Sólin Sólin Rís 10:17 • sest 16:10 í Reykjavík
Tunglið Tunglið Rís 21:40 • Sest 15:54 í Reykjavík
Flóð Flóð Árdegis: 10:12 • Síðdegis: 22:46 í Reykjavík
Fjaran Fjara Árdegis: 03:46 • Síðdegis: 16:36 í Reykjavík
Sólin Sólin Rís 10:17 • sest 16:10 í Reykjavík
Tunglið Tunglið Rís 21:40 • Sest 15:54 í Reykjavík
Flóð Flóð Árdegis: 10:12 • Síðdegis: 22:46 í Reykjavík
Fjaran Fjara Árdegis: 03:46 • Síðdegis: 16:36 í Reykjavík
LeiðbeiningarTil baka

Sendu inn spurningu

Hér getur þú sent okkur nýjar spurningar um vísindaleg efni.

Hafðu spurninguna stutta og hnitmiðaða og sendu aðeins eina í einu. Einlægar og vandaðar spurningar um mikilvæg efni eru líklegastar til að kalla fram vönduð og greið svör. Ekki er víst að tími vinnist til að svara öllum spurningum.

Persónulegar upplýsingar um spyrjendur eru eingöngu notaðar í starfsemi vefsins, til dæmis til að svör verði við hæfi spyrjenda. Spurningum er ekki sinnt ef spyrjandi villir á sér heimildir eða segir ekki nægileg deili á sér.

Spurningum sem eru ekki á verksviði vefsins er eytt.

Að öðru leyti er hægt að spyrja Vísindavefinn um allt milli himins og jarðar!

=
Forsíða Náttúruvísindi og verkfræði Stjarnvísindi: almennt Hvernig er þróun sólstjarna háttað?

Flokkun:

9.5.2003
Náttúruvísindi og verkfræði Stjarnvísindi: almennt

Hvernig er þróun sólstjarna háttað?

Sævar Helgi Bragason

Við rannsóknir á þróun sólstjarna standa stjarneðlisfræðingar frammi fyrir þeim vanda að geta ekki séð stjörnurnar breytast á sama hátt og hver og einn getur til dæmis fylgst með breytingum á eigin líkama. Ástæðan er sú að æviskeið stjarna er mælt í milljónum eða milljörðum ára. Stjarneðlisfræðingar verða þess vegna að ákvarða hversu langt er liðið á æviskeið einstakra stjarna og reyna svo að rekja þróun þeirra út frá því.

Stjörnur verða til í geysistórum gas- og rykskýjum, einhvers staðar í vetrarbrautunum. Við köllum slík ský stjörnuþokur, en þær geta verið af öllum stærðum og gerðum. Þar sem massi skýsins er mestur, verður þyngdarkrafturinn til þess að skýið byrjar að dragast saman og þegar það gerist hitnar miðjan. Þegar hitastigið hefur náð ákveðnu marki, byrjar massinn að glóa og er til verður svonefnd frumstjarna.



Það sem gerist næst veltur aðallega á upphafsmassa frumstjörnunnar. Sé massinn innan við einn tíunda af sólmassa, verður kjarninn aldrei nægilega heitur til þess að kjarnasamruni geti átt sér stað og stjarnan mun þá glóa dauflega í langan tíma áður en orkan klárast. Slíkar stjörnur nefnast brúnir dvergar. Hugtakið sólmassi vísar alltaf massa okkar sólar.

Brúnn dvergur hefur minni massa en þarf til að viðhalda kjarnahvörfum. Stundum getur hann þó myndað kjarnahvörf um nokkra stund en lítill massi brúna dvergsins verður til þess að kjarnahvörfin deyja út og hann kólnar. Í upphafi eru brúnir dvergar heit fyrirbæri, þar sem þeir myndast á sama hátt og stjörnur, og er hiti þeirra á bilinu 1.000-2.500°C. Brún dvergstjarna, fullþróuð, glóir í innrauðu ljósi, en fyrirbæri á þessu hitabili senda frá sér mjög lítið sýnilegt ljós. Brúnir dvergar eru í raun svo daufir að sá fyrsti sem fannst, Gliese 229b, sást ekki fyrr en árið 1995. Brúnir dvergar virðast vera nokkurs konar millistig plánetu og stjörnu, en eftir því sem massinn er minni er brúni dvergurinn líkari plánetu.



