Det glødende livet
Når stjerner er ”ferdigproduserte” i en stjernetåke vil de trekker på all materie rundt seg som en følge av den sterke gravitasjonskraften. Sola er sentrumstjerna i solsystemet vårt, og er ca. 4,6 milliarder år gammel. Sola består av 99,8 % av all materie i vårt solsystem! De resterende 0.2 % utgjør plantetene våre, deriblant vår egen jordklode.
Vi sier at Sola befinner seg midt på hovedserien – en betegnelse på forfatningen til stabile stjerner. Ca. 90 % av alle hittil kjente stjerner ligger på hovedserien. Dersom vi ser på fødsel og død som begynnelse og slutt, er hovedserien det lange livssyklyset. Vi regner med at Sola vil leve i 5 milliarder år, til utifra målinger av temperaturen på overflaten.
Jo større en stjerne er, jo kortere tid vil den tilbringe på hovedserien. Dette høres rart ut, men fordi de store stjernene vil de forbrenne hydrogenet i kjernen på langt større skala, og vil “bare” befinne seg på hovedserien noen få titalls millioner år. Mindre stjerner kan være på hovedserien i flere milliarder år, slik som Sola vår.
Etter at hydrogenet i stjernens kjerne er oppbrukt, kan stjernen i perioder være ustabil og få skiftende lysstyrke og samtidig vil den miste masse. Stjernen begynner å forfalle ettersom dens kjemiske sammensetningen forandres. Ettersom andelen hydrogen i kjernen blir mindre, blir det vanskeligere å opprettholde trykket som holder lagene rundt kjernen sammen. For å kompensere for mangelen på partikler til å opprettholde trykket trekker kjernen seg litt sammen, noe som naturlig øker trykket og temperaturen i kjernen. Dette fører igjen til en raskere forbrenning av hydrogen og kraftigrere luminositet (den samlede energien som en stjerne stråler ut per sekund.) Den økte energistrømmen varmer opp hydrogen rundt kjernen slik at det forbrennes og hydrogenforbrenningen kan opprettholdes enda noen millioner år.
Når til slutt alt hydrogenet i kjernen er brent opp stopper hydrogenbrenningen i kjernen opp, men den fortsetter ennå i de øvrige skallene. Kjernen innholder nå bare helium, med små mengder av tyngre grunnstoff. For å opprettholde varmebalansen begynner kjernen igjen å trekke seg sammen og omgjør dermed gravitasjonsenergi til varmeenergi. Den økte temperaturen stimulerer og driver hydrogenbrenningen i skallet, som jobber seg utover i stjernen og tilfører kjernen mer helium. Kjernen må da trekke seg sammen enda mer og temperaturen i kjernen økes. Sammentrekningen fortsetter inntil kjernen er ca. 10 % av den originale radiusen og temperaturen øker til ca. 100 000 000 K ( ca 99999726 celsius.) Energien som firgjøres i kjernens sammentrekning medfører at lagene som ligger rundt skyves lenger og lenger bort fra kjernen. Stjernen ekspanderer kraftig og tettheten blir lav, untatt i kjernen. Du kan sammenligne dette med når du blåser opp en balong.
De ytre lagene avkjøles og når de når en temperatur omkring 3 500 K (ca. 3226.85 celsius), lyser gassene med en rødlig farve. Stjernen har fått navnet “Rød kjempe.”
Den blå innmaten holder en svært høy temperatur, mens det
rød utenpåliggende materiet er langt kaldere. Den ser derfor rød ut, og derav navnet “Rød kjempe.”
