Vad berättar massan om stjärnan?

Nej – inte ”massan” i betydelsen människor i allmänhet, utan ”massan” som berättar hur massiv stjärnan är och som mäts i kilogram. En stjärnas massa bestämmer långt hur lång livstid en stjärna har och vad som sker när den upphör att vara en lysande stjärna.

Betelgeuse har en massa god för någonstans kring 15 gånger Solen. Uppgifterna varierar mellan tio och 20 solmassor. Det påminner oss om hur viktigt det är med att uppge noggrannhetens storlek när man jobbar med naturvetenskaper. Detta är synnerligen viktigt inom astronomin där vi ibland kan vara säkra till tionde siffra och ibland får tolerera en felmarginal på 50%. För tillfället.

Trappist-1 har en massa som är bara 9% av Solens massa och en radie på 12%  av Solens. Här har man kunnat bestämma massa och radie med en felmarginal mindre än en kvarts procent mycket tack vare att den svala dvärgstjärnan har planeter omkring sig. Genom att observara planeternas omloppsbanor kan vi beräkna stjärnans massa och eftersom planeterna kring Trappist-1 ligger i ett sånt plan att de varje varv kommer in mellan stjärnan och våra teleskop kan vi beräkna både stjärnans och planeternas storlek.

HR-diagrammet, som finns i en uppsjö av varianter, uppstod när resultaten som Ejnar Hertzsprung,  Henry Norris Russel och Hans Oswald Rosenberg framlade sammanfördes grafiskt. I koordinatsystemet sattes yttemperaturen på x-axeln och luminositeten, ljusstyrkan, på y-axeln. Genom att placera in de stjärnor som får sin energi från fusion av väte fann man att de alla låg längs den diagonal vi idag kallar huvudserien. Diagrammet är i och för sig ett mänskligt påhitt, men det grundar sig på samband vi hittat. 

När vätet i en stjärna, genom fusionsprocesser, uppgått i tyngre grundämnen ”lämnar” stjärnan huvudserien. Energin från fusionen av tyngre ämnen är inte i samma klass som vätefusionen. Det är något som också kommer att drabba vår egen stjärna, Solen, i en, med mänskliga tidsskala mätt, fasansfullt avlägsen framtid¹. När vätet är brukat kommer Solen att svälla ut och svalna. Det gör att den då kommer att vara rödaktig och befinna sig i jättarnas skara. Därefter, när trycket inifrån avtar, kommer den att krympa ihop till en vit dvärg som sedan långsamt falnar vartefter det som återstår av vår stjärna blir allt svalare.

Men – stjärnans livstid då?

De yngsta stjärnorna finner vi bland de mest massiva, starkt lysande stjärnorna uppe till vänster i HR-diagrammet. Det är där som den mest brutala fusionsprocessen sker. Den stora massan ger en enorm gravitation som skapar det kolossala tryck i stjärnornas inre som driver på fusionen. Livet här är kort och våldsamt.

Bland de röda dvärgarna i andra änden av diagonalen finner vi stjärnor som lever lugnt och stilla. Massan är i många fall så pass liten att den precis räcker till för att skapa den gravitation, och därmed det tryck och den temperatur, som krävs för att fusionsprocessen inne i stjärnans kärna ska starta. Det betyder att processen är långsam och att den räcker länge. Många av de röda dvärgarna, bland annat Trappist-1, är betydligt äldre än vårt solsystem.

Hurudan stjärna skulle du börja leta kring ifall du sökte livsformer ute i galaxen?

 

¹ Om vi trycker ihop tidsskalan så att ett människoliv på 100 år (Vi tar i så det räcker till) trycks ihop till en sekund, skulle Solen befinna sig på diagonalen – i huvudserien – ännu mer än ett år.

 

 

---