Forestil dig, at du havde 1 minut til at betragte alle mennesker på et overfyldt stadion, og fra det øjebliks observation, skulle lave en konklusion om menneskers livscyklus. Det er muligt, men meget usandsynligt, at du vil se en væsentlig livsændring, som for eksempel en fødsel eller en der dør. Mere sandsynligt er det, at du vil observere folk med forskellige aldre, og notere nogle af disse menneskers egenskaber i de forskellige aldre. Dette vil give dit et hint om, at nogle er unge, nogle er gamle, og de fleste er midt imellem. Men du ville ikke kunne se de individuelle mennesker ændre sig, i løbet af det minut, da et minut er en meget lille brøkdel, af et typisk menneskes levetid.
På samme måde, kan astronomer kun observere en meget kort del, at hver stjernes levetid. De skulle iagttage en stjerne som Solen i flere hundrede år, for at være i stand til at se den på 1 minut i målestokken for et menneskes liv ovenfor. Langt størstedelen af stjernerne der observeres i et bestemt år, ændres ikke mærkbart i løbet af den tid. Astronomerne ser ikke de individuelle stjerners aldre. Men fordi der er så mange stjerner – milliarder flere end antallet af mennesker i det overfyldte stadion – kan de observere nok stjerner i forskellige faser, til at kunne samle et evolutionært billede. Og nogle gange når de er heldige, har astronomerne en chance for at observere en stjerne, der gennemgår en dramatisk ændring.
For at forstå, hvad der sker inde i en stjernes kerne, bruger teoretikere de kraftigste computere til at modellere de nukleare reaktioner, som finder sted der. Disse modeller gør det muligt at forudsige, hvordan en stjerne af en given masse og kemiske sammensætning, vil ændre sig i løbet af dens levetid. Disse forudsigelser skal da være i overensstemmelse, med det som astronomerne observerer. Undersøgelsen af en stjernes udvikling, indebærer at man bevæger sig frem og tilbage mellem observation og teori, og det har ført til en generel forståelse af, hvordan og hvornår stjerner dør.
En stjerne kan ikke blive i hovedserien for evigt. Den vil til sidst opbruge al hydrogen i kernen, og når den gør det, vil dens struktur begynde at ændre sig dramatisk. Ligesom balancen mellem tryk og tyngdekraften konstant ændrer sig som stjernen bevæger sig ned af Hayashi-sporet mod hovedserien, opstår der konstant nye balancer, når en stjerne udvikler sig ud over hovedserien. Massen og sammensætningen af en stjerne, bestemmer dens liv i hovedserien, og disse to egenskaber, forbliver centrum, som stjernen begynder at dø.
Hver stjerne er unik. Relativt små forskelle i massen og den kemiske sammensætning mellem to stjerner, kan nogle gange resultere i signifikante og muligvis endda dramatiske forskelle i deres skæbner. Den kurs som en stjerne der har en masse der er 1.1 gange Solens masse (1.1 M) følger, er ikke identisk med den af en stjerne der har en masse på 0,9 M
. Ikke desto mindre, kan stjerner groft opdeles i to brede kategorier, hvis medlemmer udvikler sig på kvalitativt forskellige måder. Tunge, lysstærke O- og B-stjerner, følger et spor der er fundamentalt forskelligt fra det de køligere, svagere og lette stjerner som findes i nederste højre hjørne af hovedserien (se figur 12.16) følger. Disse stjerner har masser der er mindre end omkring
3 M, og betragtes som lette stjerner typificeret af Solen. Stjerner med masser mellem 3 og 8 M
, er mellemtunge stjerner, og stjerner med masser på mere end 8 M
er tunge stjerner. I dette kapitel, begynder vi vores behandling af stjernernes udvikling, ved at undersøge stadierne i lette stjerners udvikling.
