Sarepta
Om Sarepta blank blank blank Søk blank blank blank English blank
Sarepta
strek
Vårt strålende univers
strek
strek
strek
Sola
strek
strek
Vår naboplanet Venus
strek
strek
Utforsk planeten Mars
strek
strek
I bane rundt Saturn
strek
strek
Satellitter i bane
strek
strek
Romsonder og bemannede romfartøy
strek
strek
Jorda sett fra satellitt
strek
strek
Satellitter overvåker jorda
strek
strek
Jordobservasjon og GIS
strek
strek
Spinn-off
strek
strek
blank blank blank blank blank
strek
Satellittbilder
strek
strek
strek
Lenkebibliotek
strek
strek
Ordliste
strek
strek
Programvare
strek
strek
Læreplaner
strek
strek
Konkurranser
strek
strek
Prosjekter, aktiviteter
strek
strek
Nyhetsnotiser
strek
strek
blank
Et univers av stjerner
Av all materien vi har god kjennskap til i universet er så å si alt lokalisert i stjerner eller stjernenes fødestuer - interplanetariske tåker. Livet slik vi kjenner det er avhengig av energien fra stjerner, og det er avhengig av grunnstoffer som produseres i stjerner. Vi lever i et univers av stjerner.
 
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA og Hubble & Digitized Sky Survey 2
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA og Hubble & Digitized Sky Survey 2
Når en ser opp på stjernehimmelen en klar vinternatt kan en få inntrykk av at det er hundretusenvis av disse lysende prikkene vi kaller stjerner. Men det er faktisk ''bare'' om lag 2000 stjerner vi kan se med det blotte øyet en stjerneklar natt. Med dette i bakhodet er det ganske overveldende å tenke på at det bare i vår galakse, Melkeveien, finnes noen hundre milliarder stjerner. Et tall utenfor enhvers visuelle forestillingsevne. Og i det observerbare universet finnes det over hundre milliarder galakser!

På bildet over ser vi et fotografi av Andromedagalaksen - vår mest kjente nabogalakse. Den lille tåken over er en mindre nabogalakse, mens de lyse prikkene  rundt og i forgrunnen er stjerner i vår egen galakse.
 
Stjerner - grunnlaget for livet
Livet slik vi kjenner det er helt avhengig av energi fra en nærliggende stjerne - i vårt tilfelle sola. Skal det finnes liv andre steder i universet enn i vårt solsystem, tror astrobiologer det må finnes i en passe avstand fra en stjerne, siden livet slik vi kjenner det kan verken ha for kalde eller for varme omgivelser. Når det gjelder sola, vår stjerne, er den nærmeste avstanden livet sannsynligvis kan oppstå omtrent ved Venus. Den lengste avstanden fra sola vi tror livet kan oppstå er omtrent ved Mars sin bane. Med en plassering mellom Venus og Mars er Jorda midt i det astronomene kaller den grønne sonen - vi er i en ideell avstand fra sola i forhold til at liv skal kunne oppstå her.
 
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA
Ikke bare er livet avhengig av energien fra en stjerne. Proteiner og andre essensielle byggesteiner i levende organismer er blant annet bygd opp av grunnstoffer som ikke fantes i universet rett etter det store smellet, dets begynnelse. Foruten hydrogen er alle grunnstoffene planter og organismer basert på skapt i det indre av stjerner. Disse stjernene har levd og dødd, og etter deres død har grunnstoffene de har produsert funnet veien til en gassky som senere ble formet til vårt solsystem.

I illustrasjonen til venstre ser vi hvor ulike grunnstoffer produseres i det indre av en massiv stjerne. Prosessene rundt dette kommer vi tilbake til lenger ned.
 
Sola er det som kalles en 2. generasjons stjerne. Den og dens planeter er dannet av rester etter stjerner som har levd før den. Det er dette som gjør at det finnes andre grunnstoffer enn hydrogen og helium her. Vi er et produkt av stjerner som har levd før oss. ''Vi er alle stjernestøv'', som den berømte fysikeren og programlederen Carl Sagen har beskrevet det.

