Stjernenes+fødsel+og+livet+på+hovedserien,+HR-+diagrammet


 * Hva er en stjerne?**

En stjerne er en samling gass og støv samlet i store mengder med stor tetthet som har så høy temperatur i sentralområdet at fusjon blir mulig og starter. Nesten alle naturlig forekommende grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium er skapt av stjernene. En stjerne kan betegnes som en massiv og lyssterk sfære av plasma. Gravitasjonskreftene innover blir balansert av gasstrykk og strålingstrykk utover. Når en stjerne har en temperatur på over 5 millioner Kelvin kalles det en stabil stjerne. Stjernene blir plassert over, i og under hovedserien. En stjerne med høy masse vil ha kort levetid, mens en stjerne med lav masse vil ha lengre levetid. Stjerner finnes i ulike antall. Solen er alene sammen med planeter, men som oftest vil stjerner være i dobbelt-systemer, eventuelt multistjerne-systemer. Et dobbelt-system er to stjerner som beveger seg i stabil bane rundt hverandre, multistjerne-systemer er 3 eller flere stjerner som beveger seg om hverandre. Stjerner kan danne en del av en mye større struktur, som en hop eller en galakse holdt sammen av gravitasjon. Stjernehoper er mindre systemer på mellom titusner og millioner stjerner, mens galakser er fra 10 millioner til 1 billion stjerner (10^7-10^12) som alle går i bane rundt sentrum for gravitasjonen, også kalt massesentrum. Melkeveien er en galakse som inneholder ca. 200 mrd stjerner.


 * Hvordan blir en stjerne født?**

Stjerner må gjennom fire utviklingstrinn før de er stabile stjerner:
 * 1) 1. Tåke
 * 2) 2. Globule
 * 3) 3. Protostjerne
 * 4) 4. Hovedseriestjerne

Stjerner fødes hele tiden i universet. Noen steder i universet er tettheten større enn andre steder. Disse stedene kaller vi tåker. Dersom tettheten i en tåke er stor nok, kan stjerner bli til.

I en tåke vil det være lokale fortetninger, såkalte globuler, av gass, der gravitasjonskreftene virker tiltrekkende og gasstrykket virker frastøtende. Hvis det er nok masse i globulen «vinner» gravitasjonen. Men masse som faller, frigjør potensiell energi, så både trykket og temperaturen øker når globulene trekker seg sammen. I løpet av noen millioner år vil temperaturen ha økt så mye at den termiske strålingen ligger i den synlige delen av spekteret. Vi har da fått en protostjerne. Massen og temperaturen til protostjernen fortsetter å øke når materie fra skyen omkring faller inn mot den. Når temperaturen i sentralområdet av protostjernen er høyere enn ca. 5 millioner kelvin, er energien til protonene stor nok til at hydrogen kan fusjonere til helium. Dersom massen til protostjernen er mindre enn 0.08 solmasser, blir ikke temperaturen i sentralområdet høy nok til at kjernereaksjoner kan starte. Da blir protostjernen en lyssvak brun dverg. Fusjonsprosessene frigjør energi. Dette gir et strålingstrykk utover i tillegg til gass trykket. Da stanser sammentrekningen. Strålingstrykket sørger også for at restene av gasskyen blir blåst vekk og stjernen blir synlig. En stjerne er født. Tiden det tar for en stjerne å bli født, er kort sammenliknet med tiden på hovedserien.

