Fig. 5 Protostjernens evolusjonære sti
I utgangspunktet er en protostjerne en mørk boble av gass, med masse fra 5 - 25 MS, flere ganger større enn vårt solsystem, som flyter rundt i en molekylær sky sammen med flere lignende bobler. I motsetning til resten av den molekylære skyen som er i turbulent, supersonisk bevegelse er boblene forholdsvis rolige. Dette skyldes at temperaturen er svært lav, bare ca. 10 K. Trykket i en slik boble er i utgangspunktet ikke sterkt nok til å hindre en gravitasjonskollaps, men en kollaps hindres av sterke interne magnetiske felt.
Ifølge en teori utviklet av Dr. Frank Shu[7, s. 20] vil det magnetiske feltet etterhvert svekkes i/lekke ut av den sentrale delen av boblen. Dette fører til at boblen begynner å trekke seg sammen fra kjernen og utover. Når magnetfeltet er svekket i stor nok grad vil kjernen kollapse og vi får en stor økning i kjernens tetthet.
Kollapsen medfører at gravitasjonsenergi konverteres til varme og gassen begynner å gløde. Etter relativt kort tid blir temperaturen inne i kjernen så høy at hydrogenbrenning oppstår. Den kan nå motstå gravitasjonskreftene og kollapsen inne i kjernen stopper opp. Vi har fått dannet utganspunktet for en protostjerne. Materie fra lenger ute i boblen forsetter å tiltrekkes av den tette kjernen - i kollisjonen frigjøres energi og stjernen lyser sterkt. (Etter 1000 års sammentrekning vil en protostjerne med masse 1 MS lyse 100 ganger sterkere enn solen).
Ved hjelp av datamaskiner kan en utføre beregninger som sier noe om hva som skjer med en protostjerne når den trekker seg sammen. Plotter vi dette inn i et Hertzsprung-Russel diagram får vi protostjernens evolusjonære sti. [5, fig. 20-7]
Da protostjernene begynner å stråle ut synlig lys mens de ennå er relativt kalde, starter de nær den høyre siden i H-R diagrammet. Temperaturen øker imidlertid raskt på grunn av den fortsatte sammentrekningen og de beveger seg mot venstre i diagrammet. Til slutt ender alle stjernene opp på hovedserien hvor de vil oppholde seg størstedelen av sitt liv.
Det er imidlertid flere uløste problemer i forbindelse med denne teorien for stjernedannelse.
Det første er at, ifølge denne teorien, skulle protostjernen forsette å vokse i størrelse og lysstyrke inntil den hadde absorbert all materien fra omgivelsene. I så fall ville vi få stjerner like massive som boblene selv. Observasjoner viser at imidlertid bare 20% av materien i en boble utnyttes. På en eller annen måte må den overskytende materien fjernes.
En mulig løsning på dette problemet er observasjonene som er gjort av bi-polare strømmer av gass ut fra stjerner som beveger seg mot hovedserien, såkalte T Tauri stjerner. En teori er at disse skyldes stor overflateaktivitet like før hydrogenforbrenningen starter i protostjernens kjerne. Disse strømmene kan føre med seg enorme mengder materie, typisk mer enn protostjernens egen masse og i enkelte tilfeller en merkbar andel av boblens totale masse.
Disse bi-polare strømmene står vinkelrett på ett fenomen som kan være med på å forklare et annet problem i forbindelse med dannelsesprosessen.
Dersom boblen roterte, om enn bare litt, ville materien som trekkes inn mot protostjernen rotere raskere og raskere jo nærmere den kom. Rotasjonen ville etterhvert bli så stor at gravitasjonskraften fra protostjernen ikke ville være stor nok til holde materien på overflaten idet den treffer.
Observasjoner tyder på at materien samler seg i en hurtig roterende flat accretion-disk rundt stjernen. I denne prosessen mister den en del av momentet, men teoretiske beregninger viser at det ikke minskes nok til at materien vil feste seg på overflaten.
Hvordan den ytterligere minkingen av bevegelsesmengdemomentet finner sted er idag uavklart.
3.2 Stjernedannelse ved kompresjon av molekylære skyer
Når den interstellare materien blir presset sammen fører det til
økning i tetthet og temperatur. Denne kompresjonen kan ha flere ulike årsaker.
3.2.1. Tetthetsbølge-drevet kompresjon:
Melkeveien er en spiralgalakse. I alle spiralgalakser roterer
den indre delen mye raskere enn armene. Jo lenger ut på armen vi
kommer, jo mer tid trenger en stjerne for å fullføre en
rotasjon. [3, s. 219] En stjerne 3000 parsecs fra
galaksens sentrum trenger 50 millioner år for å fullføre en
rotasjon. Solen, som liger 9 000 parsecs fra sentrum, trenger
240 millioner år. I en avstand på 15 000 parsecs trenger
stjernen 400 millioner år. Galaksens alder er estimert til ca.
1010 år. Det betyr at solen har fullført ca. 50 rotasjoner. Da
skulle en forvente at armene ville ligge mye tettere sammen enn
de faktisk gjør.