Sé massinn á bilinu 0,1-1,4 sinnum sólmassinn höfum við aðra sögu að segja. Stjarnan dregst þá saman, sveiflast óreglulega og sendir einnig frá sér sterkan sólvind sem að lokum blæs burtu öllu upprunalegu rykinu. Þetta er hið svonefnda T-Tauri stig sem, í tilfelli sólarinnar, gæti hafa varað í um 30 milljón ár. Þegar hitinn í kjarnanum nær 10 milljón gráðum hefst kjarnasamruni; það er, þá byrja stjörnur að umbreyta vetni yfir í helíum. Þessi vetnisbruni varir í um 10 milljarða ára en að lokum þrýtur vetnið og þá verður stjarnan að breyta byggingu sinni. Hitinn í kjarnanum verður svo hár að helíum byrjar að brenna yfir í kolefni en umhverfis þennan virka kjarna er skel þar sem vetni er enn að losa orku. Stjarnan verður þá óstöðug og ytri lögin tútna út og kólna. Hún er orðin að rauðum risa.

Kjarnasamruni getur ekki lengur átt sér stað, því hitinn eykst ekki nægilega mikið til að koma af stað kolefnisbruna. Ytri lög stjörnunnar kastast af og á frekar stuttum tíma, stjarnfræðilega séð, ekki meira en 10 þúsund árum, hefur myndast fyrirbæri sem við köllum hringþoku eða plánetuþoku. Þegar ytri lögin hafa dreifst um geiminn, verður eftir svonefnd hvít dvergstjarna, en það er einfaldlega upprunalegi kjarninn. Atómin eru mjög þétt saman og eðlismassinn mjög hár. Ef komið væri með matskeið af efni af hvítum dverg til jarðar, myndi það vega álíka mikið og eimreið.



Hvítir dvergar eru mjög litlar en massamiklar stjörnur á lokastigum lífs síns. Þó að hvítir dvergar séu svo gott sem dauðar stjörnur, hafa þær mikinn yfirborðshita, álíka mikinn og þegar þær mynduðust fyrst, eða um 100.000 gráður. Segja má að hvítur dvergur sé aðeins stór kolamoli sem heldur áfram að geisla frá sér, en að lokum dofnar hann og endar sem kaldur, dauður svartur dvergur. Þessa stundina hafa engir hvítir dvergar með innan við 3.000 gráða yfirborðshita fundist, svo vel gæti verið að alheimurinn sé ekki nógu gamall til að svartir dvergar hafi haft tíma til að myndast. Best þekkti hvíti dvergurinn er dauf stjarna sem snýst umhverfis Síríus, og er hún um 40.000 km í þvermál, minni en Úranus og Neptúnus, en jafn massamikill og sólin. Hvítir dvergar eru um 30% af stjörnum í nágrenni sólar en vegna lítillar birtu sjást þeir mjög illa. Hæsti hugsanlegi massi hvíts dvergs er 1,44 sólmassar, en það eru svokölluð Chandrasekhar mörk. Fyrirbæri með meiri massa væri annað hvort nifteindastjarna eða svarthol.



