, dvs. den temperatur, som et sort legeme med samme radius skulle have for at udstråle lige så meget energi som stjernen.

Mere detaljeret information om forholdene i stjernens atmosfære kan fås vha. spektroskopi. Absorption eller emission fra atomer i stjernens atmosfære forårsager linjer i spektret (svarende til Fraunhoferske linjer i solspektret). Styrken af disse linjer afhænger dels af forekomsten af de relevante grundstoffer, dels af atomernes fordeling på ionisationsgrader og excitationsniveauer og dermed af temperaturen i atmosfæren. Linjernes bredde giver information om tyngdeaccelerationen på stjernens overflade. Ved en detaljeret analyse af spektret får man derfor en bestemmelse af stjernens temperatur og tyngdeacceleration samt grundstofsammensætningen (se spektralklassifikation).

Stjernens masse er af afgørende betydning for dens egenskaber og udvikling. Desværre er en præcis bestemmelse af massen kun mulig i de relativt få tilfælde, hvor stjernen er medlem af en velstuderet dobbeltstjerne; her giver de to stjerners bevægelse information om deres masser.

Stjerne. Farve-lysstyrke-diagram for stjerner i den kugleformede stjernehob M3. Da alle stjernerne i hoben er i samme afstand fra Jorden, kan den tilsyneladende størrelsesklasse (dvs. lysstyrken) umiddelbart sammenlignes for de forskellige stjerner. Både hovedserien og kæmpegrenen er tydelige på diagrammet. Desuden finder man i hoben horisontalgrenen, hvor stjernerne har heliumfusion i de centrale dele. Krydsene markerer RR Lyrae-stjerner, en klasse af pulserende variable stjerner.

Stjerne. Farve-lysstyrke-diagram for stjerner i den kugleformede stjernehob M3. Da alle stjernerne i hoben er i samme afstand fra Jorden, kan den tilsyneladende størrelsesklasse (dvs. lysstyrken) umiddelbart sammenlignes for de forskellige stjerner. Både hovedserien og kæmpegrenen er tydelige på diagrammet. Desuden finder man i hoben horisontalgrenen, hvor stjernerne har heliumfusion i de centrale dele. Krydsene markerer RR Lyrae-stjerner, en klasse af pulserende variable stjerner.

Den danske astronom E. Hertzsprung og amerikaneren H.N. Russell opdagede, at der er en sammenhæng mellem stjerners lysstyrke og overfladetemperatur, evt. målt ud fra deres farve. Det kan illustreres i et farve-lysstyrke-diagram. En forudsætning er, at stjernernes sande lysstyrke er kendt. Alternativt kan man studere stjerner i en stjernehob, hvor alle stjerner kan antages at være i samme afstand fra Jorden; korrektionen fra tilsyneladende til sand lysstyrke er derfor den samme for alle stjerner, hvilket giver et veldefineret diagram.

Stjerners struktur

Observationer af stjerner giver stort set kun information om deres overfladeegenskaber; en undtagelse er dog Solen, hvor helioseismologi har givet et meget detaljeret billede af den indre struktur og dynamik. Ydermere er det kun i sjældne tilfælde muligt at følge udviklingen af en stjerne i tid: De relevante tidsskalaer er meget længere end den periode, over hvilken stjerner er blevet observeret. Studiet af stjerners struktur og udvikling er derfor på afgørende måde afhængigt af teoretiske modeller. Man har kunnet opstille modeller, der giver en sammenhængende beskrivelse af stjerners udvikling i rimelig god overensstemmelse med de observerede egenskaber.

En væsentlig årsag til modellernes succes er, at stoffet i stjerner generelt er i en relativt simpel form (sammenlignet med fx stoffet i Jorden): Pga. de høje temperaturer er stoffet overvejende ioniseret, dvs. i form af frie elektroner og atomkerner. Et sådant ioniseret plasma opfører sig som en luftart med ret svage vekselvirkninger mellem de enkelte bestanddele selv ved den meget høje massefylde i de centrale dele af stjerner, og det er derfor muligt at give en nogenlunde præcis beskrivelse af for eksempel sammenhængen mellem tryk, temperatur og massefylde.

