Alheimurinn
Myndun stjarna

Myndun stjarna

  • myndun stjarna, Herbig-Haro
    Stjarna í myndun. Mynd: NASA og ESA

Allar stjörnurnar á næturhimninum eru sólir eins og sólin okkar, sumar smærri flestar stærri og miklu fjarlægari. Á himninum virðist sem stjörnurnar séu eilífar og óbreytilegar þótt því fari víðs fjarri. Stjörnur fæðast í gasskýjum í geimnum og þróast í milljarða ára áður en þær líða loks undir lok.

Stjörnur verða til í stórum köldum og myrkum gasskýjum, t.d Bokhnoðrum, sem finna má á víð og dreif um vetrarbrautirnar. Við einhverja utanaðkomandi röskun byrjar skýið að dragast saman vegna þyngdaráhrifa og brátt myndast frumstjarna (e. protostar) þar sem skýið er þéttast. Í frumstjörnunni eykst hiti og þrýstingur uns vetnisbruni hefst og stjarnan fæðist. Stjörnurnar skína vegna þess að þær eru heitar og allir hlutir sem eru heitari en umhverfi sitt geisla frá sér orku. Í iðrum stjarna verður kjarnasamruni sem myndar hita og ljós en takmarkað magn eldsneytis er til að knýja kjarnahvörfin áfram. Þess vegna geta stjörnurnar ekki varað að eilífu. Við skulum skyggnast betur í stjörnumyndunarferlið.

1. Myndun stjarna

Allt myndarferli stjörnunnar einkennist af togstreytu milli þyngdarkraftsins annars vegar (sem dregur efnið saman) og þrýstikraftsins hins vegar (sem vill tvístra efninu í sundur). Því er líklegast að stjarna verði til í gasskýi sem er þétt og kalt (lágur hiti → lítill þrýstingur → meiri þéttleiki). Eigi gasið að byrja að þjappast saman í frumstjörnu er einhver utanaðkomandi röskun nauðsynleg. Þessi röskun getur til dæmis verið af völdum höggbylgna frá sprengistjörnum eða árekstur við annað gasský. Þétteiki gasskýsins ræður því síðan hvort samdráttur á sér stað. Sé þéttleikinn yfir svonefndum Jeans-mörkum (ákveðin þéttleikamörk) hefst samdráttur sem leiðir óhjákvæmilega til stjörnumyndunar. Ef massinn er undir þessum mörkum tvístrast skýið og engin stjarna myndast.

Gerum ráð fyrir því að við séum að fylgjast með kúlulaga gasskýi þar sem samdráttur hefur þegar hafist. Við röskunina hefur gasskýið byrjað að snúast og vegna lögmálsins um varðveislu hverfiþungans snýst það hraðar er skýið dregst saman, líkt og skautadansmær sem dregur að sér hendurnar til að snúast hraðar. Þegar fram líða stundir flest kúlulaga skýið út í skífu líkt og pönnukaka um snúningsásinn. Gasið í miðjunni hitnar við árekstra gaseindanna og frumstjarna myndast. Í fyrstu er frumstjarnan stór gaskúla, nokkrum sinnum stærri en sólkerfið okkar. Þegar gasið þéttist umbreytist þyngdarstöðuorka í varmaorku og hitinn eykst. Eftir nokkur þúsund ára samþjöppun hefur hitastig gassins náð milli tvö til þrjú þúsund gráðum. Þegar hitinn hækkar verður skýið að geisla frá sér orku. Útgeislunin verður að viðhalda þrýstikraftinum, sem stefnir út, til að vega á móti þyngdarkraftinum, sem stefnir inn, svo jafnvægi haldist. Gasþokan getur ekki fullnægt útgeislunarþörf sinni nema með því að þjappast meira saman og losa meiri þyngdarstöðuorku í varmaorku. Þá erum við komin í hálfgerðan vítahring:

Gas þéttist  þyngdarstöðuorka losnar → hitinn hækkar → verður að geisla frá sér meiri orku → gasið þéttist enn meir → hitinn hækkar enn meira o.s.frv.

Að því kemur að hitinn í miðju frumstjörnunnar nær átta milljón gráðum. Sá hiti er nægilegur til að kjarnasamruni (vetnisbruni) hefjist.