Teoretiske beregninger[1, s. 546] har sett på hvordan stjerner og gasskyer ville bevege seg dersom de hadde sirkulære baner rundt galaksens senter og ble påvirket både av gravitasjonsfeltene produsert av galaksen og av materialet som dannes i spiralarmene selv. Beregningene viser at okjekter ville bevege seg litt langsomere i spiralarmene og tilbringe lenger tid der enn ellers i banen. Dermed dannes det en bølge med høyere tetthet i spiralarmene. Denne tetthetsbølgen roterer saktere enn galaksens materie, noe som betyr at stjernene, gassene og støvet beveger seg sakte gjennom spiralarmene. Det er altså mønsteret, ikke bestanddelene som er konstant.
Dette kan illustreres ved å tenke på en kø skapt av arbeidere som maler en stripe nedover en motorvei. Normalt kjører bilene langs motorveien i 90 km/t, men når de kommer til arbeiderne må de senke hastigheten og det dannes en kø bak arbeiderne. Hver bil tilbringer bare en liten tid i køen, før den passerer arbeiderne og forsetter i 90 km/t. Køen derimot, varer hele dagen og flytter seg bare med arbeidernes hastighet, f.eks. 40 km/t.
Konsekvenser for dannelse av stjerner:
Når stjerner og interstellar materie tar igjen tetthetsbøløgen vil stjernene kunne passere tilnærmet uhindret, mens den interstellare materien komprimeres. Denne kompresjonen setter i gang dannelse av stjerner i regionene med størst tetthet. Utviklingen fra sky til protostjerne til hovedserien er som for stjerner dannet i mørke tåker.
Progresjon gjennom den molekylære skyen:
Av Fig. 5 ser vi at stjerner med høy masse når hovedserien tidligere enn stjerner med lav masse. Disse stjernene, massive O og B stjerner, er også de varmeste, med temperaturer opp mot 35 000 K, og utstråler dermed store mengder ultrafiolett stråling. Denne ioniserer den omkringliggende gassen og danner en H II-region. Samlingen av massive O og B stjerner i sentrum av en H II-region kalles en OB assossiasjon.
De massive O og B stjernene i hjertet av H II-regionen står også ansvarlige for dannelsen av stjerner i resten av den molekylære skyen. Solvinden fra stjernene skaper et hulrom i skyen og H II-regionen ekspanderer inn i dette. Da solvinden er raskere enn lydhastigheten i gassen skapes det en sjokkbølge der den ekspanderende H II-regionen kommer i kontakt med resten av den molekylære skyen. Denne sjokbbølgen komprimerer gassen den passerer gjennom og stimulerer dermed til ny stjernedannelse. Nye O og B stjerner dannes og H II-regionen ekspanderer videre innover i skyen. Stadig nye OB assossiasjoner "spiser" seg innover i skyen og etterlater seg stjernehoper som med tiden sprer seg.
Dette bildet, tatt med Hubble teleskopet, illustrer danningen av stjerner i kontaktsonen mellom en ekspanderende H II-region og en molekylær sky. De store søylene som strekker seg ut av den molekylære skyen og inn i H II-regionen er områder med stor tetthet, som har holdt stand mot den ioniserte strålingen fra unge, varme O og B stjerner i sentrum av H II-regionen.
Like til høyre for den den lille fingeren som stikker opp fra søylen under den lyssterke stjernen ca. midt på bildet ser vi en nyfødt stjerne som er i ferd med å komme til syne idet gasskyen rundt den blåses bort av den kombinerte strålingen fra OB-assosiasjonen(utenfor bildets øre kant) og den nye stjernen selv.
3.2.2 Supernova-drevet kompresjon:
En supernova er en eksplosjon forårsaket av en massiv stjernes plutselige kollaps. Stjernens ytre lag slynges ut i rommet med supersonisk hastighet.
Supersonisk bevegelse følges alltid av en sjokkbølge som komprimerer mediet den passerer gjennom. Når en slik sjokkbølge treffer en interstellar sky vil den presse skyen sammen og stimulere til dannelse av stjerner.
3.3 De som ikke greier det: Brune dverger
Som vi har sett så avgjøres hvorvidt hydrogenbrenning skal starte av stjernens
kjernetemperatur. Den igjen avhenger av stjernens masse. En protostjerne som
stopper å ta opp masse før den har fått en total masse på mer enn 1/12 MS ville
ikke være i stand til å starte opp hydrogenbrenning. Temperaturen i kjernen
vil ikke bli høyere enn 440 000 K. Den vil bli en brun dverg
Den lave temperaturen gjør brune dverger vanskelige å oppdage. De blusser kun opp i korte øyeblikk ved å brenne deuterium og andre lette stoffer. Overflatetemperaturen kommer ikke opp i mer enn 750 K. Størrelsen vil være på linje med Jupiters, men den vil være mye mer kompakt.
Det rombaserte Hubble teleskopet, som er ansvarlig for alle bildene fra NASA i denne oppgaven, har allikevel funnet enkelte sannsynlige brune dverger.
Den lille stjernen er antatt å være en brun dverg, Gliese 229B, som går i bane rundt stjernen Gliese.
