En stjerne fødes – protostjerner og brune dverger

I tomrommet mellom stjernene er det svært lav partikkeltetthet, faktisk mindre enn i et vakumlaboratorium. Men siden rommet er så stort blir det i sum store mengder støv og gass i det såkalte interstellare rom. 10% av materien er støv, blant annet karbon, og resten er gass. En anslår gassen er 74% hydrogen og 24% helium. Stjerner formes ved at gravitasjonskraften sakte drar sammen gass- og støvskyer som fortettes og får en skiveform. Materien blir stadig varmere og vil til og til slutt antennes.

Hovedelementet i en stjerne er hydrogengass. For å få en stjerne på størrelse med sola trenger vi en interstellar støvsky som er 100 ganger større enn vårt solsystem. Så klumper de seg sakte mer sammen og gravitasjonen og sammenklumpingen aksellerer. I løpet av et par hundre tusen år virvler støvskyen sammen til en nokså flat skive. I sentrum av disken får vi en sfære som har stort trykk og varme. Bare en liten del av strålingen slipper ut som varme og det meste stoppes av de ytre lagene på skyen, som sakte trekkes inn mot kjernen. Denne gløder og vi kaller dette en protostjerne. Om protostjernen har riktig størrelse, mellom 0,08 og 100 solmasser, vil den utvikle seg videre til å bli en stjerne. Etter 10 millioner år har hydrogenkjernen i protokjernen fått en temperatur på 10 millioner grader. Da skjer det noe nytt. Heten gjør at vi i kjernen får en kjernefysisk fusjon. Det som da skjer er at de små hydrogenatomene krasjer borti hverandre med så stor kraft at de smelter sammen til å bli større og tyngre heliumatomer. Denne prosessen er kjennetegnet med stjerner som er i hovedløpet av sitt liv. Denne fasen med å forbrenne hydrogen til helium kalles hovedserien av stjernenes liv og er den lengste fasen de har. Bildet under er det kjente bildet fra Hubble av Ørnetåken som er et område hvor mange stjerner fødes (NASA).

ornetaken

Protostjerner på under 0,08 solmasser, litt mer enn 80 Jupitermasser, blir hva vi kaller brune dverger. Dette er «mislykkede stjerner» som aldri ble skikkelig født. De får ikke stor nok fortetning til å frigjøre energi nok til å starte en kjernereaksjon og avgir bare varmen som sammentrekningen har skapt før de ender opp som svarte dverger. De er veldig kalde og avgir dermed lite lys. Derfor er de også vanskelig å oppdage. De har samme ingredienser som stjerner, men ikke nok masse til å få i gang kjernefusjon. Disse brune dvergene oppfører seg i hovedsak som en kjempeutgave av Jupiter. Vi har bare funnet et par hundre brune dverger til nå. En brun dverg er altså rett og slett en veldig stor gassplanet uten nok tetthet og varme til å forbrenne hydrogen. De kan likevel ha en kort forbrenning av deterium, men denne varer bare 10 millioner år. Går vi til de største protostjernene får de en helt annen skjebne. De vil kollapse så voldsomt at energien som frigis sprenger de helt. De oppnår ikke en likevekt mellom utvidelse og sammentrekning.

Vi har gjennom hele stjernens liv en kamp mellom gravitasjonskraften og kjernekraften. Kjernekraften og de konstante eksplosjonene i kjernen fører til at stjernen egentlig holder på å sprenges og rives fra hverandre, mens gravitasjonen drar den store massen sammen og vil presse den tettere sammen. Disse kreftene holder hverandre i likevekt helt til stjernas sluttfase. Når helium er brent opp går stjernen over til å lage tyngre grunnstoff. Hvor mange faser med å lage stadig tyngre grunnstoff den går gjennom er avhengig av stjernens størrelse og dermed gravitasjonskraft til å presse ting sammen til stadig større temperaturer. Når atomer omdannes fra lettere til tyngre atomer frigjøres samtidig en del av den konverterte massen til energi. Dette er stjernenes forbrenning som sprer lys, varme og stråling fra stjernene. Men som vi skal se senere vil prosessen med å lage tyngre grunnstoff gå maksimalt til vi kommer til jern.