Þegar stjörnur hafa meiri upphafsmassa renna þær skeið sitt á miklu meiri hraða. Hitinn í kjarnanum verður svo hár að kjarnasamruni heldur sífellt áfram og myndast því þyngri og þyngri frumefni. Að lokum er kjarninn aðallega úr járni sem getur ekki brunnið á sama hátt. Skyndileg samþjöppun á sér stað og í kjölfarið fylgir gríðarleg sprenging þar sem stjarnan þeytir stórum hluta efnisins af sér í því sem kallast stjörnusprenging. Í svari undirritaðs um sprengistjörnur segir meðal annars:
Sprengistjörnur (e. Supernovas) eru meðal mestu hamfara sem þekkjast í alheiminum. Orkan sem losnar úr læðingi þegar stjarna springur er hrikaleg en stjarnan verður jafn björt og heil vetrarbraut.
Stjarna getur sprungið með þrennum hætti. Í fyrsta lagi getur hún sprungið svo ekkert verði eftir nema leifarnar. Í öðru lagi getur lítill ofurþéttur kjarni úr nifteindum orðið eftir í kjölfar sprengingar; þá hefur myndast nifteindastjarna. Nifteindastjörnur eru mjög litlar ofurþéttar stjörnur sem myndast úr sprengistjörnu af annarri gerð. Þegar slíkar sprengingar eiga sér stað fellur kjarninn í massamikilli stjörnu saman undan eigin þunga. Þéttleikinn er 1017 kg/m3 og eru rafeindir og róteindir þá svo nálægt hver annarri að þær mynda saman nifteindir. Það sem eftir verður er stjarna úr nifteindum. Venjuleg nifteindastjarna hefur álíka massa og sólin en er aðeins um 30 km í þvermál og þéttleikinn er slíkur að teskeið af slíku efni mundi vega 100 milljón tonn. Eftir því sem massi nifteindastjörnu er minni, þeim mun smærri er hún. Nifteindastjörnur eru taldar hafa innviði sem eru fljótandi nifteindir og umhverfis innviðina er að minnsta kosti 1 km þykk skel úr járni.



Í þriðja lagi geta myndast svokallaðar tifstjörnur eftir stjörnusprengingu. Það eru í raun segulmagnaðar nifteindastjörnur sem snúast mjög hratt, jafnvel 600 sinnum á sekúndu. Þekktasta tifstjarnan er líklega í miðju Krabbaþokunnar sem varð til í sprengingu í 6000 ljósára fjarlægð og sást árið 1054.



Sé massinn jafnvel enn meiri myndast ekki nifteindastjarna heldur þjappast hún meira og meira saman þar til þyngdartog hennar er orðið svo mikið að ekki einu sinni ljós kemst undan. Stjarnan hefur þá myndað svarthol, eitt af mestu furðum náttúrunnar. Þau hafa flest massa sem er um 10 til 20 sólmassar og þvermál þeirra er aðeins nokkrir tugir kílómetrar. Nánar má lesa um svarthol hér á Vísindavefnum með því að smella á efnisorðið hér að neðan.

Heimildir:
  • Freedman, R. A. og Kaufmann, William. Universe. W. H. Freedman and Company, New York, 1998. 5. útgáfa.
  • Gunnlaugur Björnsson. Undur Veraldar, ritstj. Þorsteinn Vilhjálmsson. Heimskringla, Reykjavík, 1988.
  • Moore, Patrick. Atlas of the Universe. Philip´s, London, 1994.
  • Ridpath, Ian. Oxford Dictionary of Astronomy. Oxford University Press, New York, 1997.

Höfundur

Sævar Helgi Bragason

Sævar Helgi Bragason

stjörnufræðikennari

Útgáfudagur

9.5.2003

Spyrjandi

Ástdís Guðnadóttir

Efnisorð

Tilvísun

Sævar Helgi Bragason. „Hvernig er þróun sólstjarna háttað?“ Vísindavefurinn, 9. maí 2003, sótt 21. nóvember 2024, https://visindavefur.is/svar.php?id=3403.

Sævar Helgi Bragason. (2003, 9. maí). Hvernig er þróun sólstjarna háttað? Vísindavefurinn. https://visindavefur.is/svar.php?id=3403

Sævar Helgi Bragason. „Hvernig er þróun sólstjarna háttað?“ Vísindavefurinn. 9. maí. 2003. Vefsíða. 21. nóv. 2024. <https://visindavefur.is/svar.php?id=3403>.

Chicago | APA | MLA

Þessi síða notar vafrakökur Nánari upplýsingar

Ég samþykki

Senda grein til vinar

=

Hvernig er þróun sólstjarna háttað?
Við rannsóknir á þróun sólstjarna standa stjarneðlisfræðingar frammi fyrir þeim vanda að geta ekki séð stjörnurnar breytast á sama hátt og hver og einn getur til dæmis fylgst með breytingum á eigin líkama. Ástæðan er sú að æviskeið stjarna er mælt í milljónum eða milljörðum ára. Stjarneðlisfræðingar verða þess vegna að ákvarða hversu langt er liðið á æviskeið einstakra stjarna og reyna svo að rekja þróun þeirra út frá því.

