Myndun stjarna

Á heiðskíru kvöldi er hægt að koma auga á myndunarstaði stjarna með berum augum. Dökku svæðin í vetrarbrautarslæðunni eru gas- og rykský sem sýnast dökk vegna þess að þau gleypa ljós og hindra að við sjáum stjörnur á bak við þau. Þessi ský innihalda örsmáar rykagnir; hráefnið í nýjar stjörnur sem kallast miðgeimsefni.

Öll sameindaský í geimnum eru kölluð geimþokur. Gasið í þeim er að mestu úr tveimur algengustu frumefnum alheims, vetni (70%) og helíumi (28%) og málmum (2%). Vetnið og helíumið urðu til í Miklahvelli en málmarnir eru afurðir sprengistjarna.

Málmar í geimþokum eru örsmáar rykagnir, venjulega innan við 1 míkrómetri að stærð og því ekki ósvipað sóti fremur en sandkornum. Sum rykkornin eru að mestu úr kolefni en önnur úr efnum eins og kísli, súrefni, járni, gulli og úrani.

Stjörnur vara ekki að eilífu. Þegar þær deyja, skila þær aftur út í geiminn gasinu og rykinu sem þær urðu til úr. Með innyflum sínum auðga þær geiminn með þungu frumefnunum sem eru nauðsynlegar lífi.

Hægt er að sjá stærðarinnar stjörnumyndunarsvæði með berum augum á næturhimninum. Þegar horft er á stjörnumerkið Óríon á heiðskírri vetrarnótt, þegar merkið er hátt á lofti yfir Íslandi, sést að ein stjarnan í miðju sverðsins er þokukennd. Með hand- eða stjörnusjónauka sést að um geimþoku er að ræða — Sverðþokuna í Óríon — sem er stjörnuhreiður, myndunarstaður nýrra stjarna.

1. Miðgeimsský

Miðgeimsský í þyrilvetrarbrautinni Messier 83. Mynd: NASA/ESA og Hubble Heritage Team

Í þyrilörmum vetrarbrautarinnar safnast gas og ryk saman og mynda miðgeimsský eða geimþokur. Miðgeimsský eru flokkuð eftir þéttleika, stærð og hitastigi í óröfuð vetnisský (H I svæði), röfuð vetnisský (H II svæði) og sameindaský.

Sameindaský eru oftast nógu þétt og köld til þss að atóm geti bundist saman og myndað sameindir. Hitastig sameindaskýja eru venjulega á bilinu –230°C til –260°C og þéttleikinn frá nokkur hundruð til þúsund sameindir á rúmsentímetra. Það er nokkuð mikið á stjarnfræðilegan mælikvarða en hverfandi lítið á jarðneskan mælikvarða.

Vetnissameind (H2) er algengasta sameindin í þessum skýjum en í þeim eru líka efni á borð við kolmónoxíð (CO), vatn (H2O), ammóníak (NH3) og alkóhól.

Skuggaþokur eru dæmi um þétt og köld sameindaský í geimnum. Í kringum aldamótin 1900 skrásetti bandaríski stjörnufræðingurinn Edward Emerson Barnard fyrstur manna skuggaþokur á ljósmyndum sem teknar höfðu verið á löngum tíma af himninum og áttaði sig einnig á rykeðli þeirra. Barnard kortlagði í heild 370 skuggaþokur á himinhvolfinu, til dæmis Riddaraþokuna og Pípuþokuna sem bera einnig nafn hans (Barnard 33 og Barnard 59). Dæmigerð Skuggaþoka inniheldur nokkur þúsund sólmassa af gasi og ryki á um 30 ljósára breiðu svæði.

Sameindaský í vetrarbrautinni okkar: Skuggaþokur (dökkar) og ljómþokur (bleikar). Mynd: ESO/S. Guisard (www.eso.org/~sguisard)

Smærri og nærri hringlaga skuggaþokur eru kallaðar Bok-hnoðrar eftir þýsk-bandaríska stjörnufræðingnum Bart Bok sem veitti þeim fyrstur manna athygli á fimmta áratug 20. aldar. Dæmigerður Bok-hnoðri er í kringum 3 ljósár að stærð.

