16.1 – Tunge stjerner følger deres eget spor

I vores behandling af stjernernes liv, har vi indtil videre koncentreret os om, hvad der sker med lette stjerner som Solen. De lette stjerner forbrænder stødt hydrogen til helium i deres kerner, og producere en forholdsvis konstant effekt af energi, i milliarder af år. Tunge stjerner, med masser der er større end 8 Solmasser (M) – er meget forskellige. Disse objekter, har lysstyrker der tusinder eller endog millioner af gange Solens lystyrke, men de bruger deres større mængde af nukleart brændstof, meget hurtigere. Tunge stjerner lever kun i hundredetusinde til millioner af år – kortere tid, end mennesket har gået på Jorden.

Tunge og lette stjerner, udvikler sig forskelligt på grund af forholdet mellem tyngdekraften, trykket og hastigheden af den nukleare forbrænding. Mere masse betyder større tyngdekraft, og derfor mere kraft, der trykker ned på stjernens indre dele. Den større kraft, betyder højere tryk, højere tryk betyder hurtigere reaktionshastigheder, og hurtigere reaktionshastigheder betyder større lysstyrke. Der er mange forskelle i udviklingen af lette og tunge stjerner, men i sidste ende, hænder de sammen med den større tyngdekraft, der virker på det indre af tunge stjerner.

Husk fra kapitel 13, at det første trin i en hydrogen-forbrændende proton-protonkæde, er kollisionen og fusionen af to protoner. Den ensomme proton i en hydrogenkerne, har kun en enkelt positiv ladning, så hydrogen kræver mindre energi for at smelte sammen, end nogen anden atomkerne. Dette er en stor fordel for lette stjerner, hvor hydrogen kan forbrændes ved så lave temperaturer som få millioner kelvin. Proton-protonkæden har imidlertid også en stor ulempe. Selv når to protoner kolliderer hurtigt nok, til at den stærke kernekraft reagerer på dem, er sandsynligheden for at de vil fusionere, lav. Manglen på kraft i dette første trin i proton-protonkæden begrænser, hvor hurtigt hele processen kan bevæge sig fremad.

Ved de meget højere temperaturer i centrum af en tung stjerne, bliver yderligere nukleare eaktioner mulige. Specielt er hydrogenkerner i stand til at interagere med kernerne fra mere massive grundstoffer som for eksempel carbon. Det kræver en masse energi, at få hydrogenkernerne forbi den elektriske barriere, der ydes af en carbonkerne, med dens seks protoner. Men hvis denne barriere kan overvindes, er fusion meget mere sandsynlig end i interaktionen mellem to hydrogenkerner. Denne reaktion, hvor en carbon-12 (¹²C) –kerne og en proton fusionerer til dannelsen af en nitrogen-13 (¹³N) –kerne, bestående af syv protoner og seks neutroner, er den første reaktion i carbon-nitrogen-oxygen (CNO) cyklussen (se figur 16.1). Bemærk at carbon ikke forbruges af CNO-cyklussen, men i stedet er en katalysator (en katalysator er et reaktionshjælpemiddel, der letter reaktionen men ikke bliver forbrugt i den). ¹²C-kernen, som startede cyklussen, er til stede igen i slutningen af cyklussen, men nu er der i stedet for de fire hydrogenkerner der deltog i reaktionskæden, er der nu to heliumkerner. CNO-cyklussen er langt mere effektiv, en proton-protonkæden i stjerner der er mere massive end 1,3-1,5 M.

De forskellige måder, hvorpå hydrogen-forbrænding foregår i tunge og lette stjerner, afspejles i de to kernestrukturer i de to typer stjerner. Temperaturgradienten i kernen på en tung stjerne, er så stejl, at konvektionen sker i selve kernen og ”omrører” kernen på samme måde som vandet i en kogende gryde. Sammenlign figur 16.2 med figur 15.2. I stedet for at blive opbygget indefra og ud, spredes heliumasken ensartet i kernen på en tung stjerne, efterhånden som den bruger sin hydrogen.

Den tunge stjerne forlader hovedserien

Når de tunge stjerners tid i hovedserien ophører, bliver de synlige forskelle i dens struktur og udvikling langt mere udtalte. Når den tunge stjerne løber tør for hydrogen i kernen, komprimerer vægten af de overliggende lag i stjernen, kernen præcis som i en let stjerne. Men længe før den tunge stjerne bliver elektron-degenereret, når trykket og temperaturen i kernen det magiske 10⁸ K-punkt, som er nødvendig for at helium-forbrændingen kan begynde. Denne hurtige stigning i tryk og temperatur, forhindrer fremvæksten af en degenereret kerne i den tunge stjerne. Stjernen laver en ret jævn overgang fra hydrogen-forbrænding til helium-forbrænding. Stjernens overordnede struktur reagerer på de ændringer der finder sted i dens indre, men dens lysstyrke ændres relativt lidt.

Husk på, at når en let stjerne forlader hovedserien, er sporet den følger på H-R diagrammet stort set lodret (se figur 15.4), og den går mod større og større lysstyrker. Men når en tung stjerne forlader hovedserien, vokser den i størrelse, mens dens overfladetemperatur falder, så den bevæger sig for det meste til højre i H-R diagrammet (se figur 16.3). Når dette sker, har den tunge stjerne den samme struktur som den lette stjerne i den horisontale gren, der forbrænder helium i dens kerne og hydrogen i den omgivende skal. Stjerner der er mere massive end 10 M, bliver til røde superkæmper under deres helium-forbrændingsfase. De har meget kølige overfladetemperaturer (cirka 4.000 K) og radiusser der er så store som 1.500 gange Solens radius.