Stjörnur verða til í geysistórum gas- og rykskýjum, einhvers staðar í vetrarbrautunum. Við köllum slík ský stjörnuþokur, en þær geta verið af öllum stærðum og gerðum. Þar sem massi skýsins er mestur, verður þyngdarkrafturinn til þess að skýið byrjar að dragast saman og þegar það gerist hitnar miðjan. Þegar hitastigið hefur náð ákveðnu marki, byrjar massinn að glóa og er til verður svonefnd frumstjarna.



Það sem gerist næst veltur aðallega á upphafsmassa frumstjörnunnar. Sé massinn innan við einn tíunda af sólmassa, verður kjarninn aldrei nægilega heitur til þess að kjarnasamruni geti átt sér stað og stjarnan mun þá glóa dauflega í langan tíma áður en orkan klárast. Slíkar stjörnur nefnast brúnir dvergar. Hugtakið sólmassi vísar alltaf massa okkar sólar.

Brúnn dvergur hefur minni massa en þarf til að viðhalda kjarnahvörfum. Stundum getur hann þó myndað kjarnahvörf um nokkra stund en lítill massi brúna dvergsins verður til þess að kjarnahvörfin deyja út og hann kólnar. Í upphafi eru brúnir dvergar heit fyrirbæri, þar sem þeir myndast á sama hátt og stjörnur, og er hiti þeirra á bilinu 1.000-2.500°C. Brún dvergstjarna, fullþróuð, glóir í innrauðu ljósi, en fyrirbæri á þessu hitabili senda frá sér mjög lítið sýnilegt ljós. Brúnir dvergar eru í raun svo daufir að sá fyrsti sem fannst, Gliese 229b, sást ekki fyrr en árið 1995. Brúnir dvergar virðast vera nokkurs konar millistig plánetu og stjörnu, en eftir því sem massinn er minni er brúni dvergurinn líkari plánetu.



Sé massinn á bilinu 0,1-1,4 sinnum sólmassinn höfum við aðra sögu að segja. Stjarnan dregst þá saman, sveiflast óreglulega og sendir einnig frá sér sterkan sólvind sem að lokum blæs burtu öllu upprunalegu rykinu. Þetta er hið svonefnda T-Tauri stig sem, í tilfelli sólarinnar, gæti hafa varað í um 30 milljón ár. Þegar hitinn í kjarnanum nær 10 milljón gráðum hefst kjarnasamruni; það er, þá byrja stjörnur að umbreyta vetni yfir í helíum. Þessi vetnisbruni varir í um 10 milljarða ára en að lokum þrýtur vetnið og þá verður stjarnan að breyta byggingu sinni. Hitinn í kjarnanum verður svo hár að helíum byrjar að brenna yfir í kolefni en umhverfis þennan virka kjarna er skel þar sem vetni er enn að losa orku. Stjarnan verður þá óstöðug og ytri lögin tútna út og kólna. Hún er orðin að rauðum risa.

Kjarnasamruni getur ekki lengur átt sér stað, því hitinn eykst ekki nægilega mikið til að koma af stað kolefnisbruna. Ytri lög stjörnunnar kastast af og á frekar stuttum tíma, stjarnfræðilega séð, ekki meira en 10 þúsund árum, hefur myndast fyrirbæri sem við köllum hringþoku eða plánetuþoku. Þegar ytri lögin hafa dreifst um geiminn, verður eftir svonefnd hvít dvergstjarna, en það er einfaldlega upprunalegi kjarninn. Atómin eru mjög þétt saman og eðlismassinn mjög hár. Ef komið væri með matskeið af efni af hvítum dverg til jarðar, myndi það vega álíka mikið og eimreið.



Hvítir dvergar eru mjög litlar en massamiklar stjörnur á lokastigum lífs síns. Þó að hvítir dvergar séu svo gott sem dauðar stjörnur, hafa þær mikinn yfirborðshita, álíka mikinn og þegar þær mynduðust fyrst, eða um 100.000 gráður. Segja má að hvítur dvergur sé aðeins stór kolamoli sem heldur áfram að geisla frá sér, en að lokum dofnar hann og endar sem kaldur, dauður svartur dvergur. Þessa stundina hafa engir hvítir dvergar með innan við 3.000 gráða yfirborðshita fundist, svo vel gæti verið að alheimurinn sé ekki nógu gamall til að svartir dvergar hafi haft tíma til að myndast. Best þekkti hvíti dvergurinn er dauf stjarna sem snýst umhverfis Síríus, og er hún um 40.000 km í þvermál, minni en Úranus og Neptúnus, en jafn massamikill og sólin. Hvítir dvergar eru um 30% af stjörnum í nágrenni sólar en vegna lítillar birtu sjást þeir mjög illa. Hæsti hugsanlegi massi hvíts dvergs er 1,44 sólmassar, en það eru svokölluð Chandrasekhar mörk. Fyrirbæri með meiri massa væri annað hvort nifteindastjarna eða svarthol.



