Uppsala universitet
Hoppa över länkar
In English

Linné on line arrow Fysikens kosmos arrow Makrokosmos arrow Galaxer arrow En stjärnas död

En stjärnas död

Oavsett hur en stjärna bildas så är den mängd material som den kan förbränna begränsad. När materialet är på upphällningen kommer stjärnan att genomgå en fas då den kraftigt förändras. Vad som sluligen sker i denna förvandling beror på dess ursprungliga massa. Det är i huvudsak två saker som kan ske:

1. Det bildas en röd jätte. Detta är fallet om massan är ganska liten, som tex. för vår sol. När vätet i de centrala delarna är utbränt kollapsar de centrala delarna under trycket från gravitationen. De yttre delarna expanderar och bildar en tunn atmosfär runt resten av stjärnan. Den atmosfär som man förväntar sig att bildas runt vår sol kommer att sträcka sig ända ut till Jupiters bana. De inre planeterna kommer då att förbrännas, men vi behöver inte oroa oss eftersom detta inte kommer att ske inom överskådlig framtid. Heliumet i kärnan kommer nu att förbrännas till kol, samtidigt som atmosfären upplöses och bildar en nebulosa. Kärnan kommer att kylas ner och en vit dvärg bildas.


Hubble-bild av Orion-nebulosan

Hubble-bild av Crab-nebulosan

2. Den alternativa utvecklingen är att förbränningsprocesserna fortsätter. Detta kan endast ske i stjärnor som är ca 10 gånger tyngre än solen. Nu bildas tyngre element, som t.ex. syre, neon, kisel, svavel och slutligen järn. Eftersom järn inte omvandlas till något annat ämne med energivinst avtar produktionen av värme i kärnan. Strålningstrycket kan nu inte längre hålla emot gravitationen vilket leder till att kärnan kollapsar och får en densitet nästan lika stor som atomkärnorna. Material som nu faller in mot kärnan kommer att studsa på den och stjärnan exploderar i en supernovaexplosion.