De fleste stjerner varierer ikke eller kun lidt på tidsskalaer op til år og må derfor være i en tilstand af nær mekanisk ligevægt. Tilsvarende må man gå ud fra, at der generelt er nogenlunde ligevægt mellem produktion og udstråling af energi. Ud fra sådanne ligevægtsbetingelser kan man opstille ligninger, der beskriver sammenhængen mellem de forskellige egenskaber i stjernen. Disse ligningers løsning, der angiver, hvordan tryk, temperatur og andre egenskaber afhænger af afstanden til stjernens centrum, samt bestemmer stjernens overfladeradius og lysstyrke, udgør en model for stjernen.

Den mekaniske ligevægt i stjernen kræver, at der er balance mellem tyngdekraften, der virker mod stjernens centrum, og kraften udad fra gradienten i trykket, der aftager fra de centrale dele af stjernen mod stjernens overflade. Når dette er tilfældet, siges stjernen at være i hydrostatisk ligevægt (se hydrostatik). Tyngdekraften er bestemt af massefordelingen i stjernen og dermed af variationen af massefylden; givet denne, følger variationen af trykket fra betingelsen for hydrostatisk ligevægt. Den termodynamiske tilstandsligning giver sammenhængen mellem tryk, massefylde, temperatur og grundstofsammensætning. Som diskuteret nedenfor afspejler temperaturstrukturen energiproduktionen og -transporten, og dermed kan en komplet beskrivelse af stjernens struktur etableres.

Stjerne. Område med stjernedannelse, observeret med ESOs Very Large Telescope. Den nydannede stjerne ses midt i den øverste del af billedet. Herfra udgår en stråle af stof, en såkaldt jet. Skyen nederst i billedet er formodentlig dannet, ved at jetten har ramt det omgivende interstellare stof.

Stjerne. Område med stjernedannelse, observeret med ESOs Very Large Telescope. Den nydannede stjerne ses midt i den øverste del af billedet. Herfra udgår en stråle af stof, en såkaldt jet. Skyen nederst i billedet er formodentlig dannet, ved at jetten har ramt det omgivende interstellare stof.

Hvis der er hydrostatisk ligevægt, gælder virialteoremet: Stjernens gravitationelle potentielle energi, målt i forhold til en situation, hvor stoffet i stjernen er uendeligt udstrakt, er ca. dobbelt så stor som den samlede termiske energi og med modsat fortegn. Stjernens samlede energi, der er kombinationen af den gravitationelle og termiske energi, er derfor halvt så stor som den gravitationelle energi. Denne sammenhæng har meget stor betydning for stjernens udvikling. Hvis stjernen fx trækker sig sammen, bliver den kraftigere bundet af tyngdekraften, og den gravitationelle potentielle energi bliver derfor mere negativ. Det følger, at den termiske energi vokser, dvs. at stoffet normalt bliver varmere. Samtidig bliver stjernens samlede energi også mere negativ; der er derfor et overskud af energi, som udstråles fra stjernens overflade.

I den største del af en stjernes aktive liv sker energiproduktionen ved kernefusion, hvor lette kerner smelter sammen til tungere. Så længe de tungere kerner er kraftigere bundet end de oprindelige lette kerner, frigives den overskydende energi; dette er tilfældet for fusion op til kerner omkring jern, hvor bindingsenergien er maksimal (se atomkerne). Fusionen kræver, at de to positivt ladede kerner overvinder deres gensidige elektrostatiske frastødning. Dette kan kun ske, hvis kernernes bevægelsesenergi, og dermed temperaturen, er tilstrækkelig høj; fusionen finder derfor sted i de centrale dele af stjernen, hvor temperaturen er maksimal. En vigtig konsekvens af fusionen er også, at grundstofsammensætningen i de centrale dele af stjernen ændres; dette er direkte ansvarligt for stjernens udvikling. I Solen, og i andre stjerner på hovedserien, skyldes energiproduktionen fusion af hydrogen til helium. I senere udviklingsfaser indgår tungere kerner.

Energien produceres overvejende i de centrale dele af stjernen; den transporteres derfra til overfladen, hvor den udstråles. Som ved almindelig varmeledning bevæger energien sig fra områder med højere temperatur mod områder med lavere; temperaturgradienten i stjernen er derfor bestemt af energitransporten. I store dele af stjernen sker energitransporten ved stråling, med en effektivitet bestemt af stoffets absorption af stråling, målt ved stoffets opacitet (uigennemsigtighed). Hvor opaciteten er høj, kræver energitransporten en stor temperaturgradient.