Mulig film: []

En stjerne på hovedserien produserer energi ved at hydrogen i sentralområdet fusjonerer til helium, noe som kan skje på to forskjellige måter: proton-proton-kjeden (PP-kjeden) eller karbonsyklusen (CNO-syklusen), som er mest effektivt ved høye temperaturer. proton-proton-kjeden CNO-syklusen Proton-proton-fusjon krever bare hydrogen for å danne helium, mens karbonsyklusen krever karbon som en katalysator. Resultater for begge reaksjonene er at fire hydrogenkjerner slår seg sammen til en heliumkjerne. Det blir også dannet to positive elektroner og to nøytroner. Fordi massen av sluttproduktene er lavere enn massen til hydrogenatomene, vil det bli frigjort energi. Reaksjonen kan vi skrive slik:
 * Livet på hovedserien**

Her er e+ positroner, v er nøytroner og ᵞ er energi som blir frigjort i form av gammastråling. Positronene vil etter kort tid kollidere med elektroner slik at de blir omformet til gammastråling. Strålingstrykket fra den frigjorde energien og gasstrykket i stjernen balanserer gravitasjonskreftene, slik at stjernen er i stabil likevekt.

Det er massen av stjernen som avgjør hvor lenge den vil være på hovedserien. Stjerner med stor masse har høy temperatur i sentralområdet og da vil fusjonen foregå rask, og leve tiden til stjerna blir kort. Disse stjernene ligger øverst til venstre i HR-diagrammet. Stjerner med liten masse har minst utstrålt effekt og har derfor lengst levetid. I HR-diagrammet ligger de nederst til høyre. Når en stjerne nærmer seg slutten av sin levetid, vil den fjerne sed fra hovedsiden i HR-diagrammet. Avhengig av massen vil den kunne bli en kjempestjerne eller superstjerne før den ender som en hvit dverg, en nøytronstjerne eller et svart hull. Film: []

HR diagrammet er et diagram som gjør det lett å visualisere hvordan stjerner utvikler seg, diagrammet er delt inn på samme måte som et diagram i matematikken på den måten at det er en x akse og en y akse, i stedet for å plassere matematiske formler inn i diagrammet plasserer man i stedet stjerner basert på egenskapene deres. X aksen i diagrammet går utifra overflate temperaturen til stjernen mens Y aksen går utifra den utstrålte effekten til stjerna i forhold til sola. Det vil si at sola har en utstrålt effekt på akkurat 1 og en stjerne med utstrålt effekt på 100 000 utstråler 100 000 ganger utstrålingen til sola. Når vi plasserer alle de forskjellige typer stjerner inn i diagrammet får vi en fargerik linje som blir kalt for hovedserien. Stjernene du finner i hovedserien blir kalt hovedseriestjerner som inkluderer de fleste stjernene i universet. Derimot er det også et par stjerner som ikke passer inn i hovedserien, disse er hvite dverger som har lav utstråling og lav temperatur og kjemper og superkjemper som har middels til høy temperatur og utstråling. Disse ligger i sine egne områder rundt hovedserien i HR-Diagrammet.
 * HR-Diagrammet**

En annen metode til å klassifisere stjerner på som brukes sammen med HR-Diagrammet er spektralklasser. Da deles stjerner inn i kategorier basert på hvilke spektrallinjer de gir ut. De forskjellige kategoriene som man kunne dele inn i med denne modellen var O, B, A, F, G, K og M. O og B var stjerner som ga tydelige linjer av helium, A og F var de som ga ut sterke hydrogenlinjer, G og K var de som ga linjer fra metaller og M var de stjernene som ga molekyllinjer. Det er også viktig å merke at det finnes to spektralklasser til som ikke vanligvis blir tatt med i HR- Diagrammet, disse blir kalt L og T klassene. Bare de kaldeste dverg stjernene kan bli klassifisert som type L og T. Disse har også så liten temperatur at de utstråler lite eller ingen synlig lys. Disse spektralklassene har også 10 underklasser som spesifiserer stjernens temperatur 0 er varmest og 9 er kaldest. Dermed er O0 stjerner de varmeste i universet mens T9 er de kaldeste.

