Redigerer Stjernedannelse

[[Fil:Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg|thumb|right|[[Oriontåken]] er som en bildebok over stjerner som dannes. Området er et av de mest dramatiske og fotogene «stjernefabrikker» i vår del av galaksen. Der kan mange stjerner i ulike stadier i deres utvikling observeres.]]
'''Stjernedannelse''' er den prosessen der kompakte [[molekylsky]]er kollapser til en [[Plasma (fysikk)|plasma]] og senere blir til en [[stjerne]]. Som en gren av [[astronomi]]en omhandler stjernedannelse studier av det [[interstellar materie|interstellare materiet]] som en forløper til stjernedannelsen og studier av [[Young stellar object]]s (YSO) samt [[soltåke|planetdannelse]] som dets umiddelbare produkt. Stjernedannelsesteorien må fungere såvel for enkeltstjerner som [[dobbeltstjerne]].

== Teorien bak stjernedannelse ==
Ifølge de nåværende teoretiske modellene finnes det først og fremt to måter en stjerne kan dannes på. Den første kalles «spontan stjernedannelse» der tette deler av interstellare [[molekylsky]]er blir ustabile, begynner å deles opp og [[gravitasjonskollaps|kollapser]]. Den andre måten er såkalt «utløst stjernedannelse» hvor sjokkbølger fra [[supernova]]eksplosjoner eller andre kraftige astronomiske prosesser utløser stjernedannelsen i en [[stjernetåke|tåke]]. Deler av den gravitasjonelle energien som forsvinner i prosessen stråles ut som [[infrarød stråling|infrarødt lys]] og øker temperaturen i objektet. [[Akkresjon]] av materie skjer delvis i form av en [[akkresjonsskive]].

Når tettheten og temperaturen er tilstrekkelig høy startet [[Kjernefysisk fusjon|fusjonen]] av [[deuterium]]. Det høye [[strålingstrykk]]et fra denne reaksjonen bremser gravitasjonskollapsen, men stopper den ikke. Materie fra skyen fortsetter å «regne ned» på [[protostjerne]]n. I dette tilfellet dannes den bi-polare strømmen, sannsynligvis en effekt av [[bevegelsesmengde]]n til det nedfallende materiet. Til slutt begynner fusjonen av [[hydrogen]] i protostjernens sentrum, og store deler av det gjenværende omkringliggende materiet blåses bort.

Protostjernen følger [[Hayashi-sporet]] i [[Hertzsprung-Russell-diagram]]et.<ref>{{Cite journal |author = C. Hayashi|title = Stellar evolution in early phases of gravitational contraction|journal = Publications of the Astronomical Society of Japan|date = 1961|volume = 13|pages = 450–452|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1961PASJ...13..450H}}</ref> Sammentrekningen fortsetter frem til [[Hayashi-grensen]] hvor den senere fortsetter på en [[Kelvin-Helmholtz-mekanismen|Kelvin-Helmholtz-tidsskala]] med konstant temperatur. Stjerner med mindre enn 0,5&nbsp;[[solmasse]]r blir deretter en del av [[Hovedserien (astronomi)|hovedserien]]. Større protostjerner vil etter Hayashi-sporet fotsette langs [[Henyey-sporet]] med en langsommere kollaps nær [[hydrostatisk likevekt]].<ref>{{Cite journal |author = L. G. Henyey, R. Lelevier, R. D. Levée|title = The Early Phases of Stellar Evolution|journal = Publications of the Astronomical Society of the Pacific|date = 1955|volume = 67|issue = 396|pages = 154|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1955PASP...67..154H|doi = 10.1086/126791}}</ref>

Stegene i denne prosessen er godt definert for stjerner med ca. en solmasse eller mindre. For stjerner med større masser er tidsskalaen for disse hendelsene mye kortere sammenlignet med andre hendelser i stjernens utvikling og ganske vanskelige å definere.