Hvis temperaturgradienten er for stejl, bliver det pågældende område i stjernen ustabilt over for konvektion, hvor varm gas stiger til vejrs, og kold gas synker nedad. Den opstigende varme gas transporterer energien meget effektivt, og i sådanne ustabile områder dominerer konvektionen derfor generelt energitransporten. Konvektive områder findes i de ydre dele af relativt kolde stjerner, hvor opaciteten er høj. På Solen kan konvektionen således direkte ses på overfladen i form af granulationen. Desuden er der konvektion i de centrale dele af tungere stjerner på hovedserien, hvor energiproduktionen sker ved den stærkt temperaturafhængige CNO-cyklus og derfor er kraftigt koncentreret omkring stjernens centrum.

Løsningen af ligningerne for stjernernes struktur og udvikling findes ved numeriske beregninger, der kan være særdeles omfattende. Udviklingen af computere har betydet, at det er muligt at beregne detaljerede og realistiske modeller. Ved at sammenligne de beregnede modeller med observationer kan man efterprøve den fysiske information, der ligger til grund for modellerne.

Stabile stjerner findes kun i et relativt begrænset masseinterval. For masser over ca. 100 solmasser er stjernen domineret af strålingstrykket og er derfor ustabil, mens temperaturen i objekter under 0,08 solmasser aldrig bliver så høj, at kernereaktioner kan finde sted.

Stjerneatmosfærer

En stjernes atmosfære er den del af stjernen, der kan observeres direkte, idet lyset fra atmosfæren kan nå os uden at blive absorberet. Modeller af stjerneatmosfærer er derfor essentielle for at fortolke observationer af stjerner. Disse modeller må tage hensyn til den detaljerede vekselvirkning mellem stråling og stof, idet strålingen bestemmer temperaturstrukturen i atmosfæren og fordelingen af atomerne på forskellige grader af ionisation. Vha. sådanne modeller er det muligt at gøre rede for energifordelingen i stjernernes spektre med ganske stor nøjagtighed.

Modellerne repræsenterer dog som regel en væsentlig forenkling af de faktiske forhold i stjernernes atmosfærer. Specielt er det normalt at negligere variationer hen over stjernens overflade, på trods af at observationer af Solens atmosfære viser kraftige variationer, fx i granulationen. Mange stjerner udviser også fænomener, der svarer til Solens magnetiske aktivitet, undertiden i meget voldsommere form. Således er der observeret flares med en energiudsendelse på mere end 1000 gange de kraftigste flares observeret på Solen. Omfattende observationer af stjerner af Solens type har også fundet tegn på varierende magnetisk aktivitet af samme art som Solens aktivitetscyklus.

Som det er tilfældet for Solen, ser man for mange stjerner en stjernevind i form af udstrømmende gas fra de ydre dele af stjernens atmosfære (se solvind). For Solen og sollignende stjerner er det samlede tab af stof i denne vind beskedent og uden væsentlig betydning for stjernernes udvikling. Kæmpestjerner har normalt en kraftig stjernevind, der kan føre til tab af en betydelig del af stjernernes masse. Dette massetab må inkluderes i realistiske modeller af stjernernes udvikling. De detaljerede mekanismer bag stjernevinden og dens afhængighed af stjernens andre egenskaber er dog stadig ret usikre.

Stjerners udvikling

Proxima Centauri er den røde stjerne midt i billedet. Denne stjerne blev opdaget i 1915. Den er så lyssvag, at den kun kan observeres med teleskop.

Proxima Centauri er den røde stjerne midt i billedet. Denne stjerne blev opdaget i 1915. Den er så lyssvag, at den kun kan observeres med teleskop.