Den næste fase i udviklingen af tunge stjerner, har ingen analog i lette stjerner. Når den tunge stjerne opbruger alt sit helium i kernen, begynder kernen igen at falde sammen. Denne gang hvor kernen kollapser, når den imidlertid en temperatur på 8 · 10⁸ K eller derover, og carbon begynder at blive forbrændt (se figur 16.1). Carbon-forbrændingen danner en række tungere grundstoffer, herunder neon, natrium, magnesium og noget oxygen. Stjernen består på dette tidspunkt, af en carbon-forbrændende kerne omgivet af en helium-forbrændende skal, der igen er omgivet af den udad bevægende skal med hydrogen-forbrænding. Forbrændingsrækkefølgen slutter dog ikke her. Når carbon er opbrugt, bliver neon nedbrudt til oxygen og helium, eller forbrændes til magnesium; og når neon er opbrugt, begynder oxygen at blive forbrændt. Strukturen af den tunge stjerne under udvikling, minder meget om et løg koncentriske lag (se figur 16.4). Inde i hydrogen-laget, er der et lag med helium-forbrænding, så et lag med carbon-forbrænding, og så videre.

Ikke alle stjerner er stabile

Mens en stjerne udvikler sig, efter den har forladt hovedserien, kan den en eller flere gange passere gennem en region i H-R diagrammet, kendt som ustabilitetsstriben (se figur 16.3). I stedet for at opnå en stabil balance mellem tryk og tyngdekraft, pulserer stjernerne i ustabilitetsstriben, og vekselvis vokser sig større om mindre. Sådanne stjerner, kaldes for pulserende variable stjerner.

Termisk energi leverer energien til stjernernes pulseringer, mens de ligger i ustabilitetsstriben i H-R diagrammet. De fastlægger sig ikke ved en konstant radius som for eksempel Solen; i stedet udvider og skrumper stjernerne sig vekselvist. Ved hver ændring i størrelse, overskyder stjernen ligevægtspunktet, hvor kræfterne på grund af tryk og tyngdekraft, afbalancerer hinanden. Den skrumper eller udvider sig for meget. Pulseringerne i de yderste dele af stjernen, har meget lidt effekt på kernen i stjernens indre. Imidlertid påvirker pulseringerne lyset der kommer ud af stjernen. Fra kapitel 12, kan du huske lystyrke-temperatur-radius forholdet for stjerner: både lysstyrken og farven på stjernen ændres, som stjernen enten skrumper eller udvider sig. Stjernen er ved dens kraftigst lysende og mest blå farve, mens den udvider sig ud over dens ligevægtsgrænse, og ved dens svagest lysende og mest røde farve, mens den falder indad igen.

En type af disse pulserende stjerner, er Cepheid-variable stjerner, opkaldt efter Delta Cepheid, det første anerkendte medlem af denne klasse af stjerner (se figur 16.5a). Klassisk eller Type I, er Cepheider er massive og gult lysende superkæmper. En Cepheid-variabel stjerne, fuldender en cyklus af dens pulseren på perioder mellem alt cirka 1 til 100 dage, afhængig af dens lysstyrke. Jo stærkere lysende stjernen er, desto længere tid tager det den at fuldføre en cyklus. Dette periode-lysstyrkeforhold for Cepheid-variable stjerner, som først blev opdaget eksperimentelt af Henrietta Leavitt (1868-1921) i 1912, er grundlaget for anvendelsen af Cepheid-variable stjerner, som indikatorer for afstande til galakser uden for Mælkevejen. Cepheid-variable stjerner, pulserer på grund af den skiftende ioniseringstilstand for heliumatomerne inde i stjernen, som gassen opvarmes, udvides, og afkøles (se figur 16.6).

Klassiske (Type I) Cepheid-variable stjerner, er ikke den eneste type variable stjerner. Den horisontale gren af det udviklingsmæssige spor for lette stjerner (se figur 15.8), kan ligeledes passere ustabilitetsstriben. Gamle lette stjerner (0,8 M), kan være Type II Cepheider eller RR Lyrae variable (med perioder mindre end en dag). Disse er yderligere opdelt efter deres lysstyrke og længden af deres lysstyrkecyklus. Disse ustabile horisontale grenstjerner, pulserer på baggrund af samme mekanisme som Cepheid-variable stjerner, men er typisk hundrede af gange mindre stærkt lysende. De følger også et periode-lysstyrkeforhold (se figur 16.5b).

De tunge stjerner, kan også ændre på deres sammensætning, ved at udstøde en betydelig procentdel af deres masse ud i rummet igennem deres levetid. Selv på hovedserien, har massive O- og B-stjerner stjernevinde med lav densitet, som har hastigheder helt op til 3.000 kilometer/sekund (km/s). Disse stjernevinde skubbes udad på grund af tryk fra stjernens stråling. Du tænker nok ikke normalt på at lys kan ”skubbe” noget, men trykket fra den intense stråling fra overfladen af en massiv stjerne, overvinder stjernens tyngdekraft, og skubber materiale væk fra dens yderste lag. Hovedserie stjerner af O- og B-typerne, taber masse med en hastighed på cirka 10^-7 til 10^-5 M materiale per år. Det største massetab, forekommer hos de tungeste stjerner.

Disse tal, kan måske lyde som små, men over millioner af år, spiller massetabet en fremtrædende rolle i udviklingen af de tunge stjerner. O-stjerner med masser på 20 M eller mere, kan miste omkring 20 procent af deres masse i hovedserien, og muligvis mere end 50 procent af deres masse henover hele deres levetid. Selv en 8 M stjerne, kan miste 5-10 procent af sin masse.

Næste afsnit →