Skuggaþokur og Bok-hnoðrar gefa frá sér millímetra og hálfsmillímetra geislun. Með sjónaukum á borð við ALMA er hægt að skyggnast inn í skýin.

Um leið og massamiklar O og B stjörnur myndast í skuggaþokum, gefa þær frá sér útfjólublátt ljós sem jónar vetnið í kring svo rafað vetnisský eða ljómþoka verður til. Segja má að ljómþoka sé bjartur, heitur reitur í risastóru sameindaskýi — flúrljósaperur í geimnum. Sverðþokan í Óríon er dæmi um slíkan heitan reit. Í miðju hennar eru heitar og bjartar O og B stjörnur sem jóna skýið svo það glóir. Sverðþokan í Óríon er við brún risasameindaskýs sem inniheldur um 500.000 sólmassa af efni.

Í dæmigerðum ljómþokum er alla jafna efni sem dugir í 100 til 10.000 stjörnur á borð við sólina okkar. Efnið dreifist um margra ljósára breitt svæði svo þéttleikinn er mjög lítill.

1.1. Miðgeimsdeyfing og geimroðnun

Hluti Pípuþokunnar í Naðurvalda. Ryk bæði deyfir ljós frá stjörnum og gerir það rauðara eins og sjá má ef rýnt er í stjörnurnar við brúnir skýsins. Mynd: ESO

Á fjórða áratug 20. aldar sá bandaríski stjörnufræðingurinn Robert Trumpler merki um miðgeimsdeyfingu (e. interstellar extinction) og geimroðnun (e. interstellar reddening). Þegar Trumpler rannsakaði birtu og fjarlægðir nokkurra stjörnuþyrpinga, tók hann eftir að fjarlægar þyrpingar virtust daufari en búast mátti við. Mælingar Trumplers sýndu að styrkleiki ljóssins frá fjarlægum stjörnum minnkar þegar það berst í gegnum ryk á milli okkar og þeirra. Þetta kallast miðgeimsdeyfing og taka þarf tillit til hennar þegar fjarlægðir eru mældar í geimnum.

Trumpler tók líka eftir því að ljós fjarlægra stjarna í vetrarbrautinni verður rauðara þegar það berst í gegnum rykið í geimnum. Ástæðan er sú að rykið gleypir bláa litinn í ljósi stjarnanna svo úr verður geimroðnun. Sömu áhrif valda því að lofthjúpurinn er rauðleitur við sólarupprás og sólsetur.

2. Frumstjörnur

Allt myndunarferli stjörnu einkennist af togstreitu milli þyngdarkraftsins sem dregur efnið saman og þrýstikraftsins sem vill tvístra efninu í sundur. Því er líklegast að stjarna verði til í gasskýi sem er kalt og þétt eins og í skuggaþokum og Bok-hnoðrum.

Eigi skýið að byrja að þjappast saman í frumstjörnu þarf einhverja utanaðkomandi röskun, til dæmis af völdum höggbylgna frá sprengistjörnum eða árekstur við annað gasský. Þéttleiki gasskýsins ræður síðan því hvort samdráttur á sér stað. Sé þéttleikinn yfir svonefndum Jeans-mörkum (ákveðin þéttleikamörk) hefst samdráttur sem leiðir óhjákvæmilega til stjörnumyndunar. Ef massinn er undir Jeans-mörkunum tvístrast skýið og engin stjarna myndast.

2.1. Mótun frumstjörnu

Á sjötta áratug 20. aldar gerðu stjarneðlisfræðingarnir Louis Henyey frá Bandaríkjunum og Chushiro Hayashi frá Japan, útreikninga sem gerðu þeim kleift að lýsa fyrstu stigunum í mótun frumstjörnu.