Orðið vetnisbruni, sem oft er notað, er vafsamt orðalag því enginn eiginlegur ,,bruni” á sér stað. Kjarnahvörf stjarna verða þegar vetni er breytt í helíum með kjarnasamruni. Við þetta ferli losnar gífurleg orka. Vetnið er þannig eldsneyti stjarna. Helíumkjarninn sem myndast við samrunann er ögn léttari en vetniskjarnarnir sem mynduðu hann. Massamunurinn skilar sér í orku samkvæmt hinni frægu jöfnu Einsteins E = mc2. Þessi orka gerir stjörnunum kleyft að skína og viðhalda þrýstingnum til að hún falli ekki saman undan þyngdarkraftinum.

2. Líftími háður massa

Þegar kjarnasamruni hefst er stjarnan okkar nýfædd. Sú gífurlega orkulosun sem fylgir kjarnasamruna fullnægir útgeislunarþörf stjörnunnar og við það færist stjarnan yfir á stöðugleikaskeið sitt. Hve lengi þetta stöðugleikaskeið varir er alfarið háð massa stjörnunnar. Því massameiri sem stjarnan er, þeim mun meiri þyngdarstöðuorku þarf að losa og því meira eldsneyti (vetni) þarf til að viðhalda þrýstingnum. Reglan er því sú að

því massameiri sem stjarnan er, þeim mun skemmri er líftími hennar.

Massamestu stjörnurnar lifa einungis í tæp tíu milljón ár en þær minnstu mun lengur eða í um það bil 100 milljarða ára. Sólin okkar hefur verið á stöðugleikaskeiði sínu í um fimm milljarða ára og er talið að þetta skeið vari í fimm milljarða ára til viðbótar. Sá dagur rennur upp að vetnið í stjörnunum klárast en samþjöppunin heldur áfram og stjarnan fer á svonefnt risaskeið. Stjarnan deyr svo að lokum í miklum hamförum.

Þetta er myndun sólstjarna í sinni einföldustu mynd. Ef við ætlum að skoða þetta ferli í smáatriðum þarf að taka tillit til massa gassins sem stjarnan myndast úr.

3. Þróun frumstjörnu

Frumstjörnur eru ævinlega ósýnilegar þar sem þær eru djúpt í þykkum gasskýjum. Með innrauðum stjörnusjónaukum, til dæmis Spitzer-geimsjónaukanum, er hægt að gægast í gegnum skýjaþykknið og svipta hulunni af stjörnum í fæðingu. Frumstjörnurnar skína aðeins vegna þess að gasið hitnar af völdum samdráttar en ekki vegna kjarnasamruna í miðjunni eins og fullorðin stjarna. Til að skyggnast inn í ástandið í frumstjörnu nota menn tölvulíkön. Niðurstöður þessara líkanagerða má síðan nota til að draga upp þróunarferil þeirra á svokölluðu Hertzsprung-Russell línuriti. Breytingar sem verða á stjörnunni með tímanum má sjá á H-R línuritinu hér til hliðar. Athugaðu að þegar við tölum um feril stjörnu á H-R línuriti er átt við hvernig hiti og ljósafl (birtan) breytist með tíma.

Stjörnur sem eru um 1 sólmassi (1 Msól): Á HR-línuritinu sést að stjörnur á borð við sólin halda nokkurn veginn sama yfirborðshita í þróun sinni á meðan hitinn í kjarnanum eykst. Þetta kemur til vegna þess að orkan berst upp til yfirborðsins með hægfara iðustreymi. Þegar samþjöppunin heldur áfram minnkar radíus frumstjörnunnar og dregur úr ljósaflinu í samræmi við það jafnframt sem hitinn í miðjunni hækkar enn meir. Þá fer orkan að geta borist með geislun sem veldur meiri yfirborðshita og meira ljósafli, þ.e.a.s. HR-ferillinn tekur sveig upp og til vinstri. Hitinn í miðjunni nær átta milljón gráðum og kjarnasamruni hefst, þ.e. stjarnan sest niður á svonefnda meginröð. Myndunarferli eins sólmassa stjarna getur tekið um 20 milljón ár.

