Wikipedia

Stjernedanning

Stjernedanning er ein prosess der kompakte molekylskyer kollapsar til ein plasma og seinare vert til ei stjerne. Som ei grein av astronomien omhandlar stjernedanning studiar av det interstellare materiet som ein forløpar til stjernedanninga og studium av Young stellar object (YSO) og dessutan planetdanning som det umiddelbare produktet. Stjernedanningsteorien må fungera såvel for enkeltstjerner som dobbeltstjerner.

Oriontåka er som ein bildebok over stjerner som vert danna. Området er eit av dei mest dramatiske og fotogene «stjernefabrikkar» i vår del av galaksen. Der kan mange stjerner i ulike stadium i deres utvikling observerast.

Teorien bak stjernedanning

endre

Ifølgje dei noverande teoretiske modellane finst det først og framt to måtar ei stjerne kan dannast på. Den første blir kalla «spontan stjernedanning» der tette deler av interstellare molekylskyer blir ustabile, byrjar å dela seg opp og kollapsar. Den andre måten er såkalla «utløyst stjernedanning» der sjokkbølgjer frå suparnovaeksplosjonar eller andre kraftige astronomiske prosessar utløyser stjernedanninga i ei tåke. Delar av den gravitasjonelle energien som forsvinn i prosessen blir stråla ut som infraraudt lys og aukar temperaturen i objektet. Akkresjon av materie skjer delvis i form av ei akkresjonsskive.

Når tettleiken og temperaturen er tilstrekkeleg høg startar fusjonen av deuterium. Det høge strålingstrykket frå denne reaksjonen bremsar gravitasjonskollapsen, men stoppar han ikkje. Materie frå skya held fram å «regna ned» på protostjerna. I dette tilfellet blir ein bi-polar straum danna, sannsynlegvis ein effekt av rørslemengda til den nedfallande materien. Til slutt byrjar fusjonen av hydrogen i sentrum av protostjerna, og store delar av det gjenverandemkringliggande materiet blir blåse bort.

Protostjernen følgjer Hayashi-spora i Hertzsprung–Russell-diagrammet.[1] Sammentrekkinga held fram fram til Hayashi-grensa der ho seinare held fram på ein Kelvin-Helmholtz-tidsskala med konstant temperatur. Stjerner med mindre enn 0,5 solmassar blir deretter ein del av hovudserien. Større protostjerner vil etter Hayashi-sporet fotsetta langs Henyey-sporet med ein langsamare kollaps nær hydrostatisk likevekt.[2]

Stega i denne prosessen er godt definerte for stjerner med ca. ein solmasse eller mindre. For stjerner med større massar er tidsskalaen for desse hendingane mykje kortare samanlikna med andre hendingar i utviklinga til stjerna og ganske vanskelege å definera.

Observasjonar

endre

Nøkkelhendingar i prosessen som dannar stjerner er ikkje synlege ved optiske bølgjelengder. Strukturen i molekylskyer, romstøv og utviklinga av protostjerner kan i staden observerast ved nær-infraraudt lys og ved radiobølgjer. Forvandlinga frå ei protostjerne til ei stjerne må observerast i infraraudt lys sidan ekstinksjonen er for stor til at det er mogleg å observera ved synleg lys. Dette medfører store vanskar sidan jordatmosfæren blokkerer anten all stråling mellom 20 og 850 μm, med små vindauge ved 200 og 450 μm.

Danninga av stjerner kan førebels berre observerast direkte i vår eigen galakse Mjølkevegen, men stjernedanning har blitt oppdaga i andre galaksar gjennom unike elektromagnetiske spekter.

Nemneverdige objekt innan stjernedanning

endre
  • VLA 1623 er det første dømet på ei protostjerne av klasse 0, ein type innsvøypt protostjerne som framleis ikkje har kome så langt med akkresjonen av masse. Objeet vart oppdaga i 1993 og er moglegvis yngre enn 10 000 år.[3]
  • L1014 er eit svært lyssvakt innsvøypt objekt som representerer ein ny klasse som ein først kunne observera på 2000-talet med dei kraftigaste teleskopa. Statusen til denne klassen er framleis ubestemt, men det blir spekulert i at dei er dei yngste av dei lette klasse-0-protostjerne som er blitt oppdaga. Alternative hypotesar er at dei rører seg rundt svært lette brune dvergar eller til og med interstellare planetar.[4]
  • IRS 8* er den yngste kjende hovudseriestjerna, oppdaga i august 2006. Ein reknar med at ho er ca. 3,5 millionar år gammal.[5]