Stjerner som har levd før oss, og vår nærmeste stjerne, sola, er altså grunnlaget for vår eksistens. Men hva er egentlig en stjerne?
 
Hva er en stjerne?
En populistisk forklaring på hva stjerner er, er at det er ''andre soler''. Dette er ikke en helt dum forklaring, for sola er en stjerne, men en stjerne kan være så mye mer enn sola. Og hva er egentlig sola?
 
Sola, en ganske gjennomsnittlig stjerne, slik den så ut den 23. september 2003. Bilde: NASA
Sola, en ganske gjennomsnittlig stjerne, slik den så ut den 23. september 2003. Bilde: NASA
Fysikkens lover gir oss visse elementer som må være til stede dersom vi skal kunne kalle en klump med materie for en stjerne, men det er muligheter for forholdsvis store variasjoner innenfor disse rammene.

De mest iøynefallende variasjonene hos ulike stjerner er størrelsen, lysstyrken og fargen. En stjerne som heter Betelgeuse (uttales ''Betelgøs'') har f.eks. om lag tusen ganger så stor radius som sola, lysintensiteten er om lag 100 000 ganger større enn fra sola og i motsetning til sola, som er en gul stjerne, er Betelgeuse rød. Betelgeuse er et eksempel på det astronomene kaller en rød superkjempe. På nattehimmelen ser vi den som en rødlig lyssterk prikk til venstre over Orions belte.
 
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: Hubble Space Telescope
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: Hubble Space Telescope
På bildet til venstre ser vi Betelgeuse sin plassering i forhold til Orions belte. Vi ser også hvor stor den er i forhold til jordas bane rundt sola. Dersom Betelgeuse hadde tatt solas plass ville vi vært langt inni den!

Størrelsen, lysstyrken og fargen, disse ganske iøynefallende og opplagte elementene, er ikke det eneste som varierer fra stjerne til stjerne. Også det som gjør en stjerne til en stjerne, fusjonsprosessene, kan variere. For å forklare dette må vi si noe om oppbygningen av en stjerne.
 
Illustrasjon av forskjellen mellom gass (øverst) og plasma (nederst).
Illustrasjon av forskjellen mellom gass (øverst) og plasma (nederst).
En kan ofte lese eller høre at stjerner er en ''gasskule'', noe som er en grei nok, men ikke helt riktig forklaring. En gass er en samling med elektrisk nøytrale atomer og/eller molekyler som ikke er bundet sammen til hverandre, slik de er i en væske og enda mer i et fast stoff. En stjerne er en samling med elektrisk ladde partikler, atomkjerner og elektroner, som ikke er bundet sammen. Vi kaller en slik samling med elektrisk ladde partikler for plasma. Definisjonen på plasma og definisjonen på gass kan virke ganske lik, men ''detaljen'' med at partiklene er elektrisk ladde i plasma har veldig stor betydning. Dynamikken i en plasma og dynamikken i en gass er nemlig veldig ulik på mange måter. Blant annet medfører plasmaegenskapene at stjerner setter opp enorme magnetiske felt med stor variasjon. Dette gir store sol-/stjernestormutbrudd; enorme plasmaskyer blir slynget ut i verdensrommet. Slike utbrudd fra sola medfører blant annet nordlys og at satellitter kan ødelegges. Dette kan du lese mer om under hovedområdet ''Sola''.
 
Illustrasjon av en viktig fusjonsprosess i stjerner.
Illustrasjon av en viktig fusjonsprosess i stjerner.
Disse plasmakulene vi kaller stjerner er ikke bare store, de har også en enorm massetetthet. Dette gjør at gravitasjonskreftene deres er enorme, noe som skaper et voldsomt trykk og en imponerende høy temperatur i deres indre, i det vi kan kalle ''motorrommet''. Her kolliderer atomkjerner stadig vekk med stor hastighet. Når dette skjer kan to eller flere atomkjerner smelte sammen til en ny. Det mest kjente eksempelet på dette er at fire protonkjerner i en serie med kollisjon kan ende opp i å transformeres til en heliumkjerne, 2 elektroner og 2 nøytrinoer. Reaksjonsforløpet er vist i figuren til venstre.

