Stjärnans utveckling
En stjärnas liv. Stjärnbildning är den process där kompakta molekylmoln kollapsar till ett plasma och senare blir en stjärna. Som en gren av astronomin behandlar stjärnbildning studier av interstellär materia som föregångare till stjärnbildningen och studier av yngre stjärnobjekt YSO samt planetbildning som dess omedelbara produkt. Stjärnbildningsteorin måste fungera såväl för enkelstjärnor som dubbelstjärnor.
Det finns enligt nuvarande teoretiska modeller främst två sätt för stjärnor att bli till. Delar av den gravitationella energin som förloras i processen strålas ut som infrarött ljus vilket ökar temperaturen i objektet.
Stjärna upptäckt från universums urtid
Ackretion av materia sker delvis i form av en cirkumstellär skiva. När densiteten och temperaturen är nog hög påbörjas fusion av deuterium. Det stora strålningstrycket från denna reaktion saktar ner den gravitationella kollapsen, men stoppar den inte. I det här skedet skapas bipolära flöden, förmodligen en effekt av rörelsemängden hos den nedfallande materian. Till sist påbörjas fusion av väte i protostjärnans mitt och stora delar av den kvarvarande omkringliggande materian blåses bort.
Protostjärnan följer Hayashispåret på Hertzsprung—Russell-diagramet. Stjärnor med mindre än 0,5 solmassor blir därefter en del av huvudserien. Större protostjärnor kommer efter Hayashi-spåret fortsätta längs Henyeyspåret med en långsammare kollaps nära hydrostatisk jämvikt. Stegen i den här processen är väldefinierade för stjärnor med omkring en solmassa eller mindre.
För stjärnor med större massa är tidsskalan för dessa händelser mycket kortare än för andra händelser i stjärnans utveckling och ganska svårdefinierade. Nyckelhändelser i processen som bildar stjärnor är inte synliga vid optiska våglängder. Strukturen hos molekylära moln, rymdstoft och protostjärnors utveckling kan istället observeras vid nära-infrarött ljus samt vid radiovåglängder.
Omvandlingen från protostjärna till stjärna måste observeras i infrarött ljus eftersom extinktionen är för stor för att det ska gå att observera vid synligt ljus. Detta medför stora svårigheter eftersom jordens atmosfär blockerar nästan all strålning mellan 20 och μm, med smala fönster vid och μm. Bildandet av stjärnor kan än så länge bara observeras direkt i vår egen galax, Vintergatan , men stjärnbildning har detekterats i andra galaxer genom dess unika elektromagnetiska spektrum.
Stjärnor med olika massor bildas genom något olika mekanismer. Teorin om hur stjärnor med låg massa bildas, vilken är väl understödd av observationer, säger att dessa stjärnor bildas genom gravitationell kollaps av roterande områden med hög densitet inom de molekylära molnen.
Stjärna upptäckt från universums urtid
Som beskrivet ovan leder kollaps av ett sådant roterande moln av gas och rymdstoft till att en ackretionsskiva bildas genom vilken materia förs ner på protostjärnan. För stjärnor med massa större än 8 solmassor är dock processen inte väl förstådd. Tunga stjärnor sänder ut enorma mängder strålning, vilken skjuter bort infallande material. Tidigare ansågs det att detta strålningstryck skulle kunna vara tillräckligt för att stoppa ackretionen på tyngre protostjärnor och sätta en gräns på hur tunga stjärnor kan bli på ett tiotal solmassor.
Det finns ett växande antal observationer och analyser som stödjer att åtminstone vissa tunga protostjärnor är omringade av ackretionsskivor. Vissa andra teorier gällande hur dessa stjärnor bildas har ännu inte kunnat verifieras observationellt. Av dessa är kanske den mest framstående teorin om konkurrerande ackretion, som föreslår att fröna till tunga protostjärnor sås av lättare protostjärnor i regionen som tävlar med andra protostjärnor om materian i det lokala molnet.
Ytterligare en teori om hur tunga stjärnor bildas föreslår att dessa kan bildas genom sammanslagning av två eller flera stjärnor med lägre massa. Man räknar med att de första stjärnorna bildades inom en miljard år efter big bang. De var inte många och avståndet mellan dem var långt. Forskarna har nu hittat några av de första stjärnorna med hjälp av spåren de lämnat efter sig, det är den strålning som kallas kosmisk bakgrundsstrålning.
Fynden av dessa spår har blivit möjliga med Spitzerteleskopet. Den infraröda spaningen har också gett de första beläggen för slutet på rymdens mörka era. De första stjärnorna efter den mörka eran bestod troligen endast av väte , helium och lite litium , som i stort sett var de enda ämnen som bildades vid Big Bang och är de lättaste och enklaste grundämnena, och det är det som till största del skiljer de första stjärnorna från yngre stjärnor.
Skälet till att det knappast finns några sådana urgamla stjärnor kvar kan ha att göra med hur de bildades, ur stora moln av bara väte och helium, vilket kan ha lett till att de allra flesta stjärnorna var mycket stora och massiva, vilket gjorde att deras livslängd blev kort. Inuti stjärnorna skapar fusionsprocesser tyngre och tyngre grundämnen. Stora stjärnor brinner ut fort, och sedan de blossat upp brann de i några få miljoner år tills vätet var slut.
När de sedan exploderade som supernovor spred de ut sina tyngre grundämnen i sina galaxer, så att följande generationer av stjärnor fick mer av sådana. Den äldsta stjärnan man känner till idag är HE Det är en röd jättestjärna som ligger i Vintergatan. Stjärnans ålder uppskattas till 13,2 miljarder år. Innehåll flytta till sidofältet dölj. Artikel Diskussion.