En stjernes overflade er varm og udstråler derfor energi til resten af Universet. Stjernens tidslige udvikling skyldes de processer, der leverer den udstrålede energi. Stjerner kan producere energi ved at trække sig sammen og derved frigive gravitationel potentiel energi. For normale stjerner er det dog en ret ineffektiv proces; således ville den kun kunne opretholde Solens nuværende lysstyrke i ca. 30 mio. år, langt mindre end Solens alder på ca. 4,5 mia. år. Løsningen på stjernernes energiproblem kom, da H. Bethe i slutningen af 1930'erne identificerede de første af de kerneprocesser, der har ansvaret for energiproduktionen i de fleste stjerner. Disse kerneprocesser kan dog kun finde sted ved temperaturer over ca. 2 mio. K (kelvin). Ved lavere temperaturer, under de tidlige faser af stjernens udvikling, kommer energien fra gravitationel sammentrækning. Hydrogenfusion kan levere stjernens energi i en meget lang periode: i Solens tilfælde ca. 10 mia. år. Når hydrogenet er opbrugt i stjernens centrum, trækker stjernens kerne sig sammen og opvarmes, indtil temperaturen bliver tilstrækkelig høj til, at den næste reaktion, fusion af helium, kan gå i gang. Denne sekvens af processer med fusion af stadig tungere atomkerner afbrudt af perioder af sammentrækning kan i princippet fortsætte, indtil væsentlige dele af stjernen er omdannet til grundstoffer i jerngruppen.

Stjernernes levetid er bestemt af deres lysstyrke og det tilgængelige forråd af nukleart brændsel. Lysstyrken vokser som en høj potens af massen, og dermed aftager levetiden: Tunge stjerner lever stærkt og dør unge. De tungeste stjerner, med masser på ca. 100 gange Solens, lever kun få millioner år, mens stjerner med masser under 1/2 solmasse næppe er kommet i gang med deres udvikling.

Man kan ikke følge udviklingen af en enkelt stjerne observationelt, men ved at observere stjerner på forskellige udviklingstrin kan man teste modellerne. Stjernehobe er særlig vigtige, idet stjernerne i en hob har omtrent samme alder og grundstofsammensætning. Til gengæld indeholder hoben generelt stjerner med meget forskellig masse. Da tunge stjerner udvikler sig hurtigere end lette stjerner, er de i en senere fase af deres udvikling end de lette, og man kan derfor undersøge stjerner i meget forskellige udviklingsfaser. Dette gøres normalt ud fra observationer af stjernernes positioner i et farve-lysstyrke-diagram, der kan sammenlignes med tilsvarende beregnede diagrammer for stjerner med en given alder, men forskellig masse. Denne sammenligning giver også en bestemmelse af hobens alder.

Stjernedannelse

Stjerner dannes ved sammentrækning af interstellare molekylskyer (se interstellart stof) pga. tyngdekraften. Ofte vil skyerne have masser på flere tusinde gange Solens. Under sammentrækningen bliver mindre dele af skyen ustabile og begynder at trække sig yderligere sammen. Ved en sådan fortløbende opdeling af skyen vil der normalt blive dannet et stort antal stjerner af en enkelt sky i en stjernehob. Et godt eksempel på et område, hvor stjernedannelse stadig finder sted, er Oriontågen.

Under sammentrækningen bevarer skyen stort set sit impulsmoment. Da inertimomentet aftager med skyens omfang, må rotationshastigheden vokse, og nydannede stjerner har derfor en tendens til at rotere hurtigt. Samtidig dannes der ofte en skive omkring den unge stjerne af stof, der endnu ikke er faldet ind på stjernen eller er blevet afstødt på grund af den hurtige rotation. Dannelsen af en skive med indfaldende stof fører ofte til kraftige "jets", stråler af stof vinkelret på skiven, der kan være kohærente over meget store afstande. Skiven er også et naturligt udgangspunkt for dannelse af et planetsystem (se Solsystemet).

Stjerne. Beregnede udviklingsspor for stjerner af forskellig masse. Den stiplede linje, benævnt hovedserie, markerer stjerner, der lige har begyndt den centrale hydrogenfusion. Her er angivet massen af nogle få stjerner i enheder af Solens masse. Udviklingssporene viser variationen i stjernernes overfladetemperatur og lysstyrke, efterhånden som hydrogenindholdet i de centrale dele bliver reduceret ved fusion til helium. De røde dele af sporene svarer til stjerner, der har central konvektion. Efter at hydrogenet er opbrugt i de centrale dele, udvikler stjernerne sig op ad kæmpegrenen, nær Hayashi-sporet, der er skematisk markeret med en dobbelt stiplet linje; stjernerne på Hayashi-sporet er fuldstændig konvektive.

