Svar:
Antagligen syftar du på de mystiska gammastrålepulser, som sedan 30 år tillbaka observerats från satelliter. Man hade ingen uppfattning om var källorna fanns, ända tills för 2 år sedan, då ett genombrott skedde.

Det är nu klart att källorna i allmänhet finns på ofantligt stora avstånd, tusentals miljoner ljusår. Därmed är det också klart att de skickar ut enorma mängder energi på några sekunder i form av gammastrålning.

Ännu har vi ingen bra förklaring på hur det går till, men det är ett mycket hett ämne för kosmologer och astrofysiker. Den vanliga förklaringen är att gammablixtar uppkommer när en mycket tung kärna kollapsar när bränslet tar slut.

Eftersom dessa upptäckter är så nya, har man ingen nytta av uppslagsverk eller läroböcker. Inte mycket finns skrivet på svenska. Nedan är en länk till en tyvärr ganska teknisk diskussion på engelska. Länk 2 är en aktuell observation.
/KS/lpe 1999-10-11

Svar:
Stjärnor föds då gasmoln trycks ihop, till exempel när gasmoln kolliderar. Sedan drar gravitationen ihop gasklumparna till stjärnor. Det finns tre typer av stabila himlakroppar: Planeter, vita dvärgstjärnor och neutronstjärnor. En stjärna måste alltså sluta i ett av dessa tillstånd, eller också vika sig ut ur vårt universum i ett svart hål.

I en mycket liten "stjärna" startar aldrig kärnreaktionerna, och den kommer sluta som en kall, planetlik himlakropp en så kallad brun dvärg. Denna undre gräns för stjärnors massa är ungefär 0.08 solmassor.

Det finns även en övre gräns för stjärnors massa på c:a 100 solmassor. Om molnet som komprimeras har en massa överstigande detta gränsvärde startar kärnreaktionerna innan stjärnan är färdigbildad så att en del av gasmolnet blåses bort av strålningstrycket.

När kärnreaktionerna upphör i en stjärna som solen, kastas en del av höljet av, det bildas en planetarisk nebulosa. Stjärnan krymper ihop till en vit dvärg. En kall vit dvärg är faktiskt svart!

En mycket stor stjärna slutar som supernova, kvar blir en neutronstjärna ett svart hål eller ingenting alls.

En detaljerad beskrivning av stjärnutveckling finns i Wikipedia-artikeln Stellar_evolution (på engelska). En stjärna med solens massa utvecklas enligt figuren nedan. Först ungefär 10 miljarder år med mycket långsamt ökande ljusstyrka (solen är för närvarande halvvägs i denna fas). Sedan en tid som röd jättestjärna, och till sist en vit dvärgstjärna.

/KS/lpe 1999-10-11

Svar:
Solen är en ganska vanlig sorts stjärna. Den bildades för 4500 miljoner år sedan av ett gasmoln som drog ihop sig. Ställen där stjärnor bildas
idag, kan man se som små knutor på bilden nedan (från Hubble Space Telescope). Solen består av 75% väte, 24% helium och bara 1%
tyngre ämnen. Solen är helt gasformig och till större delen joniserad
(fria elektroner och joner). Temperaturen på ytan är 6000 grader och
20 miljoner grader i centrum. Där sker energiproduktionen genom att 4 vätekärnor slås ihop och bildar helium. När vätet i centrum tagit
slut, sker förändringar. Centrum dras ihop och de yttre lagren expanderar.
Energiproduktionen fortsätter i ett skal, och ökar. Solen har blivit en
röd jättestjärna. Det sker om ungefär 4000 miljoner år. Då är det
definitivt slut med livet på jorden.
Så småningom kastas de yttre delarna av och vi har fått en
planetarisk nebulosa som belyses av en het vit dvärgstjärna.
Så småningom svalnar den vita dvärgstjärnan, och till slut är den alldeles
svart. Hur en stjärna utvecklas beror på hur tung den är. En mycket tung stjärna kan sluta som en supernova. Dubblelstjärnor utvecklas annorlunda. Detta är en hel vetenskap!

Ord i kursiv stil kan du söka på i denna databas för mer information.

För relativt elementära framställningar se Allmän relativitetsteori och kosmologi (på svenska) och Lives and Deaths of Stars (på engelska).

/KS/lpe 1999-10-27

Svar:
Energiproduktionen fortsätter i ett skal kring den kontraherade He-kärnan. Om stjärnan har tillräckligt stor massa och når en temperatur på c:a 100 miljoner grader kommer fusion av He till C att komma igång i centrum. Det är alltså inte riktigt att effekten (energiproduktionen per tidsenhet) minskar - den ökar i själva verket. I HR-diagrammet nedan kan man se att röda jättestjärnor har HÖGRE ljusstyrka än huvudseriestjärnor av solens storlek. Omfördelningen av massa och energiproduktion tvingar stjärnan att expandera för att den skall bevara den hydrostatiska jämvikten. Expansionen av de yttre delarna orsakar en temperatursänkning, varför stjärnan blir rödare. För detaljer se What will happen to the Solar System in the future och nedanstående länk.