Í fyrstu er frumstjarna lítið annað en kaldur gashnoðri, nokkrum sinnum stærri en sólkerfið okkar. Í þessum litla gashnoðra er innri þrýstingurinn of lítill til að standast þyngdarkraftinn svo hnoðrinn fellur saman og þéttist. Við það breytist stöðuorka í varmaorku svo gasið hitnar og byrjar að glóa. Orka frá innviðum frumstjörnunnar flyst út með iðustraumum svo hitastigið á yfirborðinu hækkar.

Eftir nokkur þúsund ára þyngdarsamdrátt nær yfirborðshitastig frumstjörnunnar yfir 2000°C. Þá er frumstjarnan enn fremur stór svo glóandi gasið gefur frá sér nokkuð mikla birtu. Birtan er ekki afleiðing kjarnasamruna, því kjarni frumstjörnunnar er ekki enn nógu heitur til að kjarnahvörf geti hafist. Þess í stað kemur orkan eingöngu frá hitun af völdum samdráttar.

TIl að kanna aðstæðurnar sem ríkja innan í frumstjörnu sem er að dragast saman, beita stjörnufræðingar svipuðum líkönum og til að kanna innviði sólar. Niðurstöðurnar segja til um hvernig ljósafl frumstjörnu og yfirborðshitastig breytast á ýmsum stigum samdráttarins. Upplýsingarnar gera okkur kleift að draga upp myndunarferil stjarna (Hayashi-feril) á Hertzsprung-Russell línuriti. Hayashi ferillinn sýnir okkur hvernig frumstjarnan breytist um leið og innviðir hennar breytast.

Myndin hér til hliðar sýnir myndunarferla frumstjarna sem eru á bilinu 0,5 til 15 sólmassar. Þegar frumstjörnur byrja að gefa frá sér sýnilegt ljós eru þær fremur kaldar svo allir ferlarnir byrja hægra megin á H-R línuritinu þar sem hitinn er lægri. Því massameiri sem stjarnan er, því hraðar færist hún á myndunarferli sínum. Þannig er 15 sólmassa frumstjarna aðeins um 100.000 ár að komast á meginröð á meðan stjarna á borð við sólina er hundrað sinnum lengur að því eða um 10 milljónir ára.

2.2. Athuganir á frumstjörnum

Erfitt er að fylgjast með myndun og þróun frumstjarna. Þótt þær séu miklu bjartari en sólin eru þær innan í rykskýjum sem gleypa sýnilega ljósið sem þær gefa frá sér.

Rykið dregur í sig mikla orku frá frumstjörnunni, hitnar og byrjar að gefa frá sér innrautt ljós. Með innrauðum sjónaukum geta stjörnufræðingar því skyggnst inn að fæðingarstað stjarna, eins og ljósmóðir skoðar fóstur með ómskoðunartæki.

Rykkornin eru nístingsköld, í kringum –250°C og gefa því aðeins frá sér ljós með hálfsmillímetra bylgjulengdir sem eru mun lengri en bylgjulengdir sýnilegs ljóss. Hálfsmillímetrageislun er þess vegna lykillinn að rannsóknum á myndun stjarna og sambandi þeirra við gasskýin sem þær myndast í. Sjónaukar á borð við ALMA og APEX gera slíkar mælingar.

3. Frumstjörnur og meginröð

Massi frumstjörnunnar ræður mestu um hvernig hún þróast. Ytri lög eins sólmassa frumstjörnu (eins og sólin) eru köld og ógegnsæ svo orkan sem losnar innar í henni, þegar hún er að dragast saman, berst til yfirborðsins með hægfara iðustreymi. Yfirborðshitastigið frumstjörnu á borð við sólina helst nokkurn veginn jafnt. Ljósaflið minnkar þegar stjarnan dregst saman og myndunarferillinn færist niður H-R línuritið.