Stjerne. Beregnede udviklingsspor for stjerner af forskellig masse. Den stiplede linje, benævnt hovedserie, markerer stjerner, der lige har begyndt den centrale hydrogenfusion. Her er angivet massen af nogle få stjerner i enheder af Solens masse. Udviklingssporene viser variationen i stjernernes overfladetemperatur og lysstyrke, efterhånden som hydrogenindholdet i de centrale dele bliver reduceret ved fusion til helium. De røde dele af sporene svarer til stjerner, der har central konvektion. Efter at hydrogenet er opbrugt i de centrale dele, udvikler stjernerne sig op ad kæmpegrenen, nær Hayashi-sporet, der er skematisk markeret med en dobbelt stiplet linje; stjernerne på Hayashi-sporet er fuldstændig konvektive.

De tidlige faser af sammentrækningen sker næsten som et frit fald, men efterhånden kommer den nydannede protostjerne i hydrostatisk ligevægt, således at den gravitationelle potentielle energi frigivet ved sammentrækningen delvis går til opvarmning af stjernen. Den er dog stadig relativt kold med en effektiv temperatur på ca. 3500 K. Pga. den lave temperatur er opaciteten høj, og stjernen er konvektivt ustabil overalt. Sådanne fuldstændig konvektive stjerner ligger på det såkaldte Hayashi-spor (efter den japanske astrofysiker Hayashi Chushiro) i farve-lysstyrke-diagrammet med en næsten konstant effektiv temperatur. Da stjernens radius aftager som følge af sammentrækningen, forløber udviklingen ned ad Hayashi-sporet mod lavere lysstyrke.

Med den videre udvikling øges temperaturen, og et voksende område omkring stjernens centrum bliver stabilt over for konvektion; stjernen udvikler sig derfor væk fra Hayashi-sporet mod højere effektiv temperatur. Endelig når den centrale temperatur det niveau, der er nødvendigt for hydrogenfusion, og sammentrækningen stopper; stjernen har nu nået hovedserien og går ind i en fase med stabil central hydrogenfusion. For meget lette protostjerner når udviklingen dog aldrig så langt. I disse stjerner bliver stoffet udartet (se udartet elektrongas) som følge af den høje massefylde og relativt lave temperatur. Her er gassens indre energi domineret af de udartede elektroner og derfor uafhængig af temperaturen. Selvom den yderligere sammentrækning fører til en vækst i energien, ledsages dette ikke af en forøgelse af temperaturen, der aldrig når op på det niveau, som kræves for hydrogenfusion. Sådanne stjerner ender som brune dværge. Dette giver en nedre grænse på 0,08 solmasser for egentlige stjerner.

Udvikling på hovedserien

Stjerners udvikling på hovedserien er kontrolleret af den gradvise omdannelse af hydrogen til helium i de centrale dele. Fusionen reducerer antallet af partikler i gassen; for at undgå, at det fører til en reduktion i trykket, trækker de centrale dele af stjernen sig sammen og forøger dermed massefylden. Det fører også til en forøgelse i temperaturen og dermed i energiproduktion og -transport, dvs. at stjernens lysstyrke vokser. I Solens tilfælde, hvor ca. halvdelen af det centrale hydrogen-indhold er opbrugt siden Solens dannelse, er lysstyrken vokset med 30%. Som følge af ændringen i strukturen vokser stjernens overfladeradius, i Solens tilfælde med ca. 12% siden dens dannelse.

Udviklingen kan illustreres i et temperatur-lysstyrke-diagram, der er direkte sammenligneligt med det observationelle farve-lysstyrke-diagram. Variationen i stjernens radius er her afspejlet i variationen i den effektive temperatur, der enten er stort set uændret eller aftager på trods af den voksende lysstyrke.

Der er en tydelig forskel i forløbet af udviklingen for stjerner af ret lave masser, inklusive Solen, og stjerner af større masser. Dette er en konsekvens af, at de tungere stjerner har konvektion i de centrale dele i modsætning til lettere stjerner, hvor energitransporten sker ved stråling. I det konvektive område bliver stoffet effektivt blandet af gasbevægelserne; ved fusion af hydrogen til helium bliver hydrogenet derfor opbrugt samtidig i hele kernen. Herved stopper den nukleare energiproduktion næsten, og stjernen reagerer ved at trække sig sammen; det er afspejlet ved en voksende effektiv temperatur i en kort fase af udviklingen. I de lettere stjerner bliver hydrogen først opbrugt i centrum, men kernereaktionerne kan fortsætte i området umiddelbart uden for de centrale dele, og det giver en glat overgang til de næste udviklingsfaser.

