Stjernedannelse – Fysikleksikon - Niels Bohr Institutet - Københavns Universitet

Videresend til en ven Resize Print Bookmark and Share

Fysikleksikon > S > Stjernedannelse

06. oktober 2019

Stjernedannelse

Grundbeskrivelse

Hubble-teleskopets berømte Pillars of Creation-billede af stjernedannelsesområder i Ørnetågen fra 1995. (NASA, ESA, STScI, J. Hester and P. Scowen, Arizona State University)

Stjerner dannes i kolde skyer af gas og støv. Hvis der opstår en ustabilitet i skyen, kan den begynde at trække sig sammen og en lille kerne bliver dannet. Det omkringliggende stof i skyen vil falde ned på kernen, som derfor vokser sig større og større. I takt med, at kernen bliver større, bliver den også varmere og begynder at lyse. Denne lysende kerne kaldes en protostjerne.

En protostjerne er meget større end vores eget solsystem og kan lyse op til 100 gange mere end vores egen Sol. Når protostjernen når en temperatur i kernen på 15 mio grader, starter det, der hedder kerneprocesser. Protostjernen kaldes herefter en stjerne. Kerneprocesserne skaber energi og får stjernen til at lyse. Protostjerner, der har en masse mindre end 3/4 af Solens bliver aldrig varme nok til at få gang i kerneprocesser og bliver derfor aldrig til rigtige stjerner. Disse kaldes brune dværge.

Uddybende beskrivelse

Stjerner dannes i kolde skyer af interstellart gas og støv. I de store skyer kan der dannes mange stjerner, og man ser derfor ofte, at unge stjerner befinder sig i grupper og hobe.

En sky er i ligevægt, når den indadrettede tyngdekraft er præcist lige så stor som det udadrettede termiske tryk. For at en sky kan falde sammen og en stjerne kan blive dannet, må tyngdekraften overvinde det termiske tryk. Dette kan ske, når tætheden (densiteten) er høj (jo højere densitet jo mere tyngdekraft), og når temperaturen er lav (jo lavere temperatur jo mindre termisk tryk).

De mest kompakte områder i skyen vil falde sammen, og danne kernen af en kommende stjerne. Den kommende stjerne vokser i takt med, at det omgivende gas og støv falder ned på den, og den kaldes i denne fase en protostjerne. En protostjerne er mange gange større end vores solsystem. Når stoffet i skyen falder ind på stjernen, mister det potentiel energi. Denne energi bliver omsat til stråling, og protostjernen lyser derfor.

Protostjerner kan lyse meget kraftigt, op til 100 gange så meget som Solen, men vi kan alligevel ikke se dem med det blotte øje, fordi de befinder sig inde i en sky, der absorberer alt den optiske stråling, der bliver udsendt. På grund af absorptionen af energi bliver støvet opvarmet og begynder at lyse i den infrarøde del af spektret. Ved at observere i den infrarøde del af spektret, kan man derfor alligevel se protostjerner.

Det indfaldende stof danner en skive (disk) rundt om protostjernen. Gassen og støvet falder ned på skiven, som transporterer det ind til protostjernens overflade. Indimellem skabes to kraftfulde jets, som skyder materiale væk fra protostjernen.

På et tidspunkt vil strålingstrykket fra stjernen blive større end tyngdekraften, og stof vil holde op med at falde ned på stjernen. Stjernen trækker sig sammen, hvilket skaber energi, og den bliver derfor ved med at lyse. Den bliver samtidigt varmere, og når kernen bliver varm nok, omkring 15 mio. K, vil kerneprocesserne sætte i gang. I kerneprocesserne omdannes brint til helium, hvilket skaber energi og får stjernen til at lyse. Denne fase af en stjernes liv kaldes hovedserien. Det er denne fase, vores egen sol er i.

Afhængigt af, hvor tung stjernen er, tager stjernedannelse forskellig tid. En stjerne som Solen får sat gang i kerneprocesserne og når dermed hovedserien efter ca 10 mio. år. En stjerne, der vejer 15 gange så meget skal kun bruge 100.000 år. Protostjerner med en masse under 3/4 af Solens får aldrig startet kerneprocesserne og kaldes brune dværge.

Maria Strandet