Þótt yfirborðshitastigið breytist lítið halda innviðir frumstjörnunnar áfram að hitna. Með tímanum jónast innviðirnir og verða þá gegnsærri. Orka flyst þá út á við með geislun og síðan iðustreymi í ógegnsæju lögunum, rétt eins og í sólinni í dag, og ljósaflið eykst. Þá tekur myndunarferillinn sveig upp á við (meira ljósafl) og til vinstri (hærra yfirborðshitastig vegna aukins orkuflæðis).

Þegar hitastig í innviðum eins sólmassa frumstjörnu nær um 8 milljónum gráða hefst vetnisbruni en við það losnar feikileg orka. Á kemst vökva- og varmajafnvægi og stjarnan sest á meginröð. Stjarnan er fædd.

Orðið „vetnisbruni“, sem oft er notað, er vafasamt orðalag því enginn eiginlegur „bruni“ á sér stað. Kjarnahvörf í stjörnum verða þegar vetni er breytt í helíum með kjarnasamruna. Við þetta ferli losnar orka. Vetnið er þannig eldsneyti stjarna. Helíumkjarninn sem myndast við samrunann er ögn léttari en vetniskjarnarnir sem mynduðu hann. Massamunurinn skilar sér í orku samkvæmt hinni frægu jöfnu Einsteins E = mc². Þessi orka gerir stjörnunum kleift að skína og viðhalda þrýstingnum til að hún falli ekki saman undan þyngdarkraftinum.

3.1. Há- og lágmassa frumstjörnur

Massameiri frumstjörnur (meira en fjórir sólmassar) þróast á annan hátt. Sé massinn meiri en fjórir sólmassar dregst frumstjarnan hraðar saman og hitastigið hækkar hraðar svo vetnissamruni hefst fyrr.

Myndunarferlar massamikilla frumstjarna eru nokkurn vegin láréttir á H-R línuritinu, því ljósaflið verður fljótt stöðugt á meðan yfirborðshitastigið eykst samhliða samdrætti stjörnunnar.

Meiri massi hefur aukinn þrýsting og aukið hitastig í innviðunum í för með sér. Það hefur þau áhrif að mikill munur er á hitastigi kjarnans og ytri laganna, miklu meiri en í tilviki sólar. Djúpt í innviðum massamikilla stjarna hefst iðustraumur á meðan orka berst með geislun í gegnum ytri lögin. Með öðrum orðum eru innviðir massamikilla stjarna ólíkir innviðum massaminni stjarna eins og sólar: Innst er iðuhvolf en utar geislunarhvolf.

Innviðir mjög massalítilla meginraðarstjarna eins og rauðra dverga eru einnig ólíkir stjörnum með massa á við sólina. Í slíkum stjörnum verður hitastigið í innviðunum aldrei nógu hátt til þess að gasið jónist. Innviðirnir verða ógegnsæir svo orka flyst eingöngu með iðustraumum.

3.3. Núllaldursmeginröð

Allar frumstjörnur á myndunarferlunum enda á meginröð þegar kjarnasamruni vetnis í helíum hefst. Í flestum tilvikum er það stöðugt ástand sem varir í milljónir eða milljarða ára eftir massa stjörnunnar. Til dæmis brennir sólin vetni í meira en 10 milljarða ára og dvelur því á eða við meginröðina í þann tíma.

Hvar stjarna byrjar á meginröð veltur á massa hennar. Massamestu stjörnurnar og bjartastar og myndunarferlar þeirra enda ofarlega til vinstri á meginröðinni á meðan massaminni stjörnur eru daufari og enda myndunarferli sitt neðarlega til hægri. Tengslin milli massa og birtu (ljósafls) meginraðarstjörnu kallast massalýsilögmálið.

Kenningar um þróun frumstjarna útskýra hvers vegna efri og neðri mörk eru á massa meginraðarstjarna. Í frumstjörnum sem eru innan við 0,08 sólmassar getur þrýstingur og hitastig í iðrum þeirra aldrei orðið nógu hár til þess að kjarnasamruni hefjist. Þær verða að „misheppnuðum stjörnum“ sem kallast brúnir dvergar. Brúnir dvergar gefa frá sér daufa birtu vegna svonefnds Kelvin-Helmholtz samdráttar.