Massen til fire protoner er litt større enn massen til produktene - noe masse har altså blitt borte! Her kommer Einsteins legendariske ligning E = mc2 på banen. Denne sier at når masse (m i ligningen) blir borte skapes det energi (E i ligningen). Bokstaven c i ligningen er det som kalles en proporsjonalitetskonstant. Den representerer ikke noe fysisk vi får ut fra reaksjonen, men størrelsen på denne konstanten forteller oss at litt masse som blir borte gir veldig mye energi. Energien frigjøres som lys og varme.
 
Illustrasjon av en viktig fusjonsprosess i tyngre stjerner enn sola.
Illustrasjon av en viktig fusjonsprosess i tyngre stjerner enn sola.
Alle stjerner frigjør energi i deres indre ved at atomkjerner smelter sammen. Men for ulike stjerner kan prosessen som frigjør energien se forskjellig ut. I sola, og i andre stjerner som er på omtrent samme størrelse som sola, er reaksjonsforløpet for mesteparten av energien som frigjøres ganske rett frem (slik som i figuren over). I større stjerner, de som er om lag 40 prosent større og enda større enn sola, frigjøres energien i en mer kompleks reaksjonskjede som kalles karbon-nitrogen-oksygen-syklusen, eller bare CNO-syklusen. Denne er illustrert i figuren til høyre. Blir stjernene store nok kan også tyngre grunnstoffer enn karbon, nitrogen og oksygen inngå i sykluser som ligner på CNO-syklusen.

Vi ser at drivstoffet til stjerner i alle tilfeller er protoner - enten de frigjør energi i en syklus, som CNO-syklusen, eller i et reaksjonsforløp som er mer rett frem, slik vi beskrev først. Men som kjent er det ingenting som varer evig, selv ikke for en stjerne - en gang må nødvendigvis drivstofflageret, protonene, ta slutt. Stjernen går da inn i en dødskamp som kan ende opp i en voldsom supernovaeksplosjon, eller i en noe mer beskjeden avslutning hvor den skyver fra seg sine ytre lag i det som kalles en planetarisk tåke.
 
Vi skal nå beskrive prosessene som skjer når en stjerne er ferd med å dø, men la oss begynne med det første, nemlig hvordan de skapes
 
En stjerne blir født
En del av Ørnetåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA, ESA, og M. Livio and Hubble 20th Anniversary
En del av Ørnetåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA, ESA, og M. Livio and Hubble 20th Anniversary
Stjerner fødes ut av gigantiske interstellare tåker med grunnstoffer - for det meste hydrogen og helium (de to letteste grunnstoffene).

Et eksempel på en interstellar tåke er Ørnetåken, som befinner seg om lag 7000 lysår unna. Vi ser et fotografi det berømte romteleskopet Hubble har tatt av den til høyre.

Deler av slike gasskyer som Ørnetåken trekker seg sammen på grunn av gravitasjonskreftene. Dette resulterer i kuleformede klumper av materie. Disse er små i forhold til tåken i sin helhet, men kan være gigantiske i forhold til jorda. Dersom disse kulene er massive nok blir gravitasjonskreftene enorme i deres indre, dermed blir trykket og temperaturen veldig stor. Blir den stor nok kan fusjonsprosesser finne sted - hydrogenkjerner smelter sammen til helium og frigjør energi, slik vi har beskrevet over. En stjerne blir født.

 
Illustrasjon av stjernefødsel. Trykk på bildet for større versjon.
Illustrasjon av stjernefødsel. Trykk på bildet for større versjon.
I illustrasjonen til venstre ser vi en gassky (øverst) som begynner å spinne raskere og raskere jo mer den trekker seg sammen (i midten). I sentrum tennes et lys - en stjerne, og rundt er det en disk med støv. Dette støvet, som ikke har rukket å trekke inn i midten før rotasjonshastigheten har blitt for stor, vil etter hvert klumpe seg sammen til det vi kaller planeter, dvergplaneter, asteroider, kometer og andre himmellegemer. I den nederste figuren er dette illustrert med to planetbaner.

