Vi skylder hele vår eksistens til solen. Men hvordan ble de dannet?
Stjerner begynner som enorme skyer med kaldt molekylært hydrogen og helium som er igjen fra Big Bang. Disse enorme skyene kan være hundrevis av lysår og kan inneholde råstoffet i tusenvis eller til og med millioner ganger solenes masse. I tillegg til hydrogenet, er disse skyene frøet med tyngre elementer fra stjernene som levde og døde for lenge siden. De holdes i balanse mellom sin indre tyngdekraft og molekylenes ytre trykk. Etter hvert overvinner noe spark denne balansen og får skyen til å begynne å kollapse.
Dette sparket kan komme fra en nærliggende supernovaeksplosjon, kollisjon med en annen gasssky eller trykkbølgen til en galakas spiralarmer som passerer gjennom regionen. Når denne skyen kollapser, bryter den i mindre og mindre klumper, til det er knuter med omtrent massen til en stjerne. Når disse regionene varmes opp, forhindrer de at ytterligere materiale faller innover.
I midten av disse klumpene begynner materialet å øke i varme og tetthet. Når det ytre trykket balanserer mot tyngdekraften som trekker den inn, dannes en protostar. Hva som skjer videre, avhenger av mengden materiale.
Noen gjenstander akkumulerer ikke nok masse for stjernetennelse og blir brune dverger - substellære gjenstander ikke ulikt en virkelig stor Jupiter, som sakte kjøles ned over milliarder av år.
Hvis en stjerne har nok materiale, kan den generere nok trykk og temperatur i kjernen til å begynne deuteriumfusjon - en tyngre isotop av hydrogen. Dette bremser sammenbruddet og forbereder stjernen til å gå inn i den virkelige hovedsekvensfasen. Dette er stadiet som vår egen sol er i, og begynner når hydrogensmelting begynner.
Hvis en protostar inneholder massen av vår sol, eller mindre, gjennomgår den en proton-proton kjedereaksjon for å konvertere hydrogen til helium. Men hvis stjernen har omtrent 1,3 ganger solens masse, gjennomgår den en karbon-nitrogen-oksygen-syklus for å konvertere hydrogen til helium. Hvor lenge denne nydannede stjernen vil vare, avhenger av massen og hvor raskt den bruker vann. Små røde dvergstjerner kan vare hundrevis av milliarder år, mens store supergiganter kan konsumere hydrogenet sitt i løpet av noen millioner år og detonerer som supernovaer. Men hvordan eksploderer stjerner og frø elementene deres rundt Universet? Det er en annen episode.
Vi har skrevet mange artikler om stjernedannelse på Space Magazine. Her er en artikkel om stjernedannelse i Stor Magellanic Cloud, og her er en annen om stjernedannelse i NGC 3576.
Vil du ha mer informasjon om stjerner? Her er Hubblesites nyhetsoppgaver om stjerner, og mer informasjon fra NASAs forestill deg universet.
Vi har spilt inn flere episoder med Astronomy Cast om stjerner. Her er to som du kan finne nyttige: Episode 12: Where Do Baby Stars Come From, and Episode 13: Where Do Stars Go When they Die?
Kilde: NASA
Podcast (lyd): Last ned (Varighet: 3:03 - 2.8 MB)
Abonner: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (video): Last ned (50,5 MB)
Abonner: Apple Podcasts | Android | RSS