Þegar stjörnur hafa meiri upphafsmassa renna þær skeið sitt á miklu meiri hraða. Hitinn í kjarnanum verður svo hár að kjarnasamruni heldur sífellt áfram og myndast því þyngri og þyngri frumefni. Að lokum er kjarninn aðallega úr járni sem getur ekki brunnið á sama hátt. Skyndileg samþjöppun á sér stað og í kjölfarið fylgir gríðarleg sprenging þar sem stjarnan þeytir stórum hluta efnisins af sér í því sem kallast stjörnusprenging. Í svari undirritaðs um sprengistjörnur segir meðal annars:
Sprengistjörnur (e. Supernovas) eru meðal mestu hamfara sem þekkjast í alheiminum. Orkan sem losnar úr læðingi þegar stjarna springur er hrikaleg en stjarnan verður jafn björt og heil vetrarbraut.
Stjarna getur sprungið með þrennum hætti. Í fyrsta lagi getur hún sprungið svo ekkert verði eftir nema leifarnar. Í öðru lagi getur lítill ofurþéttur kjarni úr nifteindum orðið eftir í kjölfar sprengingar; þá hefur myndast nifteindastjarna. Nifteindastjörnur eru mjög litlar ofurþéttar stjörnur sem myndast úr sprengistjörnu af annarri gerð. Þegar slíkar sprengingar eiga sér stað fellur kjarninn í massamikilli stjörnu saman undan eigin þunga. Þéttleikinn er 1017 kg/m3 og eru rafeindir og róteindir þá svo nálægt hver annarri að þær mynda saman nifteindir. Það sem eftir verður er stjarna úr nifteindum. Venjuleg nifteindastjarna hefur álíka massa og sólin en er aðeins um 30 km í þvermál og þéttleikinn er slíkur að teskeið af slíku efni mundi vega 100 milljón tonn. Eftir því sem massi nifteindastjörnu er minni, þeim mun smærri er hún. Nifteindastjörnur eru taldar hafa innviði sem eru fljótandi nifteindir og umhverfis innviðina er að minnsta kosti 1 km þykk skel úr járni.



Í þriðja lagi geta myndast svokallaðar tifstjörnur eftir stjörnusprengingu. Það eru í raun segulmagnaðar nifteindastjörnur sem snúast mjög hratt, jafnvel 600 sinnum á sekúndu. Þekktasta tifstjarnan er líklega í miðju Krabbaþokunnar sem varð til í sprengingu í 6000 ljósára fjarlægð og sást árið 1054.



Sé massinn jafnvel enn meiri myndast ekki nifteindastjarna heldur þjappast hún meira og meira saman þar til þyngdartog hennar er orðið svo mikið að ekki einu sinni ljós kemst undan. Stjarnan hefur þá myndað svarthol, eitt af mestu furðum náttúrunnar. Þau hafa flest massa sem er um 10 til 20 sólmassar og þvermál þeirra er aðeins nokkrir tugir kílómetrar. Nánar má lesa um svarthol hér á Vísindavefnum með því að smella á efnisorðið hér að neðan.

Heimildir:
  • Freedman, R. A. og Kaufmann, William. Universe. W. H. Freedman and Company, New York, 1998. 5. útgáfa.
  • Gunnlaugur Björnsson. Undur Veraldar, ritstj. Þorsteinn Vilhjálmsson. Heimskringla, Reykjavík, 1988.
  • Moore, Patrick. Atlas of the Universe. Philip´s, London, 1994.
  • Ridpath, Ian. Oxford Dictionary of Astronomy. Oxford University Press, New York, 1997.
...