== Observasjoner == 
Nøkkelhendelser i prosessen som danner stjerner er ikke synlige ved [[Visuell astronomi|optiske bølgelengder]]. Strukturen i molekylskyer, [[Støv (verdensrommet)|romstøv]] og protostjerners utvikling kan i stedet observeres ved [[Infrarød stråling|nær-infrarødt lys]] og ved [[radiobølger]]. Forvandlingen fra en protostjerne til en stjerne må observeres i infrarødt lys siden [[Ekstinksjon (astronomi)|ekstinksjonen]] er for stor til at det er mulig å observere ved synlig lys. Dette medfører store vanskeligheter siden [[jordens atmosfære]] blokkerer enten all stråling mellom 20 og 850&nbsp;μm, med små vinduer ved 200 og 450&nbsp;μm.

Dannelsen av stjerner kan foreløpig bare observeres direkte i vår egen [[galakse]] [[Melkeveien]], men stjernedannlese har blitt oppdaget i andre galakser gjennom unike [[Elektromagnetisk spekter|elektromagnetiske spektre]].

=== Nevneverdige objekter innen stjernedannelse ===
*[[VLA 1623]] er det første eksempelet på en protostjerne av klasse 0, en type innsvøpt protostjerne som fremdeles ikke har kommet så langt med sin akkresjon av masse. Den ble oppdaget i 1993 og er muligvis yngre enn {{formatnum:10000}}&nbsp;år.<ref>http://www.newscientist.com/article/mg13718613.200-science-youngest-star.html</ref>
*[[L1014]] er et svært lyssvakt innsvøpt objekt som representerer en ny klasse som man først kunne observere på 2000-tallet med de kraftigste teleskopene. Statusen til denne klassen er fremdeles ubestemt, men det spekuleres i at de er de yngste av de lette klasse-0-protostjerne som har blitt oppdaget. Alternative hypoteser er at de beveger seg rundt svært lette [[brun dverg|brune dverger]] eller til og med [[interstellar planet|interstellare planeter]].<ref>{{Kilde www |url=http://www.sciencenews.org/articles/20041113/fob5.asp |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2012-05-15 |arkiv-dato=2006-02-21 |arkiv-url=https://web.archive.org/web/20060221154403/http://www.sciencenews.org/articles/20041113/fob5.asp |url-status=yes }}</ref>
*[[IRS 8*]] er den yngste kjente [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjernen]], oppdaget i august 2006. Den antas å være ca. 3,5&nbsp;millioner år gammel.<ref>http://www.newscientistspace.com/article.ns?id=dn9738&feedId=space_rss20{{død lenke|dato=juli 2017 |bot=InternetArchiveBot }}</ref>

== Forskjeller mellom stjerner med lav og høy masse ==
Stjerner med ulike masser dannes gjennom noe ulike mekanismer. Teorien om hvordan stjerner med lav masse dannes, som er godt underbygd av observasjoner, sier at disse stjernene dannes gjennom gravitasjonskollaps av roterende områder med høy tetthet innenfor [[molekylsky]]ene. Som beskrevet over fører en kollaps av en slik roterende sky av [[gass]] og støv til at en [[akkresjonsskive]] dannes og materie føres via denne ned til protostjernen. For stjerner med materie høyere enn åtte solmasser er imidlertid ikke prosessen like godt forstått.

Tunge stjerner sender ut enorme mengder stråling som støter bort innfallende materialer. Tidligere trodde man at dette [[strålingstrykk]]et ville være tilstrekkelig for å stoppe akkresjonen på tyngre protostjerner, og man satte grensen for hvor tunge stjerner kunne bli til et titalls solmasser.<ref>{{Cite journal |author = M. G. Wolfire, J. P. Cassinelli|title = Conditions for the formation of massive stars|journal = Astrophysical Journal|date = 1987|volume = 319|issue = 1|pages = 850–867|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1987ApJ...319..850W|doi = 10.1086/165503}}</ref> Senere har teoretisk forskning vist at en jet fra en protostjerne skaper et tomt område hvor mye av strålingen kan unnslippe uten å hindre akkresjon gjennom skiven.<ref>{{cite journal |author = C. F. McKee, J. C. Tan|title = Massive star formation in 100,000 years from turbulent and pressurized molecular clouds|journal = Nature|date = 2002|volume = 416|issue = 6876|pages = 59–61|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Natur.416...59M|doi = 10.1038/416059a}}</ref><ref>{{Cite journal |author = R. Banerjee, R. E. Pudritz|title = Massive star formation via high accretion rates and early disk-driven outflows|journal = Astrophysical Journal|date = 2007|volume = 660|issue = 1|pages = 479–488|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...660..479B|doi = 10.1086/512010}}</ref> Gjeldende teori er derfor at tyngre stjerner også kan dannes gjennom en prosess som er svært lik den som lettere stjerner gjennomgår.

