Svarta hål

I solsystemet är solen mycket större än alla planeterna tillsammans. Den utgör 99,87% av solsystemets massa men trots det klassas solen som en ganska liten stjärna. Solen är belägen i utkanten av vår galax,Vintergatan som man tror är en s.k. spiralgalax. Galaxen delar vi med c:a 100 miljarder andra stjärnor.
Ungefär 10% av galaxens massa är gasmoln som kallas för nebulosor och som mest består av väte och helium.

Gasmolnen är viktiga för en stjärnas liv för det är nämligen ur dem som en ny stjärna föds. Ett gasmoln kan ha en massa som är en miljon gånger större än solens och när gasmolnets partiklar drar ihop sig ökar tätheten i molnet och temperaturen höjs
Delar av gasmolnet får en så hög massa och temperatur (> 10 miljoner Kelvin) att en förbränning av vätet till helium kan starta inne i den nya stjärnans centrum. Denna förbränning kallas för fusion och pågår under 90% av stjärnans liv. Fusionen kräver mycket hög temperatur och ger ett överskott på energi i form av strålning. Det blir alltså ett strålningstryck utåt från kärnans förbränningsreaktioner i stjärnans centrum. Strålningstrycket inifrån motarbetas av ett lika stort mottryck utifrån av stjärnans gravitation vilket gör att stjärnan blir stabil. Vår sol är i ett sådant jämviktsläge och är därför stabil och beräknas ha flera miljarder år kvar innan vätet tar slut i kärnan.

Till sist tar vätet slut och kärnan kollapsar av gravitationen. Detta medför en temperaturhöjning som startar en ny fusion i kärnan. Denna gång förbränns helium till kol som gör att det blir ett nytt tryck utåt som får höljet att expandera. Man får en s.k. röd jätte. En röd jättes radie kan vara 500 000 000 km vilket är väldigt stort jämfört med solens radie på 700 000 km eller avståndet mellan solen och jorden som är 150 000 000 km. När allt helium är slut kan, om kärnan får tillräckligt hög temperatur, fusionen fortsätta med kol till magnesium, magnesium till klor och klor till järn. Här är det slut. Inga tyngre grundämnen än järn kan bildas genom fusion.

När en stjärna har nått hit är dess liv snart slut. Det finns ingenting kvar i stjärnans centrum som kan motverka gravitationen. Stjärnans volym börjar då minska, och dess slutliga volym beror på stjärnans massa.

För huvudseriestjärnor finns tre kategorier av möjliga slut:

Små stjärnor

I den första kategorin ingår små stjärnor. Det finns en gräns för hur hög masstäthet en stjärna måste ha för att uteslutningsprincipen, skall uppväga gravitationen. Gränsen går vid 1,4 gånger solens massa och kallas för Chandrasekhargränsen, efter en indisk forskarstudent vid namn Subrahmanyan Chandrasekhar.
Gravitationen i de stjärnor som ligger under Chandrasekhargränsen är så svag att det räcker med uteslutningsprincipens repellerande kraft mellan elektronerna för att uppväga den. Det bildas då ett s.k. elektronfluidum, som håller stånd mot gravitationen med hjälp av den elektromagnetiska kraften. Stjärnan blir en vit dvärg med en massa som solens men av jordens storlek. Den vita dvärgen svalnar långsamt och slutar som en svart dvärg.

Medelstora stjärnor

Den andra kategorins stjärnor har en massa på mellan 1,4 och 3,2 gånger solens massa (i fortsättningen kallad M_o). Om stjärnans massa är större än 1,4 M_o klarar inte den elektromagnetiska kraften att stå emot gravitationen och elektronfluidumet krossas. Av den totala kollapsen följer en rikoschett som slungar ut dess materia i rymden. En sådan explosion kallas för supernova. Stjärnans kollaps fortsätter och elektronerna pressas in i atomkärnan där de tillsammans med var sin proton bildar en neutron. Stjärnan blir då en neutronstjärna, som består av neutroner i kontakt med varandra (ett neutronfluidum eller neutronium) under ett ca 100 meter tjockt skal av järn. Neutronstjärnan kan ses som en enda stor atomkärna eller som en klump av grundämne noll, neutronium. En tesked av detta ämne skulle väga hundratals miljarder kg på jorden.

Nu är det inte längre den elektromagnetiska kraften, som motverkar gravitationen, utan den mycket starkare kärnkraften. Stjärnan får en radie på ca 15 km och en densitet på ca 10¹⁸ kg/m³.
Om Jorden skulle pressas samman till den tätheten skulle resultatet bli ett klot med en diameter på 127 meter mot dess nuvarande 12740 kilometer.

Stora stjärnor

Inte heller i den tredje kategorin, som består av stjärnor med massor över 3,2 M_o, klarar kärnkraften att stå emot gravitationen. Det finns då ingen känd kraft (och en så stark kraft borde märkas om den existerade) som kan stoppa stjärnans kollaps. Även i denna kategori stjärnor kan en supernova bildas. Men slungas för mycket materia ut i rymden blir inte gravitationen tillräckligt hög för att bilda ett svart hål. Men förmodligen slutar stjärnan som ett svart hål.

(Idén till denna uppdelning: Asimov)

---

Eventuellt kan ytterligare en kategori utgöras av de stjärnor, som redan från början inte har tillräckligt med massa för att kärnreaktioner ska komma igång i deras inre, d.v.s. mindre än 0,1 M_o. Dessa stjärnor kallas bruna dvärgar och planeten jupiter i vårt solsystem är ett exempel på en sådan.

Det är alltså bara från de riktigt stora stjärnorna med massor över 3,2 M_o som svarta hål kan bildas.

---

Tillbaka