Hvis du husker fra kapitel 13, så er Solens struktur afbalanceret mellem tyngdekraftens indadrettede kraft og trykkets udadrettede kraft. Trykket i Solen opretholdes af energi, der er frigivet ved nuklear fusion i hjertet af Solen. Hvis Solens masse skulle øges, ville vægten af materiale der trykker ned på Solens indre områder stige. Tyngdekraften ville få en fordel. Solens indvendige dele ville blive komprimeret på grund af den øgede vægt, og ville forøge temperaturen og densiteten i kernen. Denne stigning i temperatur og densitet, ville accelerere tempoet i de nukleare reaktioner, som forekommer i kernen.
Når temperaturen og trykket i midten af en stjerne stiger, bliver flere atomkerner pakket sammen på et mindre volumen, og det bliver mere sandsynligt, at de vil støde ind i hinanden og smelte sammen. Højere densitet, betyder hyppigere kollisioner mellem atomkerner, og dermed hurtigere forbrænding. Højere temperaturer øger også den nukleare reaktionshastighed, fordi atomkernerne bevæger sig hurtigere, så de har større tilbøjelighed til at støde sammen mere voldsomt og dermed bedre chance for at de overvinder den elektriske frastødning, der skubber de positivt ladede kerner fra hinanden. Som følge af de kombinerede virkninger af temperaturen og densiteten, kan beskedne stigninger i tryk inde i en stjerne, nogle gange føre til dramatiske stigninger i mængden af energi, som de nukleare reaktioner frigiver.
Dette er nøglen til at forstå, hvorfor hovedserien primært er en sekvens af masser, med lette stjerner i den svage ende og de tunge stjerner i den lysstærke ende. Mere masse, betyder stærkere tyngdekraft, stærkere tyngdekraft betyder højere temperatur go tryk i stjernens indre, højere temperatur og tryk betyder hurtigere nukleare reaktioner, og hurtigere nukleare reaktioner betyder en stærkere lysende stjerne. Hvis Solen var tungere, ville den nødvendigvis have en anden balance mellem tyngdekraft og tryk – en balance, hvor Solen ville forbrænde sit atomare brændsel hurtigere, og dermed være stærkere lysende. Med andre ord, hvis Solen var tungere, ville den være placeret et andet sted i H-R diagrammet: længere oppe og mere til venstre i hovedserien. Massen bestemmer stukturen af en stjerne, og dens placering i hovedserien.
Større masse betyder kortere levetid
En stjerne i hovedserien, vil til sidst løbe tør for brændstof. Hvis du tænker på hvor længe man kan køre i en bil, før den løber tør for benzin, afhænger det af hvor meget benzin bilens tank rummer, og på motorens størrelse og effektivitet. En benzinslugende otte-cylindret SUV, forbruger benzin meget hurtigere end en kompakt bybil. Hvor lang tid din bil vil kunne køre, bestemmes af konkurrencen mellem disse to effekter. Den større bil kan løbe tør for benzin først, selvom den har en større tank.
Konkurrencen mellem disse to effekter – tankstørrelse og motorstørrelse – udtrykkes lettest som et forhold. Hvor længe din bil kører, er givet af mængden af benzin i tanken, divideret med hvor hurtigt bilen bruger den:
Hvis du for eksempel har en tak der kan rumme 50 liter benzin, og din motor forbrænder benzin, med en hastighed på 5 liter i timen, vil din bil løbe tør for benzin på bare 10 timer.
Det samme princip gælder for hovedseriestjerner. Mængden af brændstof bestemmes af stjernens masse. Jo tungere stjernen er, jo mere hydrogen er der til rådighed til at drive atomforbrændingen. Den hastighed, med hvilken brændstoffet anvendes, måles ved en stjernes lysstyrke. Hovedseriestjerner er ”i balance”, så energien udstråles fra stjernens overflade og ud i rummet, med samme hastighed, som der genereres energi i kernen. Denne balance mellem energiproduktion og lysstyrke, forbliver ens gennem næsten alle stadier i en stjernes udvikling. Hvis en hovedseriestjerne har to gange lysstyrken af en anden, så forbrænder den hydrogen med en dobbelt så stor hastighed som den anden stjerne.