Omtrent halvparten av stjernefødslene ender med to stjerner - det tennes to lys i disken og vi får det som kalles et binærstjernesystem. Faktisk er det slik at Jupiter kunne vært en stjerne hadde den vært en del mer massiv.
 
Størrelsessammenligning mellom jorda, Jupiter og sola. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA
Størrelsessammenligning mellom jorda, Jupiter og sola. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA
I likhet med sola består Jupiter for det meste av hydrogen (ca. 90 %), en del helium (ca. 10 %) og veldig lite annet. Planeten er 318 ganger så massiv som Jorda - til sammenligning er alle de andre planetene til sammen 129 ganger så massiv som Jorda. Men selv om Jupiter er kongen av planeter i solsystemet vårt, er den ikke massiv nok til at trykket og varmen i dens indre er stor nok til å sette i gang fusjonsprosesser. Hadde den vært 60 ganger mer massiv ville den ikke vokst noe særlig i størrelse, men den ville kollapset slik at trykket og temperaturen ville sørget for fusjonsprosesser - den ville blitt en stjerne. Det kan høres ut som mye med ''60 ganger så massiv'', noe det også er, men Jupiters masse er bare 0,1 % av solas masse. Hadde med andre ord 6 % av solas masse samlet seg i en klump som Jupiter da solsystemet ble dannet, ville solsystemet vårt vært et binærstjernesystem.
 
Binærstjernesystem kan høres ut som en morsom, men ubetydelig kuriositet. Men slike systemer er faktisk veldig nyttige når vi skal måle avstander i universet. Dette har å gjøre med hva som kan skje når et binærstjernesystem dør i en supernovaeksplosjon.
 
Stjerners død
Hva som skjer når en stjerne dør avhenger av dens masse. I grove trekk kan mulighetene deles i to. De mest massive stjernene lever kortest, i noen millioner år, før de ender sine dager i en voldsom type II supernovaeksplosjon. Restene danner et svart hull eller en nøytronstjerne. De mindre massive stjernene, slik som sola, lever i noen milliarder år før de dytter sine ytre lag ut til en interplanetarisk tåke. Restene etter disse stjernene danner en hvit dverg - en lyssvak stjerne med masse omtrent som sola og størrelse omtrent som jorda.
 
Trykk på illustrasjonen for større versjon.
Trykk på illustrasjonen for større versjon.
Til høyre ser vi en illustrasjon av stjernenes livsforløp, mens bildet under viser krabbetåken, en interplanetarisk tåke som er restene etter en supernovaeksplosjon. Supernovaen var synlig fra jorda fra juli 1054 til om lag to år senere, og har derfor fått navnet SN 1054.

I mesteparten av sitt liv frigjør stjernene nesten all energien fra sitt indre; innenfor 10 % av radien. Utenfor denne kjernen er det ikke høy nok temperatur til at kjerneprosessene kan finne sted. Men ingenting varer evig, og når de fleste protonene etter hvert har fusjonert til helium, er ikke lenger trykket utover fra energiproduksjonen stort nok til å holde imot de enorme gravitasjonskreftene - kjernen kollapser.
 
Krabbetåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA/NASA/Hubble
Krabbetåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA/NASA/Hubble

Når kjernen til en stjerne kollapser øker trykket, og da øker også temperaturen. Dette gjør at et skall utenfor kjernen, hvor det fortsatt finnes hydrogen, siden det tidligere ikke var varmt nok her til at fusjonsprosesser kunne finne sted, nå blir varmt nok til å frigjøre energi. Når stjernen begynner å frigjøre energi i dette skallet, blir det totale trykket utover større enn tidligere. Dermed skyves de ytre lagene av stjernen utover. Resultatet blir en rød kjempe eller superkjempe.

Siden kjernen har kollapset, slik at trykket og temperaturen har økt, kan nye fusjonsprosesser som tidligere ikke var mulig finne sted også i den indre kjernen. Det er nå varmt nok til at helium kan fusjonere til karbon - grunnstoffet som er fundamentet i levende organismer og planter. Også oksygen, et annet viktig grunnstoff for livet slik vi kjenner det, blir nå dannet i kjernen.
 
