Vi är skyldiga solen hela vår existens. Tja, den och de andra stjärnorna som kom innan. När de dog donerade de de tyngre elementen vi behöver för livet. Men hur bildades de?
Stjärnor börjar som stora moln av kallt molekylärt väte och helium som blivit över från Big Bang. Dessa enorma moln kan vara hundratals ljusår i diameter och innehålla råmaterialet för tusentals eller till och med miljoner gånger vår sols massa. Utöver vätet är dessa moln besådda med tyngre grundämnen från stjärnorna som levde och dog för länge sedan. De hålls i balans mellan sin inre tyngdkraft och det yttre trycket från molekylerna. Så småningom övervinner någon kick denna balans och får molnet att börja kollapsa.
Den sparken kan komma från en närliggande supernovaexplosion, kollision med ett annat gasmoln eller tryckvågen från en galax spiralarmar som passerar genom regionen. När detta moln kollapsar, bryts det i mindre och mindre klumpar, tills det blir knutar med ungefär samma massa som en stjärna. När dessa områden värms upp förhindrar de att ytterligare material faller inåt.
I mitten av dessa klumpar börjar materialet öka i värme och densitet. När det yttre trycket balanserar mot tyngdkraften som drar in det bildas en protostjärna. Vad som händer sedan beror på mängden material.
Vissa objekt ackumulerar inte tillräckligt med massa för stjärnantändning och blir bruna dvärgar – substellära objekt som inte liknar en riktigt stor Jupiter, som långsamt svalnar under miljarder år.
Om en stjärna har tillräckligt med material kan den generera tillräckligt med tryck och temperatur i sin kärna för att börja deuteriumfusion - en tyngre isotop av väte. Detta saktar ner kollapsen och förbereder stjärnan för att gå in i den verkliga huvudsekvensfasen. Detta är det stadium som vår egen sol befinner sig i, och börjar när vätefusion börjar.
Om en protostjärna innehåller massan av vår sol, eller mindre, genomgår den en proton-protonkedjereaktion för att omvandla väte till helium. Men om stjärnan har ungefär 1,3 gånger solens massa genomgår den en kol-kväve-syrecykel för att omvandla väte till helium. Hur länge denna nybildade stjärna kommer att vara beror på dess massa och hur snabbt den förbrukar väte. Små röda dvärgstjärnor kan hålla i hundratals miljarder år, medan stora superjättar kan förbruka sitt väte inom några miljoner år och detonera som supernovor. Men hur exploderar stjärnor och såddar sina element runt universum? Det är ett annat avsnitt.
Vi har skrivit många artiklar om stjärnbildning på Universe Today. Här är en artikel om stjärnbildning i det stora magellanska molnet , och här är en annan om stjärnbildning i NGC 3576 .
Vill du ha mer information om stjärnor? Här är Hubblesites nyhetsmeddelanden om stjärnor , och mer information från NASA föreställer sig universum .
Vi har spelat in flera avsnitt av Astronomy Cast about stars. Här är två som du kan ha nytta av: Avsnitt 12: Where Do Baby Stars Come From , och Avsnitt 13: Where Do Stars Go When they Die ?
Källa: NASA
Podcast (ljud): Ladda ner (Längd: 3:03 — 2,8 MB)
Prenumerera: Apple Podcasts | RSS
Podcast (video): Ladda ner (50,5 MB)
Prenumerera: Apple Podcasts | RSS