• Articles
• admin

Antag att du ville bygga en stjärna. Kanske är du en del av en avancerad Kardashev typ 3-civilisation, och du måste göra en stjärna för ditt tredje klassvetenskapsprojekt. Hur skulle du gå om att skapa en stjärna?

på en grundläggande nivå är det ganska enkelt att bygga en stjärna. Samla bara en stjärnas värde av gas och damm, låt den kollapsa tillsammans under sin egen vikt, och ges tillräckligt med tid kommer en stjärna att bildas. Så här bildar stjärnor naturligt. Men eftersom vi kan graderas på detta projekt, skulle det vara trevligt att få en uppfattning om hur mycket massa vi kan behöva, och vad storleken och temperaturen på den resulterande stjärnan kan vara.

svaret beror ganska mycket på vilket material du använder och hur materialet beter sig under olika temperaturer och tryck (vad som ibland kallas dess tillståndsekvation). Eftersom det vanligaste materialet i universum är väte, kan vi hålla det enkelt och anta att vi ska bygga vår stjärna av rent väte. Eftersom väte har en mycket enkel tillståndsekvation är det lätt att beräkna vad som kommer att hända när vi bygger vår stjärna.

när vi börjar samla väte tillsammans kommer två saker att börja hända. Den första är att gravitationsattraktionen mellan väteatomerna kommer att börja kollapsa gasen under sin egen vikt. Den andra är att vätetrycket kommer att trycka tillbaka mot vikten. Med tanke på tiden kommer gasen att nå hydrostatisk jämvikt, där gasens tryck är lika med dess vikt, vid vilken tidpunkt du har en stabil väteboll. Detta i sig är inte tillräckligt för att göra en stjärna. Om du samlade en Saturnus massa värde av väte, vad du skulle ha är en Saturn-sized planet, inte en stjärna. Den uppenbara lösningen är att helt enkelt lägga till mer väte, vilket skulle göra din planet större och större. Så småningom skulle din gasboll växa till en planet i Jupiter-storlek, och du fortsätter bara att lägga till mer väte.

men det visar sig att något intressant händer när du fortsätter att lägga till mer väte till din planet. Ju mer väte du har, desto mer massa har du, och det betyder mer vikt. Gasen pressas starkare och som ett resultat komprimeras den. Så om du fördubblar massan på din Saturn-storlek planet, får du inte en planet dubbelt så stor som Saturnus. Du får en planet som är lite större än Saturnus, men med högre densitet. Jupiter är till exempel mer än tre gånger massan av Saturnus, men endast cirka 15% större i storlek. Jupiter har dock en genomsnittlig densitet ungefär dubbelt så stor som Saturnus.

när du fortsätter att lägga till mer massa kommer din planet att bli större upp till cirka 3 Jupiter-massor. Vid den tiden är vikten på din väteboll så stor att tillsatsen av mer faktiskt gör planeten mindre. Som ett resultat skulle en planet 10 gånger Jupiters massa vara ungefär lika stor som Jupiter själv. Detta utgör en verklig utmaning för astronomer som studerar exoplaneter. Bara för att en planet är Jupiter storlek betyder inte att den har en Jupiter massa. Detsamma gäller för mindre planeter. En” superjord ” planet som är lite större än jorden kan vara en stenig planet eller en liten Neptunliknande planet beroende på vad den är gjord av.

när din väteboll når cirka 15 Jupiter-massor går den in i regimen av bruna dvärgar. Att lägga till mer massa fortsätter att göra det mindre, men vid denna tidpunkt börjar temperaturen på sitt inre spela en viktig roll. Vår enkla modell av hydrostatisk jämvikt räcker inte. Vätet i mitten pressas så starkt att det värms upp avsevärt. Så medan en brun dvärg är ungefär lika stor som Jupiter, kan den vara mer än 10 gånger varmare. Att lägga till mer massa fortsätter att krympa den bruna dvärgen något, men det kommer en punkt där interiören blir så varm att den höjer trycket på väte snabbare än den extra vikten kan pressa. Precis som det finns en maximal storlek för en planet, finns det en minsta storlek för en brun dvärg. Den minsta storleken är cirka 80% av Jupiter, vid vilken tidpunkt en brun dvärg har en temperatur på cirka 2000 K. En sådan brun dvärg skulle se ut som en liten, svag stjärna.

men en sann stjärna är en där kärnfusion sker i sin kärna. En stjärnas ljus och värme beror inte på gravitationskontraktion, utan snarare skapandet av energi genom att smälta väte till helium. Detta börjar inträffa när din vätekula når cirka 90 Jupiter-massor, vilket tillfälligt är ungefär samma massa som en minsta brun dvärg. Nu när du har gjort en stjärna, lägger du till mer väte gör det bara större och varmare. Eftersom stjärnor smälter väte i kärnan förändras deras storlek och densitet över tiden. Men om vi bara betraktar stabila huvudsekvensstjärnor, så finns det en enkel relation mellan massa och storlek. Så du kan bara bestämma hur mycket väte du ska använda och beräkna storleken på din stjärna.

naturligtvis är detta bara en enkel hypotetiska stjärnor. Verkliga stjärnor är inte gjorda enbart av väte, och beroende på deras ursprung och ålder kan de uppträda väldigt annorlunda än vår enkla stjärna. Detaljerna kommer att lämnas som en läxövning för läsaren.