Når det heller ikke er mer helium i kjernen får vi et nytt kollaps, og som tidligere fører dette til en temperaturøkning som påvirker et skall rundt seg. Nå fusjonerer helium til karbon og oksygen i et skall rundt kjernen, og tilsvarende som ved det forrige kollapset av kjernen ekspanderer de ytre lagene til stjernen på nytt. Nå er det to muligheter for som kan skjer videre.
 
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA/NASA/Hubble
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: ESA/NASA/Hubble
Dersom stjernens masse er under 5 ganger så stor som sola, vil det ikke dannes noen tyngre grunnstoffer. Da vil de ytre lagene av stjernen unnslippe i en planetarisk tåke og alt som er igjen blir en liten hvit dverg.

Bildet til venstre, som er tatt av romteleskopet Hubble, viser en interplanetarisk tåke med en hvit dverg i midten. Om ca. 5 milliarder år vil sola ende sine dager som en hvit dverg med en slik vakker interplanetarisk tåke rundt seg.

Er stjernens masse mer en 5 ganger så stor som sola, blir temperaturen etter hvert stor nok til at grunnstoffer så massive som jern kan dannes.
 
Jern er det tyngste grunnstoffet som kan frigjøre energi i fusjonsprosesser, så når jernkjernen etter hvert kollapser skjer det noe spektakulært. Stjernen eksploderer i en supernovaeksplosjon! Vanvittige energimengder frigjøres, noe som resulterer i flere interessante ting, blant annet et lysglimt som kan overgå lyset fra resten av galaksen. Energien som frigjøres blir også brukt til fusjonsprosesser som skaper tyngre grunnstoff enn jern. Faktisk er det slik at alle grunnstoffer vi finner i naturen som er tyngre enn jern, slik som f.eks. gull og sølv, stammer fra en supernovaeksplosjon som fant sted før solsystemets dannelse
 
Bilde av Veiltåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA, ESA  og The Hubble Heritage
Bilde av Veiltåken. Trykk på bildet for større versjon. Bilde: NASA, ESA og The Hubble Heritage
I en supernovaeksplosjon blir mesteparten av stjernens masse blåst bort, slik vi f.eks. ser på bildet av krabbetåken over og på bildet til høyre, som viser Veiltåken - restene etter en supernovaeksplosjon som fant sted for flere tusen år siden.

Det som blir igjen etter en supernovaeksplosjon av en massiv stjerne danner enten en nøytronstjerne eller et svart hull. En nøytronstjerne er en liten kjempemassiv lyssvak stjerne - nøytronstjerner som er like massive som sola har en diameter på bare 30 kilometer! Et svart hull, det andre alternative en massiv stjerne kan ende opp som, har en enda større massetetthet! Faktisk sier teoriene vi har i dag at massetettheten til et svart hull er uendelig stor - all massen som har blitt igjen etter supernovaeksplosjonen er presset sammen i et uendelig lite punkt. Her er det verdt å merke seg at teoriene sier dette, men det er bare et tegn på at teoriene ikke er gode nok. Svarte hull er et så ekstremt tilfelle av gravitasjonskrefter at Einsteins fantastiske gravitasjonsteori, som blant annet beskriver alle planetenes baner helt nøyaktig og universets dynamikk på stor skala, bryter sammen.
 
Selv Einstein sine geniale teorier har måttet gi tapt i sitt forsøk på å beskrive kjernen til svarte hull.
Selv Einstein sine geniale teorier har måttet gi tapt i sitt forsøk på å beskrive kjernen til svarte hull.
Mens de massive stjernene altså ender sine dager i en voldsom type II supernovaeksplosjon, ender de mindre massive stjernene opp som hvite dverger i et mye mindre dramatisk hendelsesforløp. Men har den hvite dvergen en nabostjerne som ikke ligger for langt unna kan noe spektakulært skje - den kan spise naboen sin og deretter sprenges i fillebiter!
 