HR diagrammet ble laget først ca. år 1910 av to forskjellige astronomer som jobbet uavhengig fra hverandre. Disse to var dansken Ejnar Hertzsprung og amerikaneren Henry Russel. Siden de begge lagde diagrammet på samme tid og jobbet uavhengig av hverandre, fikk diagrammet navnet Hertzsprung-Russel diagrammet, forkortet HR diagrammet. Oppfinnelsen av HR diagrammet ga en større forståelse av hvordan stjerner utviklet seg, og for første gang begynte astronomer å forstå utviklingen av stjerner fordi HR diagrammet også ga en god representasjon av stjerners utvikling.
 * Historie**

HR diagrammet har mange bruksområder for astronomer. For eksempel kan HR diagrammet brukes til å gi en indikasjon av stjernens type. Når man beveger seg mot venstre i HR diagrammet øker temperaturen og når en stjerne har høy temperatur betyr det at den genererer mer energi. Dermed har den også kortere levetid. Hvis også vet massen til en stjerne kan man da lett komme frem til ca. hvor lang levetiden til stjernen er. På grunn av dette er har stjernene helt til høyre i HR diagrammet en svært lang levetid mens de helt til venstre kan ha svært kort levetid. Vi kan også finne ut av temperaturen til stjerna hvis vi vet fargen den har, hvis den for eksempel har samme gul farge som sola har, kan vi si at den må være i G spektralklassen fordi vi kan se på stjernene i HR diagrammet at det er bare stjerner av typen G som er gule. Nå kan vi se på HR-Diagrammet at stjerner som er i denne spektralklassen har en temperatur på 5000K til 6000K. Sola for eksempel har en overflate temperatur på 5778K. Hvis vi også vet størrelsen på stjernen kan vi bestemme den totale utstrålte elektromagnetiske energien. Hvis vi vet at stjernen er like stor som sola kan vi si at stjernen ikke er en kjempe eller superkjempe fordi den ikke er massiv nok. Derfor kan stjernen bare ha en utstrålt energi lik de andre stjernene av typen G i hovedserien som er mellom ca. 0.2 og 1.2 i forhold til sola som vi ser på bildet:
 * Bruk av HR diagrammet**

For å regne ut levetiden til en stjerne, må vi lage en enkel modell, hvor vi setter P som effekt og t som hele sin levetid da finner vi at total energi E er E=P*t. Dette er den totale mengden energi som stjernen utgir i hele sin levetid. Samtidig kan vi anta at E er proporsjonal med massen til stjernen, Dette gir E=k*m her er k en felles konstant som gjelder for alle stjerner. Vi kan nå regne ut levetiden til en stjerne ved å bruke opplysningene oppgitt i formelhefte, disse er basert på sola. En effekt P på 40 000 betyr at effekten er 40 000 ganger så stor som solens effekt. Vi skal nå regne ut livet til stjerne fra hovedserien i spektralklassen M: **Em=Pm*tm=k*mm** og tilsvarende for solen: **Es=Ps*ts=k*ms.** Vi kombinerer formlene og får: Dette gir altså **Pm*tm / Ps*ts = Mm/ms **Vi ganger med **Ps*ts **på begge sider og får at **Pm*tm **= **Mm/ms** * **Ps*ts **vi deler på **Pm **og får:
 * <span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 10pt;">Livet på hovedserien – kort eller langt **
 * <span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 12pt;">Em/ Es =Pm*tm / Ps*ts =k*mm/ k*ms = Mm/ms **
 * <span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 12pt;">tm **<span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 12pt;">= **Mm/ms** <span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 10pt;">* **<span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 12pt;">Ps/Pm*ts **

<span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 10pt;">I fysikktabellen finner vi informasjon om de ulike stjernetypene her ser vi at stjerner fra hovedserien i klasse M har m=0,5 og P=0,06. Disse verdiene er som sagt relativt til sola, 1 = solas masse/effekt. vi får oppgitt at ts= 10*109 år. <span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 10pt;">Hvis vi setter dette inn i uttrykket får vi **<span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 12pt;">tm = 0,5/1*1/0,06*10*109 tm = 8,3*1010 **<span style="background-color: white; font-family: Arial,sans-serif; font-size: 10pt;">år.

Kilder: [] [] [] Fysikk boka