4 Msól og yfir: Massameiri frumstjörnur þróast á ólíkan hátt. Þær þjappast saman og hitna mun fyrr svo kjarnasamruni hefst að sama skapi fyrr. Ljósafl stjörnunnar nær því fljótt jafnvægi á meðan hitinn heldur áfram að aukast er stjarnan þjappast saman. Þróunarferill þessara frumstjarna á HR-línuriti er því nánast láréttur til vinstri. Hafa ber í hug að þótt frumstjörnur geti verið á því svæði HR-línuritsins þar sem rauðar risastjörnur halda sig er ekkert skylt með þeim tveimur. Massamiklar frumstjörnur færa sig hratt yfir línuritið og tíminn sem tekur til að mynda 15 sólmassa frumstjörnu að verða að stjörnu er aðeins 20.000 ár. Það má því segja að því massameiri sem stjarna er þeim mun hraðari er atburðarrás hennar.

4. Stjörnur í myndun geta bæði misst og tekið til sín massa

Flóknari þætti geta spilað inn í þróun frumstjarna. Taka verður með fyrirvara þeirri einföldu nálgun sem við gerðum hér að ofan: kúlulaga gasský dregst saman og verður að stjörnu. Stórum hluta kalda og myrka skýsins er kastað út í geiminn á meðan samdrætti stendur. Frægustu dæmin um útkast eru svonefndar T Tarfsstjörnur, nefndar eftir fyrstu frumstjörnu þessarar tegundar sem fannst í nautsmerkinu. Þær eru frumstjörnur með gleypi- og ljómlínur í litrófi sínu og getur ljósafl þeirra breyst með óreglulegum hættu yfir nokkra daga. Einnig hafa fundist ungar stjörnur að T Tarfstjörnum meðtöldum sem varpa frá sér efni í tveimur strókum sem stefna hvor í sína áttina samfara segulás stjörnunnar.

Þetta gerist vegna segulsviðs myndunarþokunnar og er kallað tvípólsflæði. Efnið kastast út á nokkur hundruð kílómetra hraða á klukkustund og rekst á efnið milli stjarnanna. Við árekstrana myndast hnútar af heitu jónuðu gasi sem lýsir með útgeislunarrófi. Þessir lýsandi hnútar eru kallaðir Herbig-Haro fyrirbæri (einkennd HH 1, HH 55 o.s.frv.). HH-fyrirbæri geta breyst í lögun og stærð frá ári til árs. Athuganir benda til þess að flestar frumstjörnur kasti frá sér efnisstrókum á einhverjum tímapunkti í þróun sinni. Þetta útkast varir stutt á stjarnfræðilegum mælikvarða (10.000 til 100.000 ár) en það er svo öflugt að venjulega kastar frumstjarnan frá sér meiri massa en því sem situr eftir í stjörnunni sem myndast.

Frumstjörnur taka hægt til sín massa á sama tíma og þær kasta honum frá sér. Þegar kúlulaga gasskýið hraðar snúningi sínum flest skýið út í skífu með frumstjörnuna í miðjunni. Agnir í skífunni missa orku við árekstra og færast inn að frumstjörnunni í spríal og bæta þannig við massa hennar. Skífan er kölluð aðsópskringla frumstjörnunnar. Athuganir hafa sýnt skífur umhverfis ungar nýmyndaðar stjörnu Sverðþokunni í Óríon, einni virkustu stjörnumyndunarþoku sem þekkist. Skífurnar eru síðan efniviður í reikistjörnur og annað sem myndar sólkerfi. Athuganir hafa sýnt að flestar ungar massalitlar stjörnur hafa skífu umhverfis sig en þeim virðist fara fækkandi með massameiri stjörnum. Meðal annars þess vegna er talið líklegt að lífvænlegar reikistjörnur sé helst að finna við litlar stjörnur.

Heimildir

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Kári Helgason (2010). Myndun stjarna. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/myndun-stjarna (sótt: DAGSETNING).



Leita á vefnum


 

Vinir okkar

  • Hugsmiðjan
  • Sjónaukar.is
  • Portal To The Universe
  • Stjörnuskoðunarfélag Seltjarnarness
  • Vísindavefurinn
  • Hubble spacetelescope
  • European Southern Observatory - ESO



Póstlisti


Fleygar setningar

- Mark Twain

Það er göfugt að kenna sjálfum sér, en enn göfugra að kenna öðrum - og minni fyrirhöfn.

 




Þetta vefsvæði byggir á Eplica