Stjernedannelse

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Oriontåken er som en bildebok over stjerner som dannes. Området er et av de mest dramatiske og fotogene «stjernefabrikker» i vår del av galaksen. Der kan mange stjerner i ulike stadier i deres utvikling observeres.

Stjernedannelse er den prosessen der kompakte molekylskyer kollapser til en plasma og senere blir til en stjerne. Som en gren av astronomien omhandler stjernedannelse studier av det interstellare materiet som en forløper til stjernedannelsen og studier av Young stellar objects (YSO) samt planetdannelse som dets umiddelbare produkt. Stjernedannelsesteorien må fungere såvel for enkeltstjerner som dobbeltstjerne.

Teorien bak stjernedannelse[rediger | rediger kilde]

I følge de nåværende teoretiske modellene finnes det først og fremt to måter en stjerne kan dannes på. Den første kalles «spontan stjernedannelse» der tette deler av interstellare molekylskyer blir ustabile, begynner å deles opp og kollapser. Den andre måten er såkalt «utløst stjernedannelse» hvor sjokkbølger fra supernovaeksplosjoner eller andre kraftige astronomiske prosesser utløser stjernedannelsen i en tåke. Deler av den gravitasjonelle energien som forsvinner i prosessen stråles ut som infrarødt lys og øker temperaturen i objektet. Akkresjon av materie skjer delvis i form av en akkresjonsskive.

Når tettheten og temperaturen er tilstrekkelig høy startet fusjonen av deuterium. Det høye strålingstrykket fra denne reaksjonen bremser gravitasjonskollapsen, men stopper den ikke. Materie fra skyen fortsetter å «regne ned» på protostjernen. I dette tilfellet dannes den bi-polare strømmen, sannsynligvis en effekt av bevegelsesmengden til det nedfallende materiet. Til slutt begynner fusjonen av hydrogen i protostjernens sentrum, og store deler av det gjenværende omkringliggende materiet blåses bort.

Protostjernen følger Hayashi-sporet i Hertzsprung-Russell-diagramet.[1] Sammentrekningen fortsetter frem til Hayashi-grensen hvor den senere fortsetter på en Kelvin-Helmholtz-tidsskala med konstant temperatur. Stjerner med mindre enn 0,5 solmasser blir deretter en del av hovedserien. Større protostjerner vil etter Hayashi-sporet fotsette langs Henyey-sporet med en langsommere kollaps nær hydrostatisk likevekt.[2]

Stegene i denne prosessen er godt definert for stjerner med ca. en solmasse eller mindre. For stjerner med større masser er tidsskalaen for disse hendelsene mye kortere sammenlignet med andre hendelser i stjernens utvikling og ganske vanskelige å definere.

Observasjoner[rediger | rediger kilde]

Nøkkelhendelser i prosessen som danner stjerner er ikke synlige ved optiske bølgelengder. Strukturen i molekylskyer, romstøv og protostjerners utvikling kan i stedet observeres ved nær-infrarødt lys og ved radiobølger. Forvandlingen fra en protostjerne til en stjerne må observeres i infrarødt lys siden ekstinksjonen er for stor til at det er mulig å observere ved synlig lys. Dette medfører store vanskeligheter siden jordens atmosfære blokkerer enten all stråling mellom 20 og 850 μm, med små vinduer ved 200 og 450 μm.

Dannelsen av stjerner kan enn så lenge bare observeres direkte i vår egen galakse Melkeveien, men stjernedannlese har blitt oppdaget i andre galakser gjennom unike elektromagnetiske spektre.

Nevneverdige objekter innen stjernedannelse[rediger | rediger kilde]

  • VLA 1623 er det første eksempelet på en protostjerne av klasse 0, en type innsvøpt protostjerne som fremdeles ikke har kommet så langt med sin akkresjon av masse. Den ble oppdaget i 1993 og er muligvis yngre enn 10 000 år.[3]
  • L1014 er et svært lyssvakt innsvøpt objekt som representerer en ny klasse som man først kunne observere på 2000-tallet med de kraftigste teleskopene. Statusen til denne klassen er fremdeles ubestemt, men det spekuleres i at de er de yngste av de lette klasse-0-protostjerne som har blitt oppdaget. Alternative hypoteser er at de beveger seg rundt svært lette brune dverger eller til og med interstellare planeter.[4]
  • IRS 8* er den yngste kjente hovedseriestjernen, oppdaget i august 2006. Den antas å være ca. 3,5 millioner år gammel.[5]

Forskjeller mellom stjerner med lav og høy masse[rediger | rediger kilde]

Stjerner med ulike masser dannes gjennom noe ulike mekanismer. Teorien om hvordan stjerner med lav masse dannes, som er godt underbygd av observasjoner, sier at disse stjernene dannes gjennom gravitasjonskollaps av roterende områder med høy tetthet innenfor molekylskyene. Som beskrevet over fører en kollaps av en slik roterende sky av gass og støv til at en akkresjonsskive dannes og materie føres via denne ned til protostjernen. For stjerner med materie høyere enn åtte solmasser er imidlertid ikke prosessen like godt forstått.

