Stjärnors liv

Först och främst ska sägas att det som beskrivs här nedan är en "normal" stjärnas liv. Det finns mängder av olika typer och jag kan inte beskiva dem alla så jag begränsar mig till de "normala".
När man talar om hur starkt en stjärna lyser använder man begreppet lumniositet. En stjärna kan ju vara liten och lysa mycket klart eller t.ex. stor och sval och därför inte lysa så mycket. En stjärnas lumniositet är helt enkelt hur mycket en stjärna lyser utan att ta hänsyn till sådana saker som färg m.m. Jag har genomgående använt begreppet "ljusstyrka" i stället för "lumniositet" fastän det inte är helt korrekt, men det blir lite enklare skrivet. Stjärnor indelas i klasserna: (efter yttemperatur, varmast först) O, B, A, F, G, K, M, N. En bra minnesramsa är Oh Be A Fine Girl Kiss Me Now. Den ganska ologiska ordningen beror på att ursprungligen satte man ordningen till A, B, C o.s.v. men senare har andra klasser kommit till, vissa har tagits bort och vissa har flyttats om. Resultatet har blivit en enda röra. Förutom dessa klasser delas de in i subklasser för att skilja på dem mer i detalj - G1, G2, G3 o.s.v. Vår sol är en stjärna av typ G2 med en yttemperatur på ca 6000 grader. Solen ligger alltså ungefär i mitten på serien men sett rent till storlek m.m. så är Solen ganska stark stjärna. Det finns nämligen mycket stora mängder med M och N-klass stjärnor i universum. Sedan kärnprocesserna i stjärnan har startat går stjärnan in på något som kallas huvudserien i HR-diagrammet. HR betyder Hertzprung-Russell och är ett diagram där stjärnornas ljusstyrka finns på den ena axeln och dess yttemperatur på den andra. Om man plottar in många stjärnor i detta diagram ser man att det bildas ett stråk med stjärnor diagonalt över diagrammet. Detta gäller för de "normala" stjärnorna, mera exotiska typer av stjärnor finns på andra ställen i diagrammet.

Se Hertsprung-Russell diagrammet.

Stjärnan börjar alltså sitt liv nere till höger i diagrammet och rör sig när den blir äldre diagonalt mot den övre vänstra delen. När stjärnan blir en röd jätte lämnar den huvudserien för att röra sig mot det övre högra hörnet varefter den (om den blir en vit dvärg) slutar sitt liv i det nedre vänstra hörnet av diagrammet.
Sedan stjärnan har gått in på huvudserien så händer egentligen inte så mycket på en ganska lång tid. Hur lång denna tid är beror på hur mycket bränsle som fanns från början.
Tvärt emot vad man kan tro så lever en stjärna kortare tid ju mer bränsle (väte) den har från början. Det beror på att om stjärnan är väldigt massiv så måste kärnprocesserna gå på högvarv för att inte stjärnan ska kollapsa under sin egen tyngd.
En mycket stor stjärna kan röra sig över HR-diagrammet på bara några miljoner år medan det för en stjärna i vår sols storlek tar ungefär 10 miljarder år. Solen är ca 5 miljarder år så än lyser den ett tag.
Stjärnan ökar sakta sin yttemperatur och när den är någonstans mitt på huvudserien (ungefär, beror på vilken stjärna det är) svänger den av mot det övre högra hörnet. Stjärnan har nu blivit en röd jätte. Stjärnans väteförråd har tagit slut och nu sätter nästa steg i kärnprocesserna igång. För att undvika kollaps när "vätemotorn" har stannat måste något annat bränsle användas och det är helium. Detta kallas för heliumförbränning och då kommer stjärnans temperatur i kärnan att stiga till ca 150 milj grader. I de kärnreaktionerna då som förekommer förbränns helium till kol och syre med beryllium som mellansteg. (lite slappt uttryckt)
Stjärnan har nu blåsts upp till ett stort och (någorlunda) svalt gasmoln fastän det i dess mitt är varmare än någonsin förut.
Dess yttemperatur har sjunkit betydligt till bara 3-4000 grader men stjärnan är nu mycket stor å andra sidan. Detta är förklaringen till att stjärnan rör sig mot det övre högra hörnet i HR-diagrammet - stjärnan blir svalare men större så ljusstyrkan hålls på samma nivå eller ökar i alla fall.
Det är nu som stjärnan kastar stora mängder med stoft omkring sig och ger upphov till planetariska nebulosor. Stjärnan är inte lugn i detta stadium utan skälver ordentligt samtidigt som tyngkraften i stjärnans yttre delar har minskat avsevärt.
Detta stadium varar i några hundra miljoner år varefter det går lite vildare till. Om stadiet som röd jätte var ålderdomen hos stjärnan så kommer nu dess död. Vad som nu kommer att hända beror nästan uteslutande på hur stor stjärnan är.
Se stjärnors död.