Stjärnors livscykel

Stjärnor föds i enorma moln av gas och stoft, kallade nebulosor. Under miljoner år drar molnets egen gravitation ihop en del av det, och den delen blir varmare och tätare. När temperaturen i mitten blir hög nog startar en kärnfusion, väte smälter samman till helium, och en ny stjärna börjar lysa.

Den fasen kallas huvudserien, och där spenderar en stjärna den största delen av sitt liv. Solen är i huvudserien nu, omkring 4,6 miljarder år gammal, och väntas stanna där i ungefär 10 miljarder år totalt. Hur länge en stjärna lever beror framför allt på dess massa: en tung stjärna fusionerar sitt bränsle mycket snabbare och kan vara slut på bara några miljoner år, medan en lätt stjärna kan lysa i tiotals miljarder år.

När vätet i kärnan tar slut sväller stjärnan upp till en röd jätte: mycket större men svalare på ytan. Tunga stjärnor sväller till ännu större röda superjättar. Betelgeuse i stjärnbilden Orion är en känd röd superjätte, flera hundra gånger större än solen i diameter. En stjärna med solens massa avslutar den fasen genom att kasta av sina yttre lager, medan det som blir kvar av kärnan krymper till en vit dvärg, ungefär jordens storlek men med ungefär halva solens massa.

En mycket tyngre stjärna slutar helt annorlunda: dess kärna kollapsar plötsligt och utlöser en supernova, en explosion som för en kort tid kan lysa starkare än en hel galax. Det som blir kvar beror på hur tung resten av kärnan är. Är den lättare än ett par solmassor blir den en neutronstjärna, extremt tät och ofta snabbt roterande. Är den tyngre kollapsar den vidare till ett svart hål, där gravitationen är så stark att inte ens ljus kan ta sig ut.

Det här lär du dig

Beskriva stjärnors utveckling från gasmoln, via huvudserien och röd jätte, till ett slutstadium
Förklara varför en stjärnas massa avgör både livslängd och slutstadium
Skilja på en röd jätte och en röd, sval huvudseriestjärna
Namnge och beskriva vit dvärg, neutronstjärna och svart hål som möjliga slutstadier

Begrepp att kunna

Huvudserien: Den längsta fasen i en stjärnas liv, då den fusionerar väte till helium i sin kärna. Solen befinner sig i den fasen nu.
Röd jätte: Ett sent utvecklingsstadium då en stjärna sväller upp och blir mycket större, samtidigt som yttemperaturen sjunker och ytan blir röd.
Supernova: En våldsam explosion som avslutar livet för en mycket massiv stjärna, när kärnan plötsligt kollapsar. Den kan för en kort tid lysa starkare än en hel galax.
Vit dvärg: Den kvarvarande, utbrunna kärnan av en lättare stjärna efter att den kastat av sina yttre lager. Ungefär jordens storlek, men oftast med drygt halva solens massa.
Neutronstjärna: Den extremt täta resten av en massiv stjärnas kärna efter en supernova, bara ett par mil i diameter men tyngre än solen.
Svart hål: Det som blir kvar när en mycket tung stjärnkärna kollapsar så långt att gravitationen blir stark nog att hindra även ljus från att komma ut.

Vanliga svårigheter

Tror att röda stjärnor alltid är röda jättar

Färgen ensam säger inte vilket skede en stjärna är i. En liten, sval huvudseriestjärna kan också lysa rött utan att vara en röd jätte. Det som skiljer en röd jätte är att den har svällt upp enormt efter att ha förbrukat vätet i kärnan, inte bara färgen på ljuset den sänder ut.

Tror att tyngre stjärnor lever längre

Det är tvärtom. En massiv stjärna har visserligen mer bränsle, men den fusionerar det mycket snabbare och kan vara slut på bara några miljoner år. En lätt stjärna sparar på sitt bränsle och kan lysa i tiotals miljarder år, längre än universums nuvarande ålder.

Blandar ihop hur tätt en vit dvärg och en neutronstjärna är

Båda är extremt täta, men inte lika täta. En sockerbit av material från en vit dvärg skulle väga ungefär ett ton. Samma mängd material från en neutronstjärna skulle väga omkring en miljard ton, eftersom neutronstjärnan är ungefär en miljard gånger tätare.

I verkligheten

Järnet i ditt blod och kalciumet i dina ben kommer ursprungligen från stjärnor som dog långt innan solsystemet bildades.

Kärnfusion i stjärnor och i supernovaexplosioner bygger upp grundämnen som kol, syre, kalcium och järn. När stjärnorna dör sprids grundämnena ut i rymden och blandas in i nya gasmoln, som senare bildar stjärnor, planeter och till slut levande varelser.

Krabbnebulosan på natthimlen är resten av en stjärnexplosion som kinesiska och japanska astronomer skrev ner att de såg år 1054.

I mitten av Krabbnebulosan finns en neutronstjärna som snurrar omkring 30 gånger i sekunden och sänder ut strålning i takt med rotationen. Den typen av snabbt roterande neutronstjärna kallas en pulsar.

Tips

Rita ett Hertzsprung-Russell-diagram med temperatur på en axel och ljusstyrka på den andra. Markera var huvudserien, röda jättar och vita dvärgar hamnar, så ser du hela stjärnors livscykel i en enda bild.
Koppla varje stadium till ett verkligt exempel: Sirius B är en vit dvärg, Betelgeuse är en röd superjätte och pulsaren i Krabbnebulosan är en neutronstjärna. Det gör de abstrakta begreppen lättare att minnas.
Jämför densiteterna konkret: en sockerbit material från en vit dvärg väger ungefär ett ton, medan samma mängd material från en neutronstjärna väger omkring en miljard ton. Att lära sig siffrorna tillsammans gör skillnaden mellan dem tydlig.

Testa dig själv

1. Varför lever en stjärna som är tio gånger tyngre än solen mycket kortare tid, trots att den har mer bränsle att fusionera?

En tyngre stjärna har starkare gravitation som trycker ihop kärnan mer, vilket gör fusionen mycket kraftigare och snabbare. Den bränner alltså sitt större bränsleförråd i en mycket högre takt, så den totala livslängden blir kortare, inte längre.

2. Vad avgör om resten av en död massiv stjärna blir en neutronstjärna eller ett svart hål?

Det avgörs av hur tung den kvarvarande kärnan är efter supernovan. Är resten ungefär ett par solmassor eller lättare blir den en neutronstjärna. Är resten tyngre kan inte ens trycket i neutronstjärnans extremt täta materia stoppa kollapsen, och den fortsätter att kollapsa till ett svart hål.

3. Solen är omkring 4,6 miljarder år gammal och väntas vara på huvudserien i ungefär 10 miljarder år totalt. Hur mycket tid har solen kvar på huvudserien?

Ungefär 10 minus 4,6, det blir omkring 5,4 miljarder år kvar. Efter det tar solens väte i kärnan slut, och den börjar svälla upp till en röd jätte.

Ur kursplanen

Fysik åk 7–9 · Fysiken i naturen och samhället
Universums uppkomst, uppbyggnad och utveckling samt förutsättningar för att finna planeter och liv i andra solsystem.
Fysik nivå 2 · Universum, materien och strålning
Huvuddragen i universums utveckling och struktur, till exempel stjärnbildning och exoplaneter.

Källa: Skolverket, centralt innehåll.

Bygger på

Solsystemet och planeterna

Leder vidare till

Träna fysik gratis

Det här ämnet har inga egna träningsuppgifter än, men du kan träna på andra ämnen för din nivå.

Börja träna