Skilnader mellom stjerner med låg og høg masse

endre

Stjerner med ulike massar blir danna gjennom noko ulike mekanismar. Teorien om korleis stjerner med låg masse blir danna, som er godt underbygd av observasjonar, seier at desse stjernene blir danna gjennom gravitasjonskollaps av roterande område med høg tettleik innanfor molekylskyene. Som skildra over fører ein kollaps av ei slik roterande sky av gass og støv til at ei akkresjonsskive blir danna og materie blir ført via denne ned til protostjerna. For stjerner med materie høgare enn åtte solmassar er likevel ikkje prosessen like godt forstått.

Tunge stjerner sender ut enorme mengder stråling som støyter bort innfallande materialar. Tidlegare trudde ein at dette strålingstrykket ville vera tilstrekkeleg for å stoppa akkresjonen på tyngre protostjerner, og ein sette grensa for kor tunge stjerner kunne bli til eit titals solmassar.[6] Seinare har teoretisk forsking vist at ein jet frå ei protostjerne skapar eit tomt område der mykje av strålinga kan sleppa unna utan å hindra akkresjon gjennom skiva.[7][8] Gjeldande teori er difor at tyngre stjerner òg kan dannast gjennom ein prosess som er svært lik den som lettare stjerner går gjennom.

Det finst ei aukande mengd observasjonar og analysar som støttar at i det minste visse tunge protostjerner er omringa av akkresjonsskiver. Visse andre teoriar om korleis desse stjernene blir danna har endå ikkje blitt verifisert via observasjonar. Av desse er kanskje den meste framtredande teorien om konkurrerande akkresjon som foreslår at frøa til tunge protostjerner blir sådde av lettare protostjerner i regionen som konkurrerer med andre protostjerner om materiet i den lokale skya.[9][10]

Endå ein teori om korleis tunge stjerner blir danna foreslår at desse blir danna gjennom samanslåing av to eller fleire stjerner med mindre massar.[11]

Dei første stjernene

endre
 
Kunstnarisk framstillinga av HE 1523–0901, den eldste kjende stjerna.

Ein reknar med at dei første stjernene blei danna i løpet av ein milliard år etter Big Bang og at det var få stjerner med enorme avstandar mellom seg. Forskarar har til no funne nokre av dei første stjernene ved hjelp av spora dei etterlét seg, og det er denne strålinga som blir kalla kosmisk bakgrunnsstråling. Observasjona av desse spora blei moglege med NASAs Spitzer Space Telescope. Den infraraude leitinga har òg gjeve dei første belegga for slutten på den mørke æraen til rommet. Dei første stjernene etter den mørke æraen bestod truleg berre av hydrogen, helium og noko litium. Dette var stort sett var dei einaste grunnstoffa som blei danna under Big Bang og dei er dei lettaste og enklaste grunnstoffa. Det er òg det som i størst grad skil dei første stjernene frå yngre stjerner.

Grunnen til at det knapt finst nokon slike gamle stjerner lengre kan ha å gjera med korleis dei blei danna, frå store skyer med berre hydrogen og helium. Det kan ha ført til at dei aller fleste stjernene var svært store og massive med korte levetider. Inne i stjernene danna fusjonsprosessar tyngre og tyngre grunnstoff. Store stjerner forbrenn raskt opp drivstoffet, og frå dei blussa opp brann dei i nokre millionar år før hydrogenet tok slutt. Når dei så eksploderte som suparnovaer spreidde dei ut dei tyngre grunnstoffa i galaksen slik at etterfølgende generasjonar av stjerner fekk meir av det.[12][13]

Den eldste stjerna ein kjenner til i dag er HE 1523–0901, ei raud kjempestjerne som ligg i Mjølkevegen. Alderen til stjerna er blitt rekna til 13,2 milliardar år.

Kjelder

endre
  1. ↑ C. Hayashi (1961). «Stellar evolution in early phases of gravitational contraction». Publications of the Astronomical Society of Japan 13: 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): 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[daud lenkje]
  6. ↑ M. G. Wolfire, J. P. Cassinelli (1987). «Conditions for the formation of massive stars». Astrophysical Journal 319 (1): 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): 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): 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): 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): 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): 93–102. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x. 
  12. ↑ rymdforum.nu
  13. ↑ scientificamerican.com
Henta frå «https://nn.wikipedia.org/w/index.php?title=Stjernedanning&oldid=3566147»