Tunge stjerner sender ut enorme mengder stråling som støter bort innfallende materialer. Tidligere trodde man at dette strålingstrykket ville være tilstrekkelig for å stoppe akkresjonen på tyngre protostjerner, og man satte grensen for hvor tunge stjerner kunne bli til et titalls solmasser.[6] Senere har teoretisk forskning vist at en jet fra en protostjerne skaper et tomt område hvor mye av strålingen kan unnslippe uten å hindre akkresjon gjennom skiven.[7][8] Gjeldende teori er derfor at tyngre stjerner også kan dannes gjennom en prosess som er svært lik den som lettere stjerner gjennomgår.

Det finnes et økende antall observasjoner og analyser som støtter at i det minste visse tunge protostjerner er omringet av akkresjonsskiver. Visse andre teorier om hvordan disse stjernene dannes har enda ikke kunnet verifiseres via observasjoner. Av disse er kanskje den mest fremtredende teorien om konkurrerende akkresjon som foreslår at førene til tunge protostjerner sås av lettere protostjerner i regionen som konkurrerer med andre protostjerner om materiet i den lokale skyen.[9][10]

Ytterligere en teori om hvordan tunge stjerner dannes foreslår at disse dannes gjennom sammenslåing av to eller flere stjerner med mindre masser[11]

De første stjernene[rediger | rediger kilde]

En kunstners fremstilling av HE 1523–0901, den eldste kjente stjernen.

Man regner med at de første stjernene ble dannet i løpet av en milliard år etter Big Bang og at det var få stjerner med enorme avstander mellom dem. Forskere har til nå funnet noen av de første stjernene ved hjelp av sporene de etterlot seg, og det er den strålingen som kalles kosmisk bakgrunnsstråling. Funnet av disse sporene har blitt mulig med NASAs Spitzer Space Telescope. Den infrarøde letingen har også gitt de første beleggene for slutten på rommets mørke æra. De første stjernene etter den mørke æraen bestod trolig bare av hydrogen, helium og noe litium. Dette var stort sett var de eneste grunnstoffene som ble dannet under Big Bang og de er de letteste og enkleste grunnstoffene. Det er også det som i størst grad skiller fra første stjernene fra yngre stjerner.

Grunnen til at det knapt finnes noen slike gamle stjerner lengre kan ha å gjøre med hvordan de er dannet, fra store skyer med bare hydrogen og helium. Det kan ha ført til at de aller fleste stjernene var svært store og massive med korte levetider. Inne i stjernene dannet fusjonsprosesser tyngre og tyngre grunnstoffer. Store stjerner forbrenner raskt opp drivstoffet, og fra de blusset opp brant de i noen millioner år før hydrogenet tok slutt. Når de så eksploderte som supernovaer spredte de ut de tyngre grunnstoffene i galaksen slik at etterfølgende generasjoner av stjerner fikk mer av det.[12][13]

Den eldste stjernen man kjenner til i dag er HE 1523–0901, en rød kjempestjerne som ligger i Melkeveien. Stjernens alder anslås til 13,2 milliarder år.

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ C. Hayashi (1961). «Stellar evolution in early phases of gravitational contraction». Publications of the Astronomical Society of Japan, 13, s. 450–452. 
  2. ^ L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levée (1955). «The Early Phases of Stellar Evolution». Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 67 (396), s. 154. doi:10.1086/126791. 
  3. ^ http://www.newscientist.com/article/mg13718613.200-science-youngest-star.html
  4. ^ http://www.sciencenews.org/articles/20041113/fob5.asp
  5. ^ http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=dn9738&feedId=space_rss20
  6. ^ M. G. Wolfire, J. P. Cassinelli (1987). «Conditions for the formation of massive stars». Astrophysical Journal, 319 (1), s. 850–867. doi:10.1086/165503. 
  7. ^ C. F. McKee, J. C. Tan (2002). «Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds». Nature, 416 (6876), s. 59–61. doi:10.1038/416059a. 
  8. ^ R. Banerjee, R. E. Pudritz (2007). «Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows». Astrophysical Journal, 660 (1), s. 479–488. doi:10.1086/512010. 
  9. ^ I. A. Bonnell, M. R. Bate, C. J. Clarke, J. E. Pringle (1997). «Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 285 (1), s. 201–208. 
  10. ^ I. A. Bonnell, M. R. Bate (2006). «Star formation through gravitational collapse and competitive accretion». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 370 (1), s. 488–494. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x. 
  11. ^ I. A. Bonnell, M. R. Bate, H. Zinnecker (1998). «On the formation of massive stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 298 (1), s. 93–102. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x. 
  12. ^ rymdforum.nu
  13. ^ scientificamerican.com

Litteratur[rediger | rediger kilde]

  • Steven W. Stahler, Francesco Palla; The Formation of Stars, Wiley (2004). ISBN 3-527-40559-3