Lengi vel var talið að stjörnur gætu ekki orðið mikið meira en 150 sólmassar. Árið 2010 tilkynntu stjörnufræðingar sem notuðu Very Large Telescope ESO í Chile að fundist hefði stjarna sem er 265 sinnum massameiri en sólin. Þessi stjarna, R136a sem er að finna í hjarta R136 lausþyrpingarinnar í Tarantúluþokunni í Stóra Magellansskýinu, myndaðist með 300 sinnum meiri massa en sólin okkar — rúmlega tvöfalt meiri massa en hin viðteknu mörk segja til um.

3.4. T-tarfsstjörnur

Stór hluti þess efnis sem er í köldum skuggaþokum kastast út í geiminn og endar aldrei í stjörnunum. Við útkastið hreinsast rykið í kringum ungu stjörnuna og gerir hana greinilega í sýnilegu ljósi.

T-tarfsstjörnur eru frumstjörnur sem varpa frá sér efni út í geiminn, nefndar eftir stjörnunni T í Nautinu (T-Tauri). Slíkar stjörnur eru innan við þrír sólmassar og í kringum milljón ára gmalar. Í litrófum þeirra sjást ljómlínur sem rekja má til þunns, heits gass í kringum þær. Dopplerhrif í þessum ljómlínum benda til að þær varpi frá sér gasi á rétt innanvið 100 km hraða á sekúndu.

Að meðaltali varpa T-tarfsstjörnur frá sér um 10^–8 til 10^–7 sólmössum af efni frá sér á ári. Þetta hljómar ekki mikið en til samanburðar glatar sólin aðeins um 10^–14 sólmössum af efni á ári með sólvindum. Stjarna getur verið á þessu skeiði í um 10 milljónir ára en á þeim tíma getur stjarnan misst einn sólmassa af efni. Af þessu leiðir, að lokamassi stjörnunnar, þegar hún færist á meginröð, er nokkru minni en massi gas- og rykskýsins sem stjarnan varð til úr.

Ungar stjörnur sem eru meira en þrír sólmassar breyta ekki birtu sinni eins og T-tarfsstjörnur. Þær glata hins vegar massa vegna þess að geislunarþrýstingurinn við yfirborð þeirra er svo mikill að hann blæs gasi út í geiminn. Þetta sést til dæmis í Omegaþokunni Messier 7, þar sem nýjar stjörnur eru að fæðast. Massamestu stjörnurnar í þokunni varpa frá sér efni með slíku offorsi að það gefur frá sér röntgengeislun.

3.5. Herbig-Haro fyrirbæri

Herbig-Haro fyrirbæri (sjá frétt). Mynd: NASA, ESA og P. Hartigan (Rice háskóla)

Snemma á níunda áratugnum uppgötvuðu stjörnufræðingar að margar ungar stjörnur, þar á meðal T-tarfsstjörnur, geta einnig misst massa með því að varpa gasi frá sér í tveimur gagnstæðum efnisstrókum á miklum hraða — allt að milljón km hraða á klukkustund. Strókarnir rekast á gas í kring og mynda höggbylgjur. Höggbylgjurnar valda því að gasið glóir svo glóandi hringbogar og slettur sem eru sérkennilegar á litinn.

Þetta eru svonefnd Herbig-Haro fyrirbæri, nefnd eftir stjörnufræðingunum George Herbig og Guillermo Haro sem rannsökuðu litróf þeirra í smáatriðum fyrstir manna. Þeim varð ljóst að ekki var aðeins um að ræða gas- og rykklumpa sem endurvörpuðu ljós eða gáfu frá sér geislun fyrir tilstilli útblás ljóss frá ungum stjörnum, heldur var þetta nýr flokkur fyrirbæra sem tengdist myndun stjarna.

