HVORDAN DANNES EN STJERNE?

Send

Vi skylder solen hele vores eksistens. Men hvordan blev de dannet?

Stjerner begynder som store skyer af koldt molekylært brint og helium tilbage fra Big Bang. Disse store skyer kan være hundreder af lysår på tværs og indeholde råmaterialet i tusinder eller endda millioner af gange massen af vores sol. Ud over brintet er disse skyer podet med tungere elementer fra stjernerne, der levede og døde for længe siden. De holdes i balance mellem deres indvendige tyngdekraft og molekylernes udadtryk. Til sidst overvinder noget spark denne balance og får skyen til at begynde at kollapse.

Dette spark kunne komme fra en nærliggende supernovaeksplosion, kollision med en anden gassky eller trykbølgen fra en galakas spiralarme, der passerer gennem regionen. Når skyen kollapser, bryder den i mindre og mindre klumper, indtil der er knob med nogenlunde massen af en stjerne. Når disse regioner opvarmes, forhindrer de, at yderligere materiale falder indad.

I midten af disse klumper begynder materialet at stige i varme og densitet. Når det udadgående pres balanserer imod tyngdekraften, der trækker det ind, dannes en protostar. Hvad der sker næste, afhænger af mængden af materiale.

Nogle genstande akkumulerer ikke nok masse til stjernetænding og bliver brune dværge - substellære genstande ikke i modsætning til en rigtig stor Jupiter, der langsomt køler ned over milliarder af år.

Hvis en stjerne har nok materiale, kan den generere nok tryk og temperatur i sin kerne til at begynde deuteriumfusion - en tungere isotop af brint. Dette bremser sammenbruddet og forbereder stjernen til at gå ind i den ægte hovedsekvensfase. Dette er den fase, som vores egen sol er i, og begynder, når brintfusion begynder.

Hvis en protostar indeholder massen af vores sol, eller mindre, gennemgår den en proton-proton-kædereaktion for at omdanne brint til helium. Men hvis stjernen har ca. 1,3 gange solens masse, gennemgår den en carbon-nitrogen-oxygen-cyklus for at omdanne brint til helium. Hvor længe denne nydannede stjerne vil vare, afhænger af dens masse og hvor hurtigt den bruger brint. Små røde dværgstjerner kan vare hundreder af milliarder af år, mens store supergiganter kan forbruge deres brint inden for et par millioner år og detonerer som supernovaer. Men hvordan eksploderer stjerner og frø deres elementer rundt om i universet? Det er en anden episode.

Vi har skrevet mange artikler om stjernedannelse på Space Magazine. Her er en artikel om stjernedannelse i Stor Magellanic Cloud, og her er en anden om stjernedannelse i NGC 3576.

Vil du have flere oplysninger om stjerner? Her er Hubblesites nyhedsmeddelelser om stjerner, og mere information fra NASAs forestil dig universet.

Vi har indspillet flere episoder med Astronomy Cast om stjerner. Her er to, som du måske kan hjælpe: Afsnit 12: Hvor kommer babystjerner fra, og afsnit 13: Hvor går stjerner, når de dør?