7.0 Retur av masse til den interstellare materien

 Vi har nå sett på hvordan stjerner oppstår ut av den interstellare materien, eldes og dør. Men før de dør har de returnert mye av sin masse til ISM'et. Hvilke prosesser som står for denne returen skal vi nå se på.

7.1 Masseretur på hovedserien: Solvind

Solvinden er en strøm av ladde partikler, hovedsaklig protoner, fra stjernen. Denne strømmen skyldes at gassene i stjernens ytterste lag, koronaen, er så varme at de har stor nok energi til å overvinne stjernens gravitasjonskrefter.

Hvor mye av en stjernes masse som går tapt gjennom solvinden varierer. For en stjerne som solen er massetapet svært lite, mens en varm blå stjerne som Rigel spyr ut gasser i ISM'en med en hastighet på 1 000 km/s og i slike mengder at det tilsvarer 1 MS i løpet av 100 000 år. Solens massetap er bare 10-14 MS/år. Det betyr at den i løpet av 10 000 000 år på hovedserien taper 0.0001 MS

7.2 Masseretur fra røde kjemper og superkjemper

En konsekvens av røde kjemper og superkjempers store radius er at gravitasjonskreftene i de ytterste lagene er forholdsvis lave. Dette betyr at store mengder gass relativt enkelt kan returneres til ISM'en. En rød kjempe returnerer typisk 10-7 MS/år, eller 1 MS i løpet av 10 000 000 år. Masseretur fra slike stjerner står for ca 1/5 av all retur.

7.3 Masseretur fra døende stjerner

Vi har allerede sett på hvordan døende stjerner returnerer masse til ISM'en. Hvite dverger mister de ytre lagene pga. termiske pulser, mens supernovaeksplosjoner slynger opptil all en stjernes gass tilbake til ISM'en. Døende stjerner er ansvarlige for hoveddelen av massereturen.

7.4 Hva returneres til den interstellare materien?

Er det som returneres det samme som bygde opp stjernen? Nei. Røde kjemper omdanner He til karbon og oksygen, mens de ekstreme forholdene i stjerner på stien mot supernova produserer et utall av tyngre grunnstoff. Det betyr at mengden av tyngre grunnstoffer øker hele tiden. Bevis for dette finner vi i spektralanalyser av stjernehoper.

Spektralanalyser av de eldste stjernehopene viser at stjernene der inneholder bare 3% av mengden av tyngre grunnstoffer i solen. Disse stjernene kalles populasjon II stjerner eller også metallfattige stjerner. Yngre, metallrike stjerner som Solen kalles populasjon I stjerner. Teoretisk skulle det også finnes populasjon III stjerner, stjerner uten noe som helst innslag av tyngre grunnstoffer, men ingen er ennå funnet.

7.5 Vi er alle etterlatenskaper etter en supernova

Menneskene, planeten vi lever på og solsystemet vi lever i er alle bygd opp av stoffer skapt i supernovaer. Astronomen Beatrice Tinsley formulerte det i 1981 slik: [8, s. 159]

  1. Big Bang produserer H og He ved universets begynnelse

  2. Universet kjølner, tettheten blir mindre og galakser begynner å dannes.

  3. Galaksene formes i spiraler eller ellipser. En del av gassen i vår galakse danner nye, svake, metallfattige stjerner. Resten av gassen kollapser til en flat plate som allerede er halvparten så metallrik som solen pga. den første bølgen av supernovaer.

  4. I de neste en milliard årene fortsetter galaksen å danne nye stjerner. Stjernedanningshastigheten synker etterhvert, da gass blir bundet opp i nøytronstjerner, hvite dverger og sorte hull. Metallinnholdet i den gjenværende gassen øker stadig pga. av nye supernovaer.

  5. Etter at Solen blir dannet, gir metallene i den interstellare materien opphavet til Jorden, biokjemi, evolusjon og dyreriket, deriblant mennesket.

(Gå til neste: 8.0 Avslutning) (Gå til indeks) (Gå til toppen av dette)