Udvikling efter hovedserien

Udviklingen under den centrale hydrogenfusion foregår relativt langsomt med moderate ændringer i stjernens observationelle egenskaber. Denne fase optager normalt ca. 3/4 af stjernens "aktive" liv. De efterfølgende faser er væsentlig mere dramatiske.

Når hydrogenet er opbrugt i den centrale del, har stjernen en kerne, der overvejende består af helium, og hvis temperatur er for lav til, at heliumfusion kan finde sted. Uden for kernen foregår der stadig hydrogenfusion i en skalkilde; denne skalkilde arbejder sig gradvis længere ud i stjernen, mens massen af heliumkernen vokser. Efterhånden som kernen bliver tungere, trækker den sig sammen og bliver varmere. Til gengæld udvider de ydre dele af stjernen sig dramatisk, og det afspejles i temperatur-lysstyrke-diagrammet: Først aftager temperaturen kraftigt, indtil stjernen når Hayashi-sporet, og derefter vokser lysstyrken, mens temperaturen er næsten konstant. Stjernen er blevet til en rød kæmpestjerne med en meget udstrakt konvektiv yderzone og en kompakt heliumkerne. I denne fase vil Solens lysstyrke vokse til 1000 gange den nuværende, mens dens radius nærmer sig jordbanens radius. Røde kæmpestjerner er blandt de klareste på himlen; eksempler er Aldebaran i Tyren og Betelgeuze i Orion.

Stjerne. Ringtågen i stjernebilledet Lyren er en planetarisk tåge, dannet ved ekstremt massetab fra en rød kæmpestjerne ved afslutningen af dens liv. I centrum anes den meget kompakte og varme rest af stjernen, der senere vil udvikle sig til en hvid dværg.

Stjerne. Ringtågen i stjernebilledet Lyren er en planetarisk tåge, dannet ved ekstremt massetab fra en rød kæmpestjerne ved afslutningen af dens liv. I centrum anes den meget kompakte og varme rest af stjernen, der senere vil udvikle sig til en hvid dværg.

Ved sammentrækningen af kernen bliver dens temperatur til sidst så høj, at fusion af helium til carbon går i gang. Starten på heliumfusionen forløber forskelligt i lette og tunge stjerner. I tunge stjerner fører den øgede energiproduktion umiddelbart til en udvidelse og dermed afkøling af kernen, således at hastigheden af heliumfusionen holdes under kontrol. I lette stjerner er massefylden i kernen derimod så høj, at stoffet er kraftigt udartet. Derfor øges trykket ikke umiddelbart pga. energifrigørelsen i heliumfusionen, kernen udvider sig ikke, og temperaturen og dermed hastigheden af fusionen vokser næsten eksplosivt i et heliumflash. Disse processer i kernen forløber så hurtigt, at de ydre meget udstrakte dele af stjernen ikke når at ændre sig væsentligt. Først når temperaturen bliver så høj, at udartningen ophæves, udvider kernen sig, og fusionen når et stabilt leje.

Under den videre centrale heliumfusion vokser stjernens lysstyrke igen på samme måde som under hydrogenfusionen, og stjernen udvider sig, så dens overfladetemperatur falder. I denne fase kommer en væsentlig del af stjernens energiproduktion fra hydrogenskalkilden, hvor hydrogenfusion stadig finder sted.

Ud fra dette udviklingsforløb kan man forstå en stor del af de observerede egenskaber ved stjerner som illustreret i farve-lysstyrke-diagrammer. Stjerner med central hydrogenfusion befinder sig på hovedserien. I en stjernehob strækker den sig op til en lysstyrke, der svarer til stjerner med en masse, hvor den centrale hydrogen netop er brugt op ved hobens alder. Lidt tungere, og derfor mere udviklede, stjerner strækker sig over mod og op ad den røde kæmpegren, mens stjerner med central heliumfusion, specielt i kugleformede stjernehobe, ligger på horisontalgrenen.