En ligning for en stjernes hovedserielevetid, ligner meget den ligning for den tid det tager en bil at løbe tør for brændstof:
Ved første øjekast kan man forvente, at da en tungere stjerne har mere masse, vil den også leve længere. En tungere stjerne har dog ikke kun mere brændstof, den forbrænder også brændstoffet hurtigere, og dette højere brændstofforbrug er nøglefaktoren. Tungere stjerner lever et kortere liv, ikke længere, fordi de forbrænder deres brændstof hurtigere. Lette stjerner, har et langt længere liv. Dette koncept, forklares yderligere i Matematiske værktøjer 15.1
Stjernens struktur ændres, som den bruger sit brændstof
Selvom den er stabil, ændres en hovedseriestjerne langsomt. Da solen blev dannet, var cirka 90 procent af dets atomer, hydrogenatomer. Siden da, har Solen produceret sin energi, ved at omdanne hydrogen til helium, gennem proton-proton kæden. Som sammensætningen af en stjerne ændres, så ændres den struktur sig også. Da vi kiggede på en protostjernes sammenbrud i forhold til hovedserien i kapitel 14, kiggede vi på konceptet om en skiftende balance mellem tyngdekraft og tryk. Protostjernen er altid i balance mens den trækker sig sammen; men da den konstant udstråler termisk energi, ændres denne balance konstant, mod et mindre og tættere objekt.
Det samme koncept gælder her. Som en hovedseriestjerne bruger af brændstoffet i dens kerne, skal strukturen løbende ændres som en reaktion på den ændrede kernesammensætning. På et hvilket som helst tidspunkt i dens levetid, er en hovedseriestjerne som Solen i balance, men balancen i Solen er i dag lidt anderledes, end den balance som Solen havde for milliarder af år siden, og lidt anderledes end den balance, den vil have milliarder af år fra nu. Mellem den tid hvor Solen blev født, og den tid hvor den vil forlade hovedserien, vil dens lysstyrke stort set fordobles, men størstedelen af denne ændring, foregår i løbet af de sidste milliarder år af dens liv i hovedserien. Stjerner udvikler sig stadig, selvom de ligger i hovedserien, selvom denne udvikling er langsom og beskeden i forhold til de hændelser der følger.
Helium-aske bygger sig op i centrum af stjernen
Som du så i kapitel 13, smelter to 3He kerner sammen og danner 4He (og 2 1H), i slutningen af proton-protonkæden i hovedseriestjerner. Men ved de temperaturer der findes i centrum af hovedseriestjerner, er kollisionerne ikke energiske eller hyppige nok til, at 4He kan smelte sammen til tungere grundstoffer. Som hydrogen forbrændes i kernen hos lette stjerner, samler den resulterende helium sig, og der opbygges noget lignende den ikke brændende aske i bunden af en pejs.
Temperaturen og trykket er højest i centrum af en hovedseriestjerne, og hydrogen forbrændes også hurtigst der. Som følge heraf, ophobes ikke-forbrændende helium ”aske” hurtigst, i stjernens centrum. Når en stjerne udvikler sig, ændres den kemiske sammensætning sig hurtigst i centrum, og langsommere længere ude i stjernen. Figur 15.2, illustrerer, hvordan den kemiske sammensætning inde i en stjerne som Solen, ændrer sig gennem hele dens hovedserielevetid. Da Solen blev dannet, havde den en ensartet sammensætning af cirka 70 procent hydrogen og 30 procent helium. Som hydrogen fusionerede til helium, steg andelen af helium i Solens kerne. I dag, cirka 5 milliarder år senere, er kun omkring 35 procent af Solens masse hydrogen.