Hvite dvergzombier
I et binærstjernesystem med en hvit dverg, vil den hvite dvergens nabostjerne med tiden utvikle seg til å bli en rød kjempe. Da vil de ytre lagene sitte veldig løst, og siden massetettheten til den hvite dvergen er veldig stor, kan gravitasjonskreftene sørge for at den hvite dvergen drar til seg materie fra sin røde kjempenabo. Dette er illustrert i figuren under.
 
Trykk på illustrasjonen for større versjon. Bilde: NASA jpl-Caltech
Trykk på illustrasjonen for større versjon. Bilde: NASA jpl-Caltech
Når den hvite dvergens masse har blitt 40 % større enn solas masse, blir trykket og temperaturen så stor at en kjernefysisk kjedereaksjon settes i gang. Den hvite dvergen eksploderer da i en supernovaeksplosjon vi kaller supernovaeksplosjon type 1a. Lyset fra en slik eksplosjon er 5 milliarder ganger sterkere enn lysstyrken fra sola! Restene etter en slik eksplosjon er enten ingenting - all materien kan bli blåst avgårde - eller en liten nøytronstjerne.

Under ser vi et bilde Hubbleteleskopet har tatt av supernovaeksplosjonen 1994D (type 1a) i utkanten av
en galakse 50 millioner lysår unna. En hvit dverg har
eksplodert som et resultat av at den har fortært sin nabo, en rød kjempe. Vi ser at lyset fra eksplosjonen er sammenlignbart med lyset fra galaksen forøvrig.
 
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: High-Z Supernova Search Team, HST og NASA
Trykk på bildet for større versjon. Bilde: High-Z Supernova Search Team, HST og NASA

Noe som er veldig interessant med type 1a supernovaeksplosjoner er at de alltid eksploderer når den hvite dvergen har fått en masse som er
40 % større enn solas masse. Dette gjør at type 1a supernovaeksplosjoner alltid er like lyssterke. Dermed kan vi ved å registrere hvor lyssterke vi oppfatter dem som regne oss frem til hvor langt unna dem er. Dette er en enkel måte å finne avstanden til galaksen hvor eksplosjonen fant sted. Gjennom en serie med mer avanserte utregninger kan lyset fra type 1a supernovaeksplosjoner også brukes til å si noe om hvor raskt universet utvider seg.

I et mer massivt binærstjernesystem ender ikke stjernen som dør først opp som en hvit dverg, men som en nøytronstjerne eller et svart hull. I et slikt binærstjernesystem kan flere interessant fenomener finne sted. I veldig grove trekk kan vi dele alternativene i to.
 
Det berømte Hubbleteleskopet. Bilde: NASA
Det berømte Hubbleteleskopet. Bilde: NASA

Det første alternativet har å gjøre med at en type II supernovaeksplosjon må ha funnet sted siden vi har en nøytronstjerne eller et svart hull. En slik eksplosjon utøver et voldsomt trykk utover når stjernen kaster fra seg sine ytre lag. Dette kan resultere i at nabostjernen kan bli blåst avgårde.

Det andre alternativet er at nabostjernen ikke blåses avgårde. Da kan vi få et scenario som ligner litt på det vi har med en hvit dverg som stjeler masse fra sin nabo, men en essensiell forskjell er at nøytronstjernen eller det svarte hullet ikke vil eksplodere i en supernovaeksplosjon. De vil derimot avgi kraftig røntgenstråling. Å detektere denne strålingen er et stort og aktiv forskningsfelt, hvor blant andre romteleskopene Chandra og Hubble (bilde til høyre) er involvert. Du kan lese mer om Hubbleteleskopet i artikkelen Hubblesonden.
Tips noen om denne siden Utskriftsversjon av denne siden
 
Dette temaet inneholder også:
Et strålende univers
AMS - Alpha Magnetic Spectrometer
Hubblesonden
Plancksonden
Herschelsonden
Rosetta leter etter svar i verdensrommet
Elektromagnetisk stråling
blank blank
blank
blank blank blank blank blank blank
Sarepta er en tjeneste fra Nasjonalt senter for romrelatert opplæring, www.narom.no
i samarbeid med Norsk Romsenter, www.romsenter.no.
Kontakt Sarepta
blank