Athuganir benda til að flestar frumstjörnur varpi frá sér efni á formi stróka á einhverjum tímapunkti í þróuninni. Strókarnir eru mjög virkt en skammlíft ástand í myndun þeirra og vara iðulega aðeins í um 100.000 ár.

Stjörnufræðingar skilja ekki fyllilega hvaða hlutverki Herbig-Haro fyrirbæri gegna í stjörnumyndunarferlinu eða hvernig stjarnan losar um þá. Þegar stjarna vex dregur hún að sér efni sem sleppur frá henni út eftir snúningsásnum.

3.6. Rykskífur

Mynd ALMA (rauð) og Hubbles (blá) af rykskífu í kringum stjörnuna Fomalhaut. Mynd: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); NASA/ESA

Frumstjörnur taka hægt til sín massa á sama tíma og þær varpa honum frá sér. Þegar kúlulaga gasskýið hraðar snúningi sínum, flest skýið út í skífu með frumstjörnuna í miðjunni. Agnir í skífunni missa orku við árekstra og færast inn að frumstjörnunni í spíral og bæta þannig við massa hennar. Rykskífan er kölluð aðsópsskífa eða -kringla frumstjörnunnar.

Fjölmargar frumskífur hafa fundist í ýmsum geimþokum, til dæmis Sverðþokunni í Óríon. Frumskífur eru talar innihalda efnið sem reikistjörnur myndast úr. Athuganir á Sverðþokunni sýna að slíkar skífur eru umhverfis flestar nýmyndaðar stjörnur sem eru undir þremur sólmössum eða svo. Meðal annars þess vegna er talið líklegast að lífvænlegar reikistjörnur sé helst að finna við litlar stjörnur.

4. Stjörnuþyrpingar

Stjörnuþyrpingar í hjarta Tarantúluþokunnar. Mynd: NASA/ESA/E. Sabbi (ESA/STScI)

Í skuggaþokum eru tugir eða hundruð sólmassar af gasi og ryki, nóg til að mynda fjölmargar stjörnur. Í þessum þokum verða því oft til hópar eða þyrpingar, svokallaðar lausþyrpingar.

Lausþyrpingar eru stjörnufræðingum ómetanleg tæki til að bera saman þróun stjarna. Í þyrpingunum eru mismassamiklar stjörnur sem urðu allar til nokkurn veginn samtímis í sama hreiðri.

Massi stjarna ræður þróun þeirra eins og sjá má af myndunarferlum þeirra. Stórar og massamiklar stjörnur þróast þannig hraðar en litlar stjörnur með lítinn massa. Því massameiri sem frumstjarna er, því fyrr verður þrýstingur og hitastig í kjarna hennar nægur til að vetnissamruni geti hafist.

Þegar hámassastjörnur komast á meginröð verða þær að mjög heitum og björtum stjörnum af litrófsgerði O og B. Frá þeim berst sterk útfjólublá geislun sem jónar nærliggjandi gas svo úr verður rafað vetnisský eins og Sverðþokan í Óríon er dæmi um. Þessar stjörnur hafa mikil áhrif á myndun annarra stjarna. Þær senda frá sér mjög öfluga stjörnuvinda sem feykja burt efni frá öðrum stjörnum í mótun svo þær verða minni en ella.

Heimildir

1. Freedman, Roger og Kaufmann, William. 2004. Universe, 8th Edition. W. H. Freeman, New York.
2. Bennet, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas og Voit, Mark. 2007. The Cosmic Perspective, 4th edition. Addison Wesley, San Francisco.
   
3. ESO.org. Tilþrifamikil stjörnumyndun: Nýmyndaðar stjörnur gera usla í hreiðrum sínum
   

Hvernig vitna skal í þessa grein

• Sævar Helgi Bragason og Kári Helgason (2012). Myndun stjarna. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/myndun-stjarna (sótt: DAGSETNING).