/Peter E 2004-10-08

Svar:
Hej MsPluto!

1. Man kan observera stjärnor på alla stadier av utveckling, inklusive stjärnor som håller på att bildas, se stjärnors utveckling och solsystemets bildande.

2. En vit dvärg är en normalstor stjärna som kollapsat till en mycket liten storlek efter att den gjort slut på sitt kärnbränsle. En typisk vit dvärg har en radie som är 1 procent av solens, men den har grovt räknat samma massa.

När vätet i centrum tar slut fortsätter förbränningen i ett skal runt stjärnan. Stjärnan blir då en röd jättestjärna. När bränslet i skalet tar slut komprimeras kärnan ytterligare och förbränning av helium till kol börjar. Mot slutet av denna process expanderar yttre delen av stjärnan och bildar en planetarisk nebulosa, kärnan blir en vit dvärg. Bilden nedan visar ett sådant system som kallas 'Cats Eye nebula'. Se vidare White_dwarfFormation, länk 1 och 2.

3. Kunskapen om fusionsprocessen är mycket god. Antagandet förklarar alla observationer, bl.a. att heliumförekomsten är högre är de 24% som fanns efter big bang i gas som funnits i en stjärna.

4. Genom observationer av stjärnor av olika typ samt modellberäkningar av utvecklingen. Detta senare är mycket viktigt.

5. Sjärnor som har mycket av tunga grundämnen (nya stjärnor) har mycket oftare planetsystem än stjärnor som innehåller lite av tunga grundämnen. Med tunga grundämnen menar vi ämnen tyngre än helium. En gas bestående av enbart väte och helium kan inte bilda planeter - det behövs även ämnen som kondenseras ("klibbar"). Vatten (H₂O) är säkert viktigt dels beroende på dess egenskaper och dels eftersom syre är det ämne det finns mest av med undantag för väte och helium. Se vidare exoplaneter.

Mer om stjärnutveckling: Stellar_evolution.

/Peter E 2006-02-09

Svar:
Genom att bestämma massan, avståndet och ljusstyrkan för ett stort antal stjärnor kan man se att det finns en samband mellan massa och ljusstyrka för stjärnor som befinner på huvudserien, se figuren nedan från länk 1. Eftersom sambandet i log-log plotten kan approximeras med en rät linje kan vi bestämma följande approximativa samband (mass-luminositetsrelationen):

L/L(sun) = [M/M(sun)]^3.5

Den relativa livslängden blir (om vi antar att luminositeten är konstant under hela sjärnans livcykel, vilket inte är ett alltför dåligt antagande eftersom mesta tiden tillbringas på huvudserien) proportionell mot massan dividerat med luminositeten:

[M/M(sun)]/[M/M(sun)]^3.5 = 1/[M/M(Sun)]^2.5

M/M(sun) L/L(sun) Relativ livslängd Livslängd

0.1 0.000316 316 3160 GA

1 1 1 10 GA

10 3160 0.00316 32 MA

100 10000000 0.0000100 0.1 MA

GA (giga annum) är miljarder år, MA är miljoner år

Den uppskattade livslängden stämmer väl sådär med de siffror du ger, men det är uppenbart att massiva stjärnor lever mycket kortare än solen och lättare stjärnor mycket längre. Det finns sofistikerade program som beräknar stjärnors utveckling, och jag antar att de approximativa siffror som ges i din lärobok kommer från sådana beräkningar.

Den springande punkten när det gäller livslängden är luminositeten - en tio gånger tyngre stjärna har inte tio gånger högre utan snarare 3000 gånger högre luminositet. Anledningen till detta är att den större gravitationskraften hos den större stjärnan ger högre temperatur och högre densitet i ett större område i centrum. Detta betyder att vätefusionen går snabbare och effektutvecklingen mycket större.

/Peter E 2007-05-31

Svar:
En mörk nebulosa är en nebulosa som är så tät att den döljer ljuset från en bakomliggande emissions- eller reflektionsnebulosa (exempel: Hästhuvudnebulosan, bilden nedan), eller blockerar ljuset från bakomliggande stjärnor.

Du har helt rätt i att det till synes är ett problem med vart strålningsenergin tar vägen. Gas- och stoftmoln är "barnkammare" i vilka stjärnor bildas. Så länge molnet finns kvar kan man inte se de bildade stjärnorna eftersom strålningen absorberas av nebulosan. Nebulosan är alltså inte transparent för synligt ljus.

Den absorberade energin värmer upp gasen/stoftet, och energin sänds ut i form av mikrovågsstrålning. Som visas i länk 1 är nebulosor åtminstone delvis transparenta för mikrovågor.

Stjärnljuset värmer alltså stoftet och med höjd temperatur ökar mikrovågsstrålningens energi (våglängden blir mindre) tills ett jämviktstillstånd uppstår. En del av mikrovågsstrålningen vi kan observera kommer från molekyler.

Strålningstrycket från stjärnan kommer även att blåsa bort gas och stoft, så att stjärnan kommer att omges av en transparent "bubbla". Nebulosor med stjärnbildning sprids relativt snabbt ut och försvinner.

Se även länk 2.

/Peter E 2015-05-26