Stjärnornas livscykel: HR-diagrammet, fusion och stjärnornas slutstadier

1. Ordna spektralklasserna

(Hetast) O – B – A – F – G – K – M – L – T – Y (Svalast)

2. HR-diagrammet

På y-axeln: luminositet (högre luminositet ju högre upp du kommer).
På x-axeln: temperatur och spektralklass (temperaturen ökar åt vänster).

I mitten av HR-diagrammet finns ett band av stjärnor som ligger i huvudserien (main sequence). Uppe i det högra hörnet finns jättar eller superjättar: hög luminositet men låg temperatur. Nere i vänstra hörnet finns vita dvärgar: låg luminositet men hög temperatur.

3. Massa, livslängd och ljusstyrka

A. Livslängd

En stjärna med ca 2 solmassor bränner sitt väte mycket snabbare än solen.

t ∝ M^-2,5

Jämfört med solen (≈ 10 miljarder år) får man då:

t ≈ 10 miljarder år × 2^-2,5 ≈ 1,8 Gyr

Alltså: ungefär ett par miljarder år (1,8 Gyr), betydligt kortare än solens ca 10 miljarder år.

B. Luminositet

Stjärnans luminositet följer ungefär L ∝ M^3,5.
För 2 solmassor:

L ≈ 2^3,5 L⊙ ≈ 11 L⊙

Stjärnan skulle alltså lysa ungefär tio gånger starkare än solen.

4. Begrepp

PP-kedjan: PP-kedjan är den kärnreaktion i solens centrum där vätekärnor förenas till helium och frigör energi som gör att solen lyser.

ISM: ISM (Interstellar Medium) är den tunna gasen och dammet mellan stjärnor som fungerar som byggmaterial för nya stjärnor.

Solfläckar: Solfläckar är mörkare och svalare områden på solens yta som uppstår på grund av starka magnetfält och visar solens aktivitet.

5. Stjärnornas slutstadier

A. Röd jätte eller superjätte

När vätekärnan är förbrukad upphör fusionen i centrum och kärnan dras ihop av gravitationen. Väte i ett skal runt kärnan börjar då fusioneras, vilket gör att stjärnans yttre lager sväller upp. Stjärnan utvecklas till en röd jätte eller superjätte och blir ljusstarkare än tidigare. Kärnan värms upp tillräckligt för att helium fusioneras till kol och syre, och hos mycket tunga stjärnor fortsätter fusionen med ännu tyngre grundämnen upp till järn.

B. Supernova

När järnkärnan har bildats kan stjärnan inte längre producera energi genom fusion, och kärnan kollapsar snabbt under sin egen gravitation. Detta orsakar en kraftig supernova som stöter bort stjärnans yttre lager i rymden. I explosionen sprids även grundämnen som kol, syre och järn ut i rymden.

C. Neutronstjärna

Om stjärnan inte är extremt massiv, men ändå tillräckligt tung, kollapsar kärnan till ett mycket tätt objekt bestående av nästan enbart neutroner. Det blir en neutronstjärna, som är mycket liten men extremt sammanpressad och har ett starkt gravitations- och magnetfält.

D. Svart hål

Om stjärnan har extremt hög massa fortsätter den att kollapsa efter supernovan. Gravitationen blir då så kraftig att inget ljus kan ta sig ut. Kärnan förvandlas till ett svart hål, ett område i rymden där gravitationen är så stark att all materia och energi dras in.