Starbirth

• Maj 20, 2024

Människor trodde en gång att stjärnor var eviga. Men vi vet nu att de har livscykler för födelse och död. Här är historien om hur en solliknande stjärna föds.

Börja med ett gigantiskt molekylärt moln
Även om vi kanske tänker på solen som en jätte boll av flammande gas, är dess centrum mycket tätare än stål. Ändå är stjärnor gjorda i nebulae så ovanligt att det i genomsnitt bara finns 100 partiklar i en kubikcentimeter - en kubikcentimeter av luften vi andas har ungefär 100 kvadrilljon gånger så många.

Det verkar otroligt att något så väsentligt som en stjärna är gjord av något litet som en nebula. Men de gigantiska molnen är spridda över avstånd av tiotals ljusår. Så även om de är tunna, kan deras totala massa vara så mycket som en miljon gånger solsystemets massa. Det finns gott om material tillgängligt, men vad formar det?

Gravity, skulptören
Tyngdekraft är den kraft som kollapsar en nebulosa till något tätt nog för att göra en stjärna. Ett gigantiskt molekylärt moln är ett bra ställe för stjärnbildning. Inte bara har det rikligt med material, det är också tillräckligt kallt att atomer har samlats för att bilda molekyler, och på vissa platser har materien börjat klumpa sig samman.

Tyngdkraften beror på massan, så ett område med högre densitet kan dra mer materia in i den, öka dess massa och därför dess gravitationsattraktion. Under några miljoner år är det så en nebula kan kollapsa. Men det är troligt att kollapsen kommer att ha lite hjälp. Det finns ett antal möjliga triggers för stjärnbildning, till exempel supernovaschockvågor som skjuter samman material för att bilda tätare regioner.

En nebula kollapsar inte på en gång. De tätare regionerna växer och molnet bryts upp. Det är därför stjärnor bildas i grupper. Varje fragment kollapsar individuellt och är en potentiell stjärna vars massa kommer att markera sin livshistoria. Pleiades-stjärnklyngen, som visas i huvudbilden, är ett exempel på en grupp stjärnor som bildades av samma jättemoln. Massan för varje enskild stjärna avgör hur ljus den kommer att vara, hur länge den kommer att leva och hur den kommer att dö. Vissa fragment har inte tillräckligt med massa för att bilda stjärnor, men kan bli det bruna dvärgar, misslyckade stjärnor. [Fotokredit: Greg Hogan, EarthSky]

Fragmenten
Fragmenten värms upp, roterar och fortsätter att kollapsa.

Materie utanför den centrala regionen har potentiell gravitationsenergi, som vatten som hålls tillbaka av en dam. När den faller in i mitten blir den potentiella energin kinetisk (rörelse) energi och värme frigörs.

Vinkelmoment är måttet på ett objekts rotation, med hänsyn till dess radie och dess hastighet. De gigantiska nebuloserna roterar mycket långsamt. Men vinkelmoment är det konserverad - det betyder att ett fragment av molnet, med en mindre radie, kommer att rotera snabbare. Ett jordiskt favoritexempel är en skridskoåkare som snurrar. Hon börjar med utsträckta armar. Om hon drar armarna i kroppen, är snurraden mindre, så hon snurrar snabbare utan extra ansträngning.

Därför när fragmentet kollapsar, snabbas dess rotation upp. Och i stället för den oregelbundna formen på det ursprungliga fragmentet, gör snurrningen det till en mer kulaform.

Protostaren
Fragmentet innehåller en tät central region som blir en protostar och sedan en stjärna. Det som är kvar är damm och gas. När det snurrar skjuts det lösa dammet och gasen in i en skiva runt protostarens ekvator. Inte bara kan en stjärna en dag bildas från protostaren, utan ett planetariskt system kan bildas från detta protoplanetär disk.

Protostaren växer genom att locka hårddiskmaterial. När massan ökar fortsätter den att dras samman. Gravitationssammanträde frigör mycket värme. Den heta gasen i kärnan skjuter utåt och verkar mot tyngdkraften. Även om den första kollapsen skedde relativt snabbt, saknar den när protostaren blir varmare. Det tar ungefär en miljon år att få temperaturen upp till en miljon grader Celsius, och det är inte tillräckligt varmt för att det ska bli en stjärna.

De flesta stjärnor vi observerar är huvudsekvens stjärnorna. Deras värme och ljus kommer från kärnfusionen av väte i deras kärnor. För att kärnfusion ska börja måste kärntemperaturen vara minst 10 miljoner ° C (18 miljoner ° F).

En stjärna är född
När vätgasfusionen börjar är protostaren en riktig babystjärna. Men det har en viss uppväxt att göra innan den går med i huvudsekvensen.

I en huvudsekvensstjärna finns det en balans mellan värmets yttre tryck från kärnfusion i kärnan och tyngdkraften inåt. Det här kallas hydrostatisk jämvikt. Det tar en stund för stjärnan att slutföra kontrakt och för att denna balans ska uppstå.

Stjärnans massa ökar inte när kärnfusion upprätthålls, eftersom en stark stjärnvind blåser bort skivmaterialet. I själva verket rensar den dammiga disken inom några miljoner år helt.

Längden på en stjärns huvudsekvenslivslängd beror på dess massa. Solliknande stjärnor lever cirka 10 miljarder år, så vår sol är halvvägs genom sitt liv.En röd dvärg med halva solens massa kan leva i 80 miljarder år eller mer, vilket är mycket längre än universumets nuvarande ålder. Men massiva stjärnor har kort livstid. En stjärna tio gånger solens massa varar bara 20 miljoner år. Stjärnor stannar kvar i huvudsekvensen tills deras vätebränsle är slut.