Stjernedannelse

=Stjernedannelsen=

Historisk sett har stjerner alltid fascinert mennesket. Då holebuarane stod og betrakta himmelen for tusenvis av år sidan, var dei nok ikkje klar over kva dei såg på. Dei syns nok det var eit imponerande syn, og i desse dagar finn me holer med helleristningar av stjernetegn. Men stjerner har hatt andre eigenskapar enn berre å vere eit flott syn; dei har og vore nytta til navigasjon, som symbol i ulike samanhengar og til å berekna avstandar i verdsrommet. Men korleis vert desse stjernene eigentleg danna?

Sannsynligheten for at ei stjerna skal bli danna ein gitt plass i verdensrommet er utrulig liten, men universets størrelse gjer at det skjer ofte likevel. Ei stjerna blir danna av gassar og støv i verdensrommet. Støvet består av ca. 70% Hydrogen og 25-30% Helium. Under heilt spesielle forhold vil tyngdekraft samla inn ei stor sky av støv, og få skya til å trekka seg saman. Det blir frigjort potensiell energi i samantrekkinga, noko som kan gi ein stor auke i temperatur på støvskya. Når temperaturen når 5 000 000 grader Celsius, startar fusjonsprosessane. Og ei stjerne blir danna.


 * Flott bilete av Oriontåka. Her vert det danna nye stjerner den dag i dag.**

Utgangspunktet for ei protostjerne
Før me kan snakke om ei protostjerne må me bakover i tid, og sjå på korleis den er danna. Ei protostjerne er ei boble av gass som har sitt opphav i ei mørk tåke saman med mange andre bobler som er langt større enn vårt solsystem. Desse boblene forholder seg forsåvidt rolige, i motsetning til den mørke tåka den er omgitt av - som er turbulent med "massiv" fart! Grunnen til dette er at temperaturen er relativt låg, rundt 10 K. Kreftene som er med på å halde dette i sving er gravitasjonskraft og gasstrykk. Boblene og den mållause tåka består av hydrogen, helium og kosmisk støv. Gravitasjonen har ei tiltrekkingskraft - medan gasstrykket er fråstøytande. Desse to kreftene er som ei likevekttilstand, dvs at summen av kreftene er lik 0 - dei utliknar kvarandre. Me kan omformulere dette på ein meir klarsynt måte i fysikk-språket og seie at gravitasjonen utgjer bindingsenergi, medan gasstrykket er molekylas kinetiske energi (bindingsenergi).

Men kortid vil denne bobla eventuellt kollapse saman av gravitasjonskreftene? Og kvar kjem desse kreftene frå? Jo, bobla held seg som ei boble nettopp på grunn av likevekttilstanden (summen av kreftene er lik null), og sterke interne magnetiske felt! Alle desse kreftene er med på kvar sin måte og danne ei protostjerne.

Ein teori seier at det magnetiske feltet i bobla blir gradvis svekka med tida. Reaksjonen på dette er at bobla byrjar å trekkja seg saman frå kjernen og utover. Magnetfeltet er nesten borte, og ein kollaps av kjernen er ikkje til å forhindre. Dette medfører ei stor auking i kjernens tettleik!

Både trykk og temperaturen aukar - grunna massen i bobla som "fell fritt" inn mot kjernen. Denne massen frigir energi, varmeenergi. No byrjar temperaturen å auke, og i og med at gassen får tildelt varmeenergi, byrjar den å gløde. Hydrogenbrenning oppstår. Dette er når gravitasjonskreftene og ein eventuell kollaps i kjernen stopper opp. Nyare forskninger og observasjonar kan tyde på at stjernedannelse kan foregå på samme måte i heile universet. Gjeld då dei fysiske lovene overallt i verdsrommet?

media type="youtube" key="HfqcZdNnQ6s" height="344" width="425"

Syklusen som protostjerna blir påført kan bare bli endra av ein liten påvirkning: sjokkbølgjer frå supernovaer, forbigåande eller av kollisjon mellom to tåker.

Oppgåve frå læreboka
__For å forklare dette ut i frå spørsmål tar eg for meg oppgåve 8.10 frå læreboka: Forklar korleis ei sky av gass og støv kan bli til ei stjerne?__ Ei sky av gass og støv er sjølve utgangspunktet for ei stjerne, eller protonstjerne. Grunna at ei protonstjerne er ein tilstand alle stjerner må gjenom før dei blir til ei stjerne! Denne gassen og støvet blir til ei stjerne fordi det verkar inn to krefter: gravitasjon av støvet, og gasstrykket utover. Gravitasjonen gjer at støvet trekk seg innover som bobler. Vidare vil dette utvikle seg til at kjernen kollapsar. Varmeenergi oppstår og den byrjar å gløde.

Protostjerne
Stadiet før ei stjerne blir ei stjerne kallast protosjerne, og fasen kan vare fra hundre tusener til flere millionar år. Når ei stjerne vert fødd, ligg den langs nullalderlinja, som ligg i noko som vert kalla hovedserien (Diagonalbeltet). Energien i fusjonsprosessene i stjernens indre må være større, dersom det er ei stor stjerne. Dersom energien ikkje er stor nok, fell stjerna saman på grunn av tyngdekrefter. Ei protostjerne vert danna i det me kallar tåker. Dette er stadar i universet der tettleiken er større enn andre plassar, og dersom det er nok materiale, er det moglegheit for stjernedanning her. I slike tåker finn me globular, det vil seie lokale fortettingar av gass. Her er gravitasjonskrefter tiltrekkjande og gasstrykket fråstøytande, og dersom det er nok masse i globulen vert gravitasjonen forsterka. Dette fører igjen til at massane som fell frigjer energi, så temperaturen og trykket aukar. Over lange tidsrom på opptil fleire millionar år vil temperaturen ha blitt så høg at den termiske strålinga vil finnast i den synlege delen av spekteret. Det har då blitt danna ei protonstjerne, og denne vil berre fortsette å vekse sidan materiale vil fortsette å trekke inn mot henne.

Fusjon i samband med stjernedanning
Ein prosess som er nødvendig for at ei stjerne skal kunne bli danna er den termofysiske fusjonsprosessen inne i stjerna. Når tettleiken i ei stjernetåke blir stor nok, får gravitasjonskrefter ulike støv og gasspartiklar til å kollidere. Når gjendstandar kolliderer, vert det frigitt varme i prosessen. Det er dette som skjer her og, og når temperaturen er komen opp mot fleire millionar grader, startar fusjonsprosessen inne i stjerna. Det som i hovudsak skjer er at hydrogenatom vert omgjort til heliumatom. No skal me først sjå på korleis fusjon me har på sola og på andre lettare stjerner. I det me kallar p-p kjeda, som er hovudreaksjonen på sola, vil to proton fusjonere til Deuterium. Denne reaksjonen tek som regel svært lang tid, og ofte tek det heile 8 milliardar år før to proton reagerer. Dette forklarer kvifor sola har lang levetid. Under ser me ei oversikt over pp-kjeda sin gang, og det er denne typen fusjon som dominerer på sola og mindre stjerner.



For større stjerner er det Karbon-Nitrogen-Oksygen (CNO) sekvensen som dominerer. Den går ut på at helium vert danna, men i motsetning til pp- kjeda krev denne sekvensen karbon som katalysator. Her vert ikkje karbon, nitrogen eller oksygen nytta. I denne prosessen vert det sendt ut meir gamma stråling enn i pp- kjeda. Heile prosessen finn stad ved høgare temperatur og intensitet enn ved pp- kjeda, og slike stjerner brenn difor fortare ut enn mindre stjerner. Ofte er det snakk om at slike stjerner brenn ut etter nokre hundre millionar år, men dersom massen er enda større kan det ta enda mindre tid.



Å avgjere levetida til stjerner
Sola me har i vårt solsystem er ei stjerne midt på hovudserien, og ho er ei stjerne i det me kallar spektralklasse G0. Når me såg på fusjon i stjerner viste det seg at til større masse ei stjerne har, til mindre vert levetida. Vil no finne ut om dette stemmer, og vil bruke data om ei stjerne i spektralklasse M0 for å gjere dette. Totalt utstrålt energi vert gitt med formelen: math E = P \cdot t math Der P= konstant utstrålt effekt og t= levetid. Men me veit at den totale utstrålte energien i levetida er proporsjonal med stjernemassen m. Dette medfører då: math E = k \cdot m math For ei stjerne i M0 kan me då skrive slik: math Em = Pm \cdot tm = kmm math

Når me då samanliknar sola vår i G0 og ei stjerne i M0 får me:

math \frac{Em} {Esol} = \frac{P \cdot tm} {P \cdot tsol} = \frac{kmm} {kmsol} = \frac {mm} {msol} math

Når me då løyser i forhold til levetida til M0 stjerna får me:

math tm = \frac{mm} {msol} \cdot \frac{Psol} {Pm} \cdot tsol math Finn informasjon i fysikktabellen: mm =0,5, msol =1,1 , Psol =1 , Pm= 0,06 og tsol =10*10^9 år. Kan no rekne ut levetida på M0 stjerne:

math tm= \frac{0,5} {1,1} \cdot \frac{1} {0,06} \cdot 10 \cdot 10^{9} math math tm= \approx 8 \cdot 10^{10} math

Ser då at stjerner i M0 har ei lengre levetid enn sola vår. Medan sola vår vil leve i omtrent 10 milliardar år, vil ei stjerne i M0 serien leve i heile 80 milliardar år! Sidan ei stjerne i M0 serien har mindre masse enn sola vår og har lenger levetid, viser dette at til større masse ei stjerne har, til mindre levetid har ho.

Livet etter danninga (ei stjerne vert fødd)== Når temperaturen blir tilstrekkelig høy fusjonerer [|hydrogenatomer] til helium. Dette markerer stjernens fødsel, og stjernen forlater protostadiet og går over til et betydelig lengre liv i [|hovedserien!!!]

**Kjelder**

 * **Ergo Fysikk 1, Aschehoug**
 * **[]**
 * **http://no.wikipedia.org/wiki/Stjerne**
 * **http://www.hjorundfjord.no/saboskule/arkiv/Prosjekt/Universet/Gruppe_1/taaker.htm**
 * **[|http://ekstern.alt.hist.no/~dennisgl/gammelt/semester/naturfag/stjerner/stjernedannelse.htm]l**
 * **http://emmeli2.wordpress.com/stjernenes-livsl%C3%B8p/**

Av: Sigbjørn Aasheim Johansen, Runar Svendsen og Aanund Stokken