Det finnes et økende antall observasjoner og analyser som støtter at i det minste visse tunge protostjerner er omringet av akkresjonsskiver. Visse andre teorier om hvordan disse stjernene dannes har enda ikke kunnet verifiseres via observasjoner. Av disse er kanskje den mest fremtredende teorien om konkurrerende akkresjon som foreslår at førene til tunge protostjerner sås av lettere protostjerner i regionen som konkurrerer med andre protostjerner om materiet i den lokale skyen.<ref>{{Cite journal |author = I. A. Bonnell, M. R. Bate, C. J. Clarke, J. E. Pringle|title = Accretion and the stellar mass spectrum in small clusters|journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date = 1997|volume = 285|issue = 1|pages = 201–208|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997MNRAS.285..201B}}</ref><ref>{{Cite journal |author = I. A. Bonnell, M. R. Bate|title = Star formation through gravitational collapse and competitive accretion|journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date = 2006|volume = 370|issue = 1|pages = 488–494|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.370..488B|doi = 10.1111/j.1365-2966.2006.10495.x}}</ref>

Ytterligere en teori om hvordan tunge stjerner dannes foreslår at disse dannes gjennom sammenslåing av to eller flere stjerner med mindre masser.<ref>{{Cite journal |author = I. A. Bonnell, M. R. Bate, H. Zinnecker|title = On the formation of massive stars|journal = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|date = 1998|volume = 298|issue = 1|pages = 93–102|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998MNRAS.298...93B|doi = 10.1046/j.1365-8711.1998.01590.x}}</ref>

== De første stjernene ==
[[Fil:He1523a.jpg|miniatyr|En kunstners fremstilling av [[HE 1523–0901]], den eldste kjente stjernen.]]
Man regner med at de første stjernene ble dannet i løpet av en milliard år etter [[Big Bang]] og at det var få stjerner med enorme avstander mellom dem. Forskere har til nå funnet noen av de første stjernene ved hjelp av sporene de etterlot seg, og det er den strålingen som kalles [[kosmisk bakgrunnsstråling]]. Funnet av disse sporene har blitt mulig med [[NASA]]s [[Spitzer Space Telescope]]. Den infrarøde letingen har også gitt de første beleggene for slutten på [[rommets mørke æra]]. De første stjernene etter den mørke æraen bestod trolig bare av [[hydrogen]], [[helium]] og noe [[litium]]. Dette var stort sett var de eneste grunnstoffene som ble dannet under Big Bang og de er de letteste og enkleste grunnstoffene. Det er også det som i største grad skiller de første stjernene fra yngre stjerner. 

Grunnen til at det knapt finnes noen slike gamle stjerner lengre kan ha å gjøre med hvordan de er dannet, fra store skyer med bare hydrogen og helium. Det kan ha ført til at de aller fleste stjernene var svært store og massive med korte levetider. Inne i stjernene dannet [[Kjernefysisk fusjon|fusjonsprosesser]] tyngre og tyngre grunnstoffer. Store stjerner forbrenner raskt opp drivstoffet, og fra de blusset opp brant de i noen millioner år før hydrogenet tok slutt. Når de så eksploderte som [[supernova]]er spredte de ut de tyngre grunnstoffene i galaksen slik at etterfølgende generasjoner av stjerner fikk mer av det.<ref>[http://www.rymdforum.nu rymdforum.nu]</ref><ref>[http://www.scientificamerican.com scientificamerican.com]</ref>

Den eldste stjernen man kjenner til i dag er [[HE 1523–0901]], en [[rød kjempe]]stjerne som ligger i [[Melkeveien]]. Stjernens alder anslås til 13,2&nbsp;milliarder år.

== Referanser ==
<references/>

== Litteratur ==
* Steven W. Stahler, Francesco Palla; ''The Formation of Stars'', Wiley (2004). ISBN 3-527-40559-3

{{Stjerner}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]
[[Kategori:Big Bang]]