Lette stjerners sene udvikling

Når helium er opbrugt i de centrale dele, har stjernen i princippet to skalkilder: En heliumskalkilde uden for den inderste kerne, der overvejende består af carbon og oxygen, og en hydrogenskalkilde uden for den oprindelige heliumkerne. Man kunne nu forvente, at udviklingen ville fortsætte med sammentrækning og opvarmning af den inderste kerne, indtil temperaturen blev så høj, at carbonfusion ville sætte ind. Dette er også tilfældet for stjerner på mere end 5-8 solmasser (se nedenfor), men i lettere stjerner når kernen aldrig den nødvendige temperatur: Stoffet bliver udartet og afkøles pga. dannelse og tab af neutrinoer. Samtidig udvikler der sig ustabiliteter, som fører til, at udstrækningen af den ydre konvektionszone varierer, så der sker en opblanding af stof, som har indgået i kernereaktioner. Disse processer spiller en stor rolle for syntesen af meget tunge grundstoffer ved den såkaldte s-proces; pga. blandingen kan resultatet af disse reaktioner direkte ses i en usædvanlig grundstofsammensætning på stjernens overflade. Endelig vokser stjernens radius voldsomt i denne fase; stjernen bevæger sig igen op ad Hayashi-sporet, på den såkaldte asymptotiske kæmpegren.

Udviklingen slutter med, at de ydre meget udstrakte dele af stjernen bliver ustabile og afstødes i en kraftig stjernevind. Tilbage bliver den centrale kompakte kerne af carbon og oxygen, evt. med en tynd skal, der indeholder hydrogen og helium; en sådan kompakt stjerne kaldes en hvid dværg. Stjernens oprindelige overfladetemperatur er ekstremt høj, mere end 100.000 K. Den har ingen energiproduktion; udstrålingen kommer derfor fra afkøling. Da stjernen ca. er på størrelse med Jorden, er lysstyrken lav, og stjernen kan fortsætte med at lyse i milliarder af år.

Det afstødte stof lyser ved fluorescens, der skyldes den kraftige ultraviolette stråling fra den meget varme centrale stjerne. Sådanne skyer observeres som planetariske tåger. Stoffet spredes dog i løbet af nogle få tusinde år og bliver blandet op i det øvrige interstellare stof. På den måde bliver det interstellare stof beriget med de grundstoffer, der er dannet i stjernen, og som senere kan indgå i dannelse af nye stjerner og deres planetsystemer.

Tunge stjerners sene udvikling

I stjerner, der er tungere end ca. otte solmasser, bliver temperaturen i kernen høj nok (ca. 500 mio. K) til, at carbon kan fusionere til tungere grundstoffer. Det efterfølges af oxygenfusion og et yderligere kompliceret netværk af kernereaktioner, der endelig fører frem til, at stoffet i de centrale dele af stjernen omdannes til jern ved temperaturer over 1 mia. K. Uden om denne jernkerne i områder, hvor temperaturen har været knap så høj, findes lag af lettere grundstoffer. De sene fusionsreaktioner forløber over få år, altså meget hurtigt sammenlignet med stjernens øvrige udvikling. Yderligere fusion af jern ville kræve energi; stjernens eneste kilde til produktion af energi i jernkernen er derfor gravitationelt kollaps. Dette udløser en supernovaeksplosion (se supernova), hvor den centrale del af stjernen kollapser til en neutronstjerne med en radius på ca. 10 km eller et sort hul, hvorved der frigives enorme mængder gravitationel potentiel energi. Det meste af denne energi udstråles i form af neutrinoer, men der resterer energi nok til at få stjernen til at lyse kraftigere end en hel galakse i nogle dage eller uger samt til at udslynge de ydre lag af stjernen med meget stor hastighed. Under eksplosionen foregår der yderligere kernereaktioner, der fører til dannelse af meget tunge grundstoffer ved hurtig neutronindfangning i den såkaldte r-proces. Det udslyngede stof indgår senere i det interstellare stof som kilde til yderligere stjernedannelse.

Læs også om den symbolik, stjerner tillægges.

Referér til denne tekst ved at skrive:
Jørgen Christensen-Dalsgaard: stjerne i Den Store Danske, Gyldendal. Hentet 22. maj 2019 fra http://denstoredanske.dk/index.php?sideId=165150