Stjernedannelse
Stjerner dannes i store gasskyer. En gassky kan kun blive til stjerner, hvis små dele af skyen bliver presset sammen, så tætheden og temperaturen bliver høj. Der er en række faktorer, der kan få en gassky til at modvirke kompression, og disse faktorer skal overvindes af tyngdekraften, hvis stjernedannelse skal starte. Gassen har en termisk energi, der vil modvirke kompressionen, og ligeledes kan et magnetfelt også modvirke kompressionen. Der er få ioniserede atomer i gasskyerne, der bliver påvirket af magnetfeltet, hvilket gør, at gassen som et hele bliver påvirket. Gasskyer roterer desuden som alt andet, og grundet bevarelse af impulsmoment, kan rotationen blive så hurtig, når gasskyen trækker sig sammen, at den modvirker tyngdekraften.
På trods af disse modvirkende faktorer dannes der alligevel stjerner i gasskyer. Stjernedannelse kan blive udløst af en forbigående trykbølge, der kan trykke nogle områder af skyen sammen til høj tæthed. Sådanne trykbølger kan f.eks. komme fra supernovaeksplosioner.
Store gasskyer bliver ikke til én stor stjerne. En kollapsende sky deles i fragmenter og bliver til mindre områder med stor tæthed. Når et enkelt af sådanne områder trækker sig sammen under påvirkning af tyngdekraften falder de enkelte atomer ind mod centrum i frit fald. Deres hastighed stiger altså og dermed deres kinetiske energi. Denne kinetiske energi bliver først til termisk energi, når atomerne begynder at støde sammen og bevægelsen af atomerne bliver tilfældig. Temperaturen stiger altså, når området trækker sig sammen. På et tidspunkt bliver temperaturen så høj at fusion starter i centrum, og en stjerne er dermed født.1
Fusion i stjerner
Den mest forekommende type fusion i stjerner er proton-proton-kæden. Her omdannes fire protoner til en helium-4 kerne samt et energioverskud. Det er denne energi, der udstråles af stjernen. Proton-proton-kæden består af disse tre reaktioner:
De to øverste reaktioner skal forløbe to gange for at den tredje kan forløbe én gang. Dermed bliver nettoresultatet, at 4 protoner omdannes til en helium-4 kerne og energi. Energien er i form af gammastråling, positroner (e+) og neutrinoer (ν), samt den kinetiske energi fra bevægelsen af partiklerne. Gammastrålingen absorberes af omkringliggende stof, hvilket opvarmer gassen. Positronerne bliver også til gammastråling, når de kolliderer med gassen, og medvirker dermed også til opvarmning af gassen. Partiklernes kinetiske energi resulterer også i temperaturstigning. Neutrinoerne derimod interagerer derimod nærmest ikke med stof og flyver bare ud af stjernen. Opvarmningen af gassen giver anledning til udsendelse af energi i form af sortlegemestråling fra stjernen. Læs mere om sortlegemestråling her: Sortlegemestråling. Fusion forekommer, når to partikler støder sammen med tilpas høj hastighed - Altså skal temperaturen være høj nok. Proton-proton-kæden kræver en temperatur over 4 millioner Kelvin, og er dermed den dominerende type i sollignende stjerner.2
Stjerner, der er tungere og varmere, kan danne energi med CNO-cyklen. I CNO-cyklen omdannes 4 protoner også til helium-4, men carbon, nitrogen og oxygen indgår undervejs (deraf navnet CNO). Carbon virker som en katalysator, da den indgår i processerne, men optræder igen i slutresultatet, så den kan bruges i næste cyklus. Da det kræver en højere energi at fusionere carbon med en proton, end det gør at fusionere to protoner, kræver CNO-cyklen også en højere temperatur: omkring 16 millioner Kelvin. Solens temperatur i centrum er lige under 16 millioner Kelvin, og den producere derfor næsten alt sin energi med proton-proton-kæden.3
CNO-cyklen omdanner 4 protoner til helium-4 med carbon-12 som katalysator.
Når stjernen først begynder at fusionere, opnår der en stabil tilstand. Fusionen foregår i den varme kerne, og den enorme energiproduktion medfører et højt tryk i kernen. Trykket bliver mindre, jo længere væk fra centrum man kommer, og denne trykforskel gennem stjernens lag modvirker tyngdekraften, der virker indad mod stjernens centrum. Dette kaldes hydrostatisk ligevægt, og er det der holder sammen på stjernen.
Stjernen holdes i ligevægt af en udadrettede trykforskel, der opvejer den indadrettede tyngdekraft. Ordet trykgradient er indført på tegningen, i det man ikke kan sige, at et tryk alene har en retning.4
Stjernen vil i langt det meste af dens levetid være i denne stabile fase, hvor den er i hydrostatisk ligevægt. Dog vil der være et tidspunkt, hvor fusion i kernen ophører, og der vil ikke længere være noget til at modvirke tyngdekraften. Fra det tidspunkt vil stjernen dø, hvilket sker på forskellige måder alt afhængig af stjernens masse.5
[1] Foundations of Astronomy, Michael E. Seeds & Dana A. Backman, s. 225-229
[2] Foundations of Astronomy, Michael E. Seeds & Dana A. Backman, s. 267-168
[3] Foundations of Astronomy, Michael E. Seeds & Dana A. Backman, s. 241
[4] https://ryanoursun.wikispaces.com/What+is+Hydrostatic+and+Thermal+Equilibrium%3F_jake, egen redigering
[5] Note om det indre af en stjerne, Uge 8 Aktivitet 1